우주의 연대기

시리즈의 일부
물리 우주론
빅뱅 · 우주 우주의 나이 우주의 연대기
초기 우주 인플레이션 · 핵합성 배경 중력파(GWB) 전자레인지(CMB) · 중성미자(CNB)
확장·미래 허블의 법칙 · 레드시프트 공간의 메트릭 확장 FLRW 메트릭 · 프리드만 방정식 비균질 우주론 팽창하는 우주의 미래 우주의 궁극적 운명
구성품·구조 구성 요소들 람다-CDM 모형 암흑 에너지 · 다크 유체 · 암흑 물질 구조. 우주의 모양 은하 필라멘트 · 은하 형성 큰 퀘이사군 대규모 구조물 이온화 · 구조 형성
실험 블랙홀 이니셔티브(BHI) 부메랑 우주배경탐사기(COBE) 암흑 에너지 조사 일러스트리스 프로젝트 플랑크 우주 관측소 Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift 조사 ('2dF') 윌킨슨 마이크로파 이방성 프로브(WMAP)
과학자 아론손 알펜 알퍼 바라드와이 코페르니쿠스 드 시터 다이케 엘러스 아인슈타인 엘리스 프리드만 갈릴레오 가모우 거스 호킹 허블 케플러 레마슈트르 마더 뉴턴 경이다. 펜로즈 펜지아 루빈 슈미트 스무트 선체프 수냐예프 톨만 윌슨 젤도비치 우주론자 목록
대상 이력 우주 마이크로파 발견 백그라운드 방사선 빅뱅 이론의 역사 종교적 해석 빅뱅 이론 우주론 연대표
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우주의 연대표는 빅뱅 우주론에 따라 우주의 역사와 미래를 기술한다.

2015년에 발표된 연구에 따르면 우주 존재의 초기 단계는 138억 년 전으로 추정되며, 68%의 신뢰 수준에서 ^[1]약 2100만 년의 불확실성으로 추정됩니다.

네이처 타임라인
이 상자: 보다 말해라.
−13 — – −12 — – −11 — – −10 — – −9 — – −8 — – −7 — – −6 — – −5 — – −4 — – −3 — – −2 — – −1 — – 0 —	암흑 시대 이온화 물질 지배적 시대 고속 확장 지구의 물 단세포 생활 광합성 다세포 인생 척추동물	← 초기 우주 ← 초기 별 ← 초기 은하 ← 퀘이사/블랙홀 ← 센타우루스자리 오메가 ← 안드로메다 은하 ← 은하 나선은하 ← NGC 188 성단 ← 센타우루스자리 알파 ← 지구/태양계 ← 알려진 가장 오래된 수명 ← 초기 산소 ← 대기 산소 ← 성적 생식 ← 초기 균류 ← 초기 동식물 ← 캄브리아기 폭발 ← 초기 포유동물 ← 초기 유인원/인간 L i f e
(억 년 전)

개요

5단계의 연표

이 요약의 목적을 위해, 우주의 기원 이후 연대를 다섯 부분으로 나누는 것이 편리하다.일반적으로 이 연대기 이전에 시간이 존재했는지는 무의미하거나 불분명한 것으로 간주된다.

아주 초기의 우주

우주 시간의 첫 번째 피코초(10)입니다⁻¹².그것은 현재 확립된 물리 법칙이 적용되지 않을 수도 있는 플랑크 시대를 포함한다; 최초의 중력, 그리고 나중에는 전자기, 약하고 강한 상호작용, 그리고 여전히 엄청나게 뜨거운 우주의 팽창과 과냉각.미미한 인플레이션

이 단계에서 우주의 작은 파문이 훨씬 후에 형성된 대규모 구조의 기초가 될 것으로 믿어진다.초기 우주의 다른 단계들은 다른 범위로 이해된다.초기 부분은 입자물리학의 실제 실험으로는 이해할 수 없지만 다른 방법을 통해 탐구할 수 있다.

초기 우주

이 기간은 약 37만 년 동안 지속되었다.처음에는 다양한 종류의 아원자 입자가 단계별로 형성된다.이 입자들은 거의 같은 양의 물질과 반물질을 포함하고 있기 때문에, 대부분의 입자들은 빠르게 전멸하고, 우주에 약간의 여분의 물질을 남깁니다.

약 1초 후에 중성미자가 분리되고, 이 중성미자는 우주 중성미자 배경(CcB)을 형성합니다.만약 원시 블랙홀이 존재한다면, 그것들은 또한 우주 시간의 약 1초에 형성됩니다.양성자와 중성자를 포함한 복합 아원자 입자가 나타나며, 약 2분부터 핵 합성에 적합한 조건이 된다. 양성자와 모든 중성자의 약 25%가 무거운 원소로 융합되며, 처음에는 중수소가 그 자체로 주로 헬륨-4로 빠르게 융합된다.

