우주의 가속은 우주의 가속입니다. 다시 말해, 특정 거리에 있는 은하들은 시간이 흐르면서 점점 멀어지고 있다. 만약 우주에는 아인슈타인의 상대성 이론, 현대 우주학의 토대인 입자 표준 모델 이론에서 설명한 일반적인 입자와 에너지만 있다면, 우주는 더 느리게 팽창해야 한다.
그러나 은하와 Ia형 초신성 사이의 거리를 측정하는 것은 우주가 1990년대 후반에는 가속화된 것을 보여주었고, 이후 우주의 배경 복사, 약한 중력 렌즈 및 바리온의 음향 진동에 대한 관측이 확인되었다. 우주 가속의 팽창을 설명하기 위해, 새로운 암흑 에너지 개념이 도입되었다. 그림 1은 우주의 팽창을 의미하는 원통형 2차원 모델이 역사상 초기 우주 가속이 시작되었을 때 트럼펫 튜브처럼 변했다는 것을 보여준다.
이것은 빅뱅 이후 최초의 팽창 장치를 통해 은하가 형성되고 진화하는 과정을 설명한다. 그림의 오른쪽은 우주 가속의 팽창이 시작될 때 트럼펫처럼 원통형 형태가 성장한다.
300살까지요.천 년 동안 우주의 Barion 밀도가 높았으며, 광을 자유 재료로 사용하는 것은 어려웠습니다. 왜냐하면 광은 바리오운스에 의해 전달되는 자유 전자에 의해 쉽게 분산되기 때문이다. 이러한 빈번한 상호작용으로 빛과 바리온은 플라즈마 상태로 유지되었다. 우주의 암흑물질이 다른 물질과 상호작용하지 않기 때문에 중력장을 형성한 것은 이번이 처음이다. 플라즈마 내부의 바리온은 질량을 가지고 있으며 암흑물질에 의해 형성되는 중력장에 의해 끌린다.
그러나 너무 가까울 경우, 그것은 또한 플라즈마 내부의 빛의 복사 압력에 의해 중력장에서 멀어지는 힘에 의해 영향을 받는다. 이러한 중력과 압력의 움직임들은 우주의 거대한 구조에서 바리온 잡음 진동이라고 불리는 패턴을 만들어낸다. 이 주기적인 파동은 빛이 이 구획을 벗어나 자유롭게 움직인 후에도 유지되므로, 은하 분포에 대한 Makro 분석으로 바리오oon 축색 자극의 흔적을 찾을 수 있다.
관성 좌표 시스템에서 이 패턴의 크기는 항상 동일하므로 우주의 거리를 관찰하기 위한 표준으로 사용될 수 있다. 서희종과 아이젠스톤은 이 방법이 은하수 조사 자료에 적용될 경우 우주학적 모델이 충분히 정밀하게 결정된다는 것을 보여주었고, 그 다음, SDSS에서 관측된 은하 분포를 분석하여 r에서 바리온 축색 자극의 징후를 확인하였다.우주의 고유한 구조를 가지고 있습니다. 만약 빛을 흡수하는 메커니즘이 있다면, 만약 초신성형 Ia 타입과 같은 표준 촉매로 우주의 가속을 발견한다면, 이론적으로는 우주가 가속되지 않고 관측하는 것을 설명할 수 있을 것이다. 그러나 우주로부터 거리를 관찰하는 완전히 다른 표준에서 우주의 동일한 가속 효과가 발견되면 광 흡수에 기초한 이론을 배제할 수 있다.
빠른 팽창에 의해 생성되는 무균 물질의 분포는 우주 배경 광선이 우주 공간에서 자유롭게 흐를 때까지 미세하게 발달하여 약 100개의 배경 복사 차이를 만든다.000. 그는 암흑에너지의 존재가 알려지기 전에 우주의 세 가지 구성요소(바리온, 암흑 물질, 빛)와 에너지 밀도에 의해 결정되는 이 공간 환경 방사선의 통계적 특성을 연구하였다. 관측된 우주 배경의 방사선 변동성의 특성을 분석하여 물질의 구성과 공간 곡선의 값을 정확하게 결정할 수 있었다. 2004년에 미국 우주 배경 관측 위성인 WMAP는 현대 우주학에서 예측한 값과 믿을 수 없을 정도로 일치했다. 분석 결과 바니온과 암흑 물질의 구성은 약 30%였고 우주는 평평했다. 다시 말해, 이 연구는 알 수 없는 물질의 나머지 70%가 우주 팽창의 존재를 입증하기 위해 간접적으로 필요하다는 것을 보여주었다. 그림 2는 초신성 관측, 보리온 진동 관측 및 우주 배경 복사와 같은 세 가지 관찰을 모두 적용할 때 방모형이 가져야 할 물질의 밀도와 암흑에너지의 밀도를 보여준다.