20분이 되면 우주는 핵융합에 충분히 뜨겁지 않지만 중성 원자가 존재하거나 광자가 멀리 이동하기에는 너무 뜨겁다.따라서 불투명한 플라즈마입니다.

전자가 헬륨 핵과 결합하여 He를 형성하기⁺
때문에 재결합 시점은 약 18,000년이다.약 47,000년 ^[2]후, 우주가 차가워지면서, 그 행동은 방사선이 아닌 물질에 의해 지배되기 시작합니다.약 10만 년 후에 중성 헬륨 원자가 형성된 후, 수소화 헬륨이 첫 번째 분자입니다.(훨씬 후에, 수소와 수소화 헬륨은 반응하여 첫 번째 별에 필요한 분자 수소(H2)를 형성합니다.)약 37만 ^[3][4][5][6]년 후에 중성 수소 원자의 형성이 끝나고 그 결과 우주도 처음으로 투명해졌다.새로 형성된 원자(주로 리튬의 흔적이 있는 수소와 헬륨)는 광자를 방출함으로써 빠르게 가장 낮은 에너지 상태(지반 상태)에 도달하며, 이러한 광자는 오늘날에도 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지될 수 있습니다.이것은 현재 우리가 우주를 직접 관찰한 것 중 가장 오래된 것입니다.

암흑시대와 대규모 구조물 출현

이 기간은 37만 년에서 약 10억 년까지로 측정된다.재결합과 분리 후, 우주는 투명했지만, 수소 구름은 별과 은하를 형성하기 위해 매우 천천히 붕괴했을 뿐이어서 새로운 광원은 없었다.우주에서 유일한 광자(전자파 복사 또는 "빛")는 수소 원자에 의해 가끔 방출되는 21cm의 전파 방출과 디커플링 중에 방출된 광자(현재는 우주 마이크로파 배경으로도 볼 수 있음)였다.분리된 광자는 처음에는 밝은 옅은 오렌지 빛으로 우주를 가득 채웠을 것이고, 약 3백만 년 후에 눈에 보이지 않는 파장으로 점차 빨갛게 바뀌어 가시광선 없이 남겨졌을 것이다.이 시기는 우주 암흑 시대로 알려져 있다.

약 2억 년에서 5억 년의 어느 시점에, 별과 은하의 초기 세대가 형성되고(정확한 시기는 아직 연구되고 있다), 초기 큰 구조가 서서히 나타나며, 이미 우주 전체에 걸쳐 모여들기 시작한 거품과 같은 암흑 물질 필라멘트에 끌립니다.초기 세대의 별들은 아직 천문학적으로 관측되지 않았다.그것들은 오늘날 우리가 보는 대부분의 별들에 비해 수명이 매우 짧아서 거대하고 비금속이었을지도 모른다. 그래서 그들은 보통 수소 연료 연소를 끝내고 불과 수백만 ^[7]년 후에 매우 에너지 넘치는 쌍 불안정 초신성으로 폭발한다.다른 이론들은 그것들이 작은 별들을 포함했을지도 모른다고 주장하는데, 일부는 아마도 오늘날에도 여전히 불타고 있을 것이다.어느 경우든, 이 초기 세대의 초신성들은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 대부분의 일상적인 요소들을 만들어 냈고, 그것들로 우주의 씨앗을 뿌렸습니다.

은하단과 슈퍼클러스터는 시간이 지남에 따라 나타납니다.어느 시점에서, 최초의 별, 왜소은하, 그리고 퀘이사의 고에너지 광자는 약 2억 5천만 년 사이에 점진적으로 시작하여 약 10억 년까지 완료되는 재이온화 시기로 이어집니다(정확한 시기는 아직 연구 중입니다).암흑 시대는 우주가 점차적으로 우리 주변에서 볼 수 있는 우주로 이동하면서 약 10억 년 후에야 완전히 끝이 났지만, 거대 타원 은하와 달리, 더 밀도가 높고, 뜨겁고, 항성 형성이 더 강하며, 더 작은 (특히 막힘이 없는) 나선 은하와 불규칙한 은하가 더 풍부합니다.

초기 별들은 관측되지 않았지만, 일부 은하들은 약 4억 년 전 우주 시간(재이온화가 시작된 직후 적색 편이 z≈11.1의 GN-z11)부터 관측되었습니다. 이것은 현재 별과 은하에 대한 초기 관측입니다.2021년에 발사된 제임스 웹 우주 망원경은 최초의 은하( stars270 my)와 초기 별(100100~180 my)을 볼 수 있을 만큼 z2020 (1억 8천만 년 우주 시간)으로 되돌리기 위한 것입니다.

오늘날 보이는 우주

10억 년, 그리고 약 128억 년 동안, 우주는 현재와 많이 닮았고 앞으로도 수십억 년 동안 매우 비슷하게 보일 것이다.우리 은하의 얇은 원반은 약 50억 년(8.8 Gya)^[8]에 형성되기 시작했고, 태양계는 약 92억 년(4.6 Gya)에 형성되었으며, 지구상 생명체의 가장 이른 흔적은 약 103억 년(3.5 Gya) 동안 나타났다.

시간의 경과에 따른 물질의 얇음은 우주의 팽창을 감속시키는 중력의 능력을 감소시킨다; 반대로, 암흑 에너지는 우주의 팽창을 가속화하는 경향이 있는 지속적인 요인이다.우주의 팽창은 약 50억 또는 60억 년 전에 변곡점을 지나갔고, 그 때 우주는 현재 우주의 팽창 속도가 느려지기 보다는 빨라지고 있는 "암흑 에너지 지배 시대"에 접어들었다.현재의 우주는 꽤 잘 이해되고 있지만, 약 1,000억 년의 우주 시간을 넘어서는 현재의 지식의 불확실성은 우리가 우리 우주가 어떤 길을 ^[9][10]갈지 모른다는 것을 의미한다.

먼 미래와 궁극의 운명

언젠가 별이 더 이상 태어나지 않게 되면서 스텔라시대가 끝나게 될 것이고, 우주의 팽창은 관측 가능한 우주가 국부은하로 제한된다는 것을 의미할 것이다.우주의 먼 미래와 궁극적인 운명에 대한 다양한 시나리오가 있다.현재 우주에 대한 더 정확한 지식은 이것들을 더 잘 이해할 수 있게 해줄 것이다.

표 형식의 요약

주의: 아래 표의 복사 온도는 우주 배경 복사를 나타내며 2.725K·(1+z)로 표시됩니다.여기서 z는 적색 편이입니다.

에폭	시간을	레드시프트	방사능 온도 (에너지) [검증 필요]	묘사
플랑크 시대	10초 미만−43		> 1032,000 (> 1019 GeV)	플랑크 척도는 현재의 물리 이론이 적용되지 않을 수 있는 물리적인 척도로 무슨 일이 일어났는지 계산하는데 사용될 수 없다.플랑크 시대 동안, 우주론과 물리학은 중력의 양자 효과에 의해 지배된 것으로 추정됩니다.
웅장한 통일 시대	10초 미만−36		> 1029,000 (> 1016 GeV)	표준 모델의 세 가지 힘은 여전히 통일되어 있습니다(자연은 대통합 이론으로 설명되며 중력은 포함되지 않는다고 가정).
인플레이션 시대 전약 시대	10초 미만−32		10K28~10K22 (1015~109 GeV)	우주 팽창은 10초에서−32 10초 사이의 시간에−36 걸쳐 공간을 10배26 확장합니다.우주는 약 1027 [11]켈빈에서22 10 켈빈으로 과냉각된다.강한 상호작용은 전기 약 상호작용과 구별된다.
전기 웨이크 엔드	10초−12		1015 K (150 GeV)	온도가 150 GeV 이하로 떨어지기 전에, 입자 상호작용의 평균 에너지는 W2, W3, W, B 벡터 보손과+− H0, H0⁎, H 스칼라 보손의 교환1(Higgs 상호작용)으로 설명하기에 충분히 높습니다.이 사진은 힉스장의 진공 기대 값은 0(그래서 모든 fermions 질량이 없다), 모든 전약 보손은 질량(아직 그들은 힉스장의 구성 요소 거대한가 될" 먹"지 않았다고),과 광자(γ)아직(후에 B와 W3 보손의 일차 결합, γ)Bcos θW로 상 전이+W3 죄 그들이 존재할 것이다 존재하지 않는다. θW,여기서 θ는W 와인버그 각도이다.)대형 강입자 가속기에서 직접 관측할 수 있는 가장 높은 에너지입니다.관측 가능한 우주가 될 우주의 구면은 현재 반지름이 약 300광초이다.
쿼크 시대	10초−12~10초−5		10K15~10K12 (150 GeV~150 MeV)	표준 모델의 힘은 "저온" 형태로 재구성되었습니다.힉스와 약전자의 상호작용은 질량이 큰 힉스0 입자의 H+, 질량이 큰 W0, W-, Z 입자에 의해 전달되는 약한 힘, 질량이 없는 광자에 의해 전달되는 전자기력으로 정렬된다.힉스장은 0이 아닌 진공 기대치를 가지며 페르미온을 거대하게 만든다.쿼크가 강입자로 합쳐지기에는 에너지가 너무 높고, 대신 쿼크-글루온 플라즈마를 형성합니다.
하드론 시대	10초−5~1초		10K12~10K10 (150MeV~1MeV)	쿼크는 강입자로 묶여 있다.초기 단계(바리온 비대칭)에서 약간의 물질-반물질 비대칭은 반바리온을 제거한다.0.1초까지는 뮤온과 파이온은 열평형 상태에 있으며 바리온보다 약 10:1 더 많다.이 시대가 끝날 무렵에는 안정적인 바리온(원자와 중성자)만 남아 있다.충분히 높은 밀도의 렙톤 때문에 양성자와 중성자는 약한 힘의 작용으로 서로 빠르게 변화한다.중성자 질량이 높기 때문에 처음에는 1:1인 중성자:양성자 비율이 감소하기 시작합니다.
중성미자 디커플링	1초		1010 K (1 MeV)	중성미자는 바리온 물질과의 상호작용을 멈추고 우주 중성미자 배경을 형성합니다.중성자:양성자 비율이 약 1:6에서 멈춥니다.관측 가능한 우주가 될 우주의 구면은 현재 반지름이 약 10광년이다.
렙톤 시대	1초~10초		10K10~10K9 (1 MeV~100 keV)	렙톤과 항립톤은 열평형 상태를 유지하며 광자의 에너지는 전자-양전자 쌍을 생성할 수 있을 정도로 여전히 높습니다.
빅뱅 핵합성	10초~10초3		10K9~10K7 (100 keV~1 keV)	양성자와 중성자는 원시 원자핵인 수소와 헬륨-4에 결합되어 있다.미량의 중수소, 헬륨-3, 리튬-7도 형성된다.이 시대 말기에 관측 가능한 우주가 될 구형의 부피는 반지름이 약 300광년이고, 중입자 물질 밀도는 m당3 4그램(해면 공기 밀도의 약 0.3%)입니다. 그러나 이 때 대부분의 에너지는 전자파 방사선에 있습니다.
광자 시대	10초~370ka		109 K ~ 4000 K (100 keV~0.4 eV)	우주는 핵, 전자, 그리고 광자로 이루어진 플라즈마로 구성되어 있다; 온도는 전자-양전자 쌍(또는 다른 거대한 입자 쌍)을 생성하기에는 너무 낮지만, 전자가 핵에 결합하기에는 너무 높다.
재결합	18ka~370ka	6000 ~ 1100	4000 K (0.4 eV)	전자와 원자핵은 먼저 중성 원자를 형성한다.광자는 더 이상 물질과 열 평형을 이루지 못하고 우주는 먼저 투명해진다.재결합은 약 100ka 동안 지속되며, 이 기간 동안 우주는 광자에 대해 점점 더 투명해집니다.우주 마이크로파 배경 복사의 광자는 이 시기에 발생한다.관측 가능한 우주가 될 구형의 부피는 현재 반지름 4200만 광년이다.현재 중입자 밀도는 m당3 약 5억 개의 수소와 헬륨 원자로, 현재보다 약 10억 배 더 높습니다.이 밀도는 10atm 정도의−17 압력에 대응합니다.
암흑 시대	370ka~150Ma? (약 1Ga만 풀엔딩)	1100 ~ 20	4000K~60K	재결합과 첫 번째 별의 형성 사이의 시간.이 기간 동안, 광자의 유일한 원천은 수소선에서 전파를 방출하는 수소였다.CMB 광자를 자유롭게 전파(약 300만 년 이내)하여 적외선으로 빨갛게 변화시켜 우주에는 가시광선이 없었습니다.
별과 은하의 형성 및 진화	초기 은하: 약 300~400 Ma? (첫 번째 별: 유사하거나 이전) 현대 은하: 1 Ga~10 Ga (정확한 시기 조사 중)	약 20개부터	약 60K부터	가장 먼저 알려진 은하들은 약 380 Ma까지 존재했습니다. 은하는 약 1 Ga에서 "원형-원형" (적색편이 z = 6 )로 결합하고, 3 Ga에서 시작하여 약 5 Ga에서 초은하단 (z = 1.2 )으로 결합합니다.참조: 은하군과 은하단 목록, 초은하단 목록.
이온화	200 Ma~1 Ga (정확한 시기 조사 중)	20 ~ 6	60 ~ 19 K	망원경으로 관측할 수 있는 가장 먼 천체들은 이 시기로 거슬러 올라가며, 2016년 현재 관측된 가장 먼 은하는 GN-z11이며 적색편이는 11.09입니다.최초의 "현대" 종족 I 별들은 이 시기에 형성된다.
현재 시각	13.8 Ga	0	2.7K	현재 관측 가능한 가장 먼 광자는 CMB 광자입니다.그것들은 반지름이 460억 광년인 구에서 도착한다.그 안에 있는 구형의 부피는 일반적으로 관측 가능한 우주라고 불립니다.
연대기의 대체 세분화(상기 기간 중 여러 기간 중복)
방사선이 지배적인 시대	인플레이션으로부터 (~10초−32) 47 47 ka	3600 이상	> 104,000	이 기간 동안 광자, 중성미자와 같이 빛의 속도로 움직이거나 거의 질량이 없는 상대론적 구성 요소의 에너지 밀도는 물질 밀도와 암흑 에너지 모두를 지배합니다.
물질 지배적 시대	47ka~9.8Ga[2]	3600 ~ 0.4	104 K ~ 4 K	이 기간 동안 물질의 에너지 밀도는 방사선 밀도와 암흑 에너지 모두를 지배하며, 그 결과 공간의 속도계 팽창이 느려집니다.
암흑 에너지- 지배 시대	> 9.8 Ga[9]	0.4 미만	4 K 미만	물질 밀도는 암흑 에너지 밀도(진공 에너지) 미만으로 떨어지며 공간의 팽창이 가속화되기 시작합니다.이 시간은 태양계가 형성된 시기와 생명의 진화사와 대략 일치한다.
철석기 시대	150 Ma~100 Ga	20 ~ −0.99	60 ~ 0.03 K	종족 III별의 첫 번째 형성부터 별의 형성이 중단될 때까지의 시간, 모든 별은 퇴화 잔해의 형태로 남습니다.
먼 미래	> 100 Ga	0.99 미만	0.1 K 미만	스텔라시대는 결국 별들이 죽고 그들을 대체할 별이 더 적게 태어나면서 어두워지는 우주로 이어지면서 끝날 것이다.여러 가지 이론이 그 후의 가능성을 시사하고 있다.양성자가 붕괴한다고 가정하면 물질은 결국 암흑시대로 증발할 수 있다.다른 방법으로는 우주가 큰 충돌로 붕괴될 수도 있다.다른 제안된 목적에는 거짓 진공 대재앙이나 우주에 대한 가능한 끝인 빅립이 포함됩니다.

빅뱅

우주론의 표준 모형은 프리드만-레미트르-로버톤-워커(FLRW) 미터법이라고 불리는 시공간 모델에 기초한다.측정지표는 물체 사이의 거리를 측정하며, FLRW 측정지표는 균질성 및 등방성과 같은 공간의 주요 특성이 참이라고 가정할 경우 아인슈타인 필드 방정식(EFE)의 정확한 해이다.FLRW 측정 기준은 빅뱅 이후 우주가 팽창했음을 보여주는 압도적인 다른 증거들과 매우 밀접하게 일치합니다.

만약 FLRW 미터법 방정식이 우주의 시작까지 유효하다고 가정한다면, 그 방정식이 우주의 물체들 사이의 모든 거리가 0이거나 무한히 작다는 것을 암시하는 지점까지 거슬러 올라갈 수 있다. (이것은 빅뱅에서 우주가 물리적으로 작았다는 것을 반드시 의미하는 것은 아니다.)그것도 가능성의 하나이긴 하지만)이것은 현재의 모든 물리적 관측과 매우 근접하게 일치하는 우주의 모형을 제공합니다.이 우주의 연대기의 초기 시기를 "빅뱅"이라고 부릅니다.우주론의 표준 모형은 우주가 그 순간 어떻게 물리적으로 발전했는지를 설명하려고 한다.

FLRW 측정 기준의 특이성은 현재의 이론들이 빅뱅의 시작에서 실제로 무슨 일이 일어났는지를 설명하기에 불충분하다는 것을 의미하는 것으로 해석됩니다.양자 중력에 대한 올바른 이론이 그 사건을 더 정확하게 묘사할 수 있을 것이라고 널리 믿어지고 있지만, 그러한 이론은 아직 개발되지 않았다.그 순간부터 우주의 모든 거리가 0에서 증가하기 시작했습니다. FLRW 메트릭 자체가 시간이 지남에 따라 변화하여 모든 비경계 물체 사이의 거리에 영향을 미쳤기 때문입니다.이 때문에 빅뱅은 곳곳에서 일어났다고 한다.

아주 초기의 우주

우주의 가장 이른 시간 동안, 에너지와 조건은 너무 극심했기 때문에 현재의 지식은 단지 가능성만을 제안할 수 있었고, 이는 잘못된 것으로 판명될 수도 있다.한 가지 예를 들어, 영원한 인플레이션 이론은 인플레이션이 우주의 대부분에서 영원히 지속된다는 것을 제안하며, "빅뱅 이후 N초"라는 개념을 잘못 정의했다.따라서, 초기 단계는 활발한 연구 영역이며 과학적 지식이 향상됨에 따라 여전히 추측적이고 수정될 수 있는 아이디어에 기초한다.

비록 특정한"인플레이션 시대"에 10−32초, 관찰 결과와 이론에서 강조된 것은 둘 다 우주 속의 물체 간의 간격은 빅뱅의 순간 이후로 아직도 은하와 대부분의 성단과 같은 중력으로 묶인 개체의 예외는 화면이 늘어나 증가하고 있는 것으로 나타났다.ra(확장 속도가 크게 느려졌습니다.인플레이션 기간은 매우 빠른 규모의 변화가 발생한 특정 기간을 의미하지만, 다른 시기에도 같은 수준을 유지했다는 것을 의미하지는 않는다.더 정확히 말하자면, 인플레이션 기간 동안, 팽창은 가속화되었다.인플레이션 이후, 그리고 약 98억 년 동안, 팽창은 훨씬 더 느렸고 시간이 지남에 따라 더 느려졌다.약 40억 년 전, 그것은 다시 약간 속도를 내기 시작했다.

플랑크 시대

10초 미만의⁻⁴³ 시간(플랜크 시간)

플랑크 시대는 전통적인 (인플레이션이 없는) 빅뱅 우주론에서 알려진 우주가 시작된 직후의 시대이다.이 시대 동안, 우주의 온도와 평균 에너지는 너무 높아서 일상적인 아원자 입자가 형성될 수 없었고, 심지어 우주를 형성하는 네 가지 기본 힘인 중력, 전자기력, 약한 핵력, 그리고 강한 핵력이 결합되어 하나의 기본 힘을 형성했다.이 온도에서 물리학에 대해서는 거의 이해되지 않는다; 다른 가설들은 다른 시나리오를 제시한다.전통적인 빅뱅 우주론은 이 시기 이전에 중력 특이점을 예측하지만, 이 이론은 양자 ^[12]효과로 인해 이 시대를 분해할 것으로 생각되는 일반 상대성 이론에 의존한다.

우주론의 인플레이션 모델에서, 인플레이션이 끝나기 전 시간은⁻³² 전통적인 빅뱅 우주론과 같은 연대표를 따르지 않는다.플랑크 시대의 우주와 물리학을 설명하는 것을 목표로 하는 모형은 일반적으로 추측적이며 "새로운 물리학"의 산하에 들어간다.예를 들어 하틀-호킹 초기 상태, 끈 이론 풍경, 끈 가스 우주론, 에크피로틱 우주 등이 있습니다.

대통일 시대

빅뱅⁻⁴³ 이후 10초에서⁻³⁶ 10초 사이^[13]

우주가 팽창하고 차가워지면서 힘이 서로 분리되는 과도기 온도를 넘나들었다.이러한 상전이는 일반 물질의 응축 및 동결 상전이와 유사한 것으로 시각화할 수 있습니다.특정 온도/에너지에서는 물 분자가 그들의 행동과 구조를 변화시키고, 그들은 완전히 다르게 행동합니다.수증기가 물로 변하는 것처럼, 우리 우주의 기본 힘과 입자를 정의하는 장 또한 온도/에너지가 특정 지점 아래로 떨어지면 그들의 행동과 구조를 완전히 바꾼다.이것은 일상 생활에서는 명백하지 않습니다. 왜냐하면 이것은 우리가 현재 우주에서 보통 보는 것보다 훨씬 높은 온도에서만 발생하기 때문입니다.

우주의 기본 힘에서의 이러한 위상 변화는 "대칭성 파괴"라고 불리는 양자장의 현상에 의해 일어나는 것으로 여겨진다.

일상적으로 우주가 차가워짐에 따라 우리 주변의 힘과 입자를 만들어내는 양자장이 낮은 에너지 수준과 높은 안정성으로 정착하는 것이 가능해졌습니다.그렇게 함으로써 상호 작용 방식을 완전히 전환합니다.힘과 상호작용은 이러한 장으로 인해 발생하며, 그래서 우주는 상전이 위아래로 매우 다르게 행동할 수 있습니다.예를 들어, 후기 시대에, 한 위상 전이의 부작용은 갑자기 질량이 전혀 없었던 많은 입자들이 질량을 획득하고(힉스장과는 다르게 상호작용하기 시작), 단일 힘이 두 개의 분리된 힘으로 나타나기 시작합니다.

자연이 소위 대통합이론(GUT)으로 묘사된다고 가정할 때, 대통합시대는 만유인력과 중력이 분리되는 이런 종류의 상전이에서 시작되었다.이로 인해 중력과 전기강력 상호작용이라는 두 가지 힘이 존재하게 되었습니다.그러한 결합된 힘이 존재했다는 확실한 증거는 아직 없지만, 많은 물리학자들은 그것이 존재했다고 믿고 있다.이 전자강력 상호작용의 물리학은 대통합이론으로 설명될 것이다.

대통일 시대는 두 번째 단계 전환으로 끝나고, 전기 강도의 상호작용이 분리되었고, 두 개의 분리된 상호작용으로 나타나기 시작했습니다. 강도와 약전자의 상호작용이라고 불립니다.

전약기

빅뱅 후 10초(또는 인플레이션 종료)에서⁻³⁶⁻³² 10초 사이^[13]

에폭을 정의하는 방법과 따르는 모델에 따라 전기 약세 에폭은 인플레이션 에폭 이전 또는 이후에 시작되는 것으로 간주할 수 있다.일부 모델에서는 인플레이션 시대를 포함하는 것으로 묘사된다.다른 모델에서는 약 10초에 인플레이션 시대가 끝난 후에 전기 약세 시대가⁻³² 시작된다고 한다.

전통적인 빅뱅 우주론에 따르면, 우주의 온도가 전자핵력이 두 개의 분리된 상호작용, 즉 강한 상호작용과 약한 상호작용으로 나타나기 시작할 만큼 충분히 낮았던 빅뱅²⁸ 이후 10초 후에 전기 약세 시대가 시작되었다⁻³⁶.(전자기 상호작용은 나중에 분리되어 전자기 상호작용과 약한 상호작용으로 나뉩니다.)추측적이고 아직 불완전한 이론적 지식 때문에 전기강대칭이 깨진 정확한 지점은 확실하지 않다.

인플레이션 시대와 급격한 우주 팽창

빅뱅⁻³² 후 10초 전에

매우 초기 우주의 이 지점에서, 우주 내 거리를 정의하는 측정 기준은 급작스럽고 매우 빠르게 변화하여, 초기 우주가 이전의 부피의 최소⁷⁸ 10배 이상(그리고 더 많을 수도 있음)을 남겼습니다.이는 1나노미터(10m⁻⁹, DNA 분자의 절반 폭) 길이의 물체와 동일한 모든 공간적 차원에서 최소 10배²⁶ 이상 선형적으로 증가하여 아주 작은 1초 만에 약 10.6광년(100조 킬로미터) 길이로 확장되는 것과 같습니다.이 변화는 인플레이션이라고 알려져 있다.

시공간 내의 빛과 물체는 빛의 속도보다 더 빠르게 이동할 수 없지만, 이 경우에는 시공간 자체의 크기와 기하학적 구조를 결정하는 측정 기준이었다.미터법에 대한 변경은 빛의 속도에 의해 제한되지 않습니다.

강력한 관찰 증거에 근거해, 그것이 일어났다는 것은 널리 받아들여지고 있다.하지만, 왜 그런 일이 일어났는지는 추측의 문제이다.그것이 왜 어떻게 발생했는지를 설명하는 모델들이 존재하지만, 어떤 모델이 맞는지는 불확실하다.

몇몇 유명한 모델에서, 그것은 대통일 시대를 끝낸 강한 상호작용과 약한 상호작용의 분리에 의해 촉발된 것으로 생각된다.이 상전이의 이론적 산물 중 하나는 인플레턴 장이라고 불리는 스칼라 장이었다.이 장이 우주 전체에서 가장 낮은 에너지 상태로 자리를 잡으면서, 그것은 거대한 반발력을 발생시켰고, 그것은 공간 자체를 정의하는 지표의 급속한 확장을 이끌었다.인플레이션은 오늘날 우주가 어떻게 매우 큰 규모로 그렇게 동질적으로(비슷하게) 되었는지 설명하는 것을 포함하여, 그렇지 않으면 설명하기 어려운 현재의 우주의 몇몇 관찰된 특성들을 설명한다.

인플레이션 시대가 언제 끝났는지는 정확히 알려지지 않았지만 빅뱅 이후 10초에서⁻³² 10초 사이였던⁻³³ 것으로 추정된다.우주의 급속한 팽창은 거대한 통일 시대에 남아 있는 소립자들이 현재 우주에 매우 얇게 분포되어 있다는 것을 의미했다.그러나 팽창장이 다른 입자로 분해되면서 팽창장의 엄청난 잠재 에너지가 팽창기 말기에 방출되었다.이러한 가열 효과는 우주에 쿼크, 반쿼크, 글루온의 조밀하고 뜨거운 혼합물로 다시 채워지게 했다.다른 모델에서 재가열은 종종 전기 약화의 시작을 나타내는 것으로 간주되며, 따뜻한 팽창과 같은 일부 이론은 완전히 재가열 단계를 회피한다.

빅뱅 이론의 비전통적인 버전 ("인플레이션" 모델이라고 알려져 있음)에서 인플레이션은 빅뱅 이후⁻³² 약 10초에 해당하는 온도에서 끝났지만, 이것은 인플레이션 시대가 10초 미만으로⁻³² 지속되었다는 것을 의미하지는 않는다.관측된 우주의 균질성을 설명하기 위해, 이 모델들의 지속 시간은 10초 이상이어야⁻³² 합니다.따라서, 인플레이션 우주론에서, "빅뱅 이후" 가장 이른 의미 있는 시간은 인플레이션이 끝나는 시간이다.

인플레이션이 끝난 후, 우주는 계속 팽창했지만, 훨씬 느린 속도로 팽창했다.약 40억 년 전, 팽창은 서서히 다시 빨라지기 시작했다.이것은 암흑 에너지가 우주의 대규모 행동에서 지배적이기 때문이라고 여겨진다.그것은 오늘날에도 여전히 확대되고 있다.

2014년 3월 17일, BICEP2 공동작업의 천체물리학자는 B-모드 전력 스펙트럼에서 인플레이션 중력파가 검출되었다고 발표했다. 이는 인플레이션 ^{[14][15][16][17][18]}이론의 명확한 실험 증거로 해석되었다.그러나 19일 2014년 6월에, 그 우주의 인플레이션 결과[17][19][20]고 드디어 22월 2015년에 나왔던 것을 확인하는 것에 대한 신뢰, BICEP2/Keck와 유럽 우주 기구의 플랑크 마이크로파 우주 망원경의 데이터를 한번 공동 분석은 통계"중요성[자료]도 드로 해석될 정도로 낮다 결론을 내렸다.의 tection원시 B-모드"이며 주로 은하수의 ^[21][22][23]편광 먼지에 기인할 수 있습니다.

초대칭 파단(추측)

만약 초대칭이 우리 우주의 특성이라면, 그것은 1TeV 이상의 에너지, 즉 전기 약도에서 깨져야 합니다.그러면 입자의 질량과 그 슈퍼파트너는 더 이상 동일하지 않을 것이다.이 매우 높은 에너지는 왜 알려진 입자의 슈퍼파트너가 관측되지 않았는지 설명할 수 있다.

초기 우주

우주 팽창이 끝난 후, 우주는 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마로 가득 차게 되는데, 이는 재가열의 잔해입니다.이 시점 이후로는 초기 우주의 물리학이 훨씬 더 잘 이해되고 쿼크 시대에 관련된 에너지는 입자 물리학 실험과 다른 검출기에서 직접 접근할 수 있습니다.

전약기 및 초기 열화

빅뱅 후 10초에서⁻¹⁵ 10초 사이부터⁻²² 빅뱅 후 10초까지⁻¹²

팽창 후 얼마간, 생성된 입자들은 열화 과정을 거쳤으며, 여기서 상호 작용은 열 평형으로 이어졌다.우리가 확신하는 가장 이른 단계는 빅뱅 후 약 10⁻¹⁵ K의 온도에서¹⁵ 전자의 약 대칭이 깨지기 전입니다.전자기적 상호작용과 약한 상호작용은 아직 분리되지 않았고 우리가 아는 한 모든 입자는 질량이 없었다. 힉스 메커니즘이 아직 작동하지 않았기 때문이다.그러나 이국적인 거대한 입자 같은 존재인 스팔레론은 존재했던 것으로 생각된다.

이 시대는 전기 약 대칭 파괴로 끝났다; 입자 물리학의 표준 모델에 따르면, 중입자 형성은 물질과 반물질 사이의 불균형을 만들면서 이 단계에서 일어났다.이러한 프로세스의 상세한 것에 대해서는 거의 알려져 있지 않습니다.

서멀라이제이션

각 입자 종의 수 밀도는 스테판-볼츠만의 법칙과 유사한 분석에 의해 다음과 같았다.

$displaystyle$$$$T^{3}/ck_{B}\약$ 10$^{53)m^{-3$

즉, 대략${\displaystyle }$(${\displaystyle {}_{}}$ B${\displaystyle T}$ / ${\displaystyle {}^{}}$ c ) ${\displaystyle {3\mathrm{}}^{}}${{ $displaystyle (k_{B}T$/\$hbar c)^{$3$\}\}$입니다. 상호작용이 강하기 때문에 단면 ${\$ { \ $displaystyle$ \$sigma$}는 대략 n${\displaystyle {}^{}}$-${\displaystyle 2^{}}$ / $(\$ n$^2-2/$3$\})$의 입자 파장 제곱이 됩니다.평균 자유 경로에서 계산하여 대략 다음과 같이 계산한다.

${\displaystyle \sigma }$n${\displaystyle c}$ c${\displaystyle {n\mathrm{}}^{}}$ n${\displaystyle {1\mathrm{}}^{}}$ / 3${\displaystyle {}^{}c}$ c$$ ${\displaystyle {}^{}{}^{}}$ ${\displaystyle {26}^{}}$s - $1$\ $displaystyle$\ $cdot n$ \ $cdot$c \$about$ n^ { 1 /$3$ \ $cdot$c \$about$ 10^ { $26 }$ s ^ {$$- $1$} 。

비교를 위해 이 단계에서 우주 상수는 무시할 수 있는 수준이었기 때문에 허블 매개변수는 다음과 같습니다.

$displaystyle$$$$T}}\약 3\cdot$ 10$^{10}s^{-1},$

여기서 x ~ 10은² 사용 가능한 입자 ^{[notes 1]}종의 수입니다.

따라서 H는 입자 종당 충돌 속도보다 훨씬 낮은 수준이다.즉, 이 단계에서는 열화에 충분한 시간이 있습니다.

이 시점에서 충돌률은 숫자 밀도의 3근에 비례하므로 $(\$ a$^{-1$에 비례합니다.$여기$서 \$displaystyle$a는$$스케일 파라미터입니다.그러나 허블 파라미터는 $({$ a$^{-2$에 비례합니다. 시간을 거슬러 올라가 더 높은 에너지로, 이러한 에너지에서 새로운 물리학이 없다고 가정하면, 온도가 ^[24]다음과 같을 때 열화가 처음 가능했다는 것을 신중하게 추정할 수 있습니다.

${\displaystyle T_{}}$ ${\displaystyle h_{}}$ ${\displaystyle e_{}}$ ${\displaystyle r_{}}$ ${\displaystyle m_{}}$ a l ${\displaystyle z_{}}$ ${\displaystyle t_{}}$ ${\displaystyle i_{}}$ ${\displaystyle n_{}\mathrm{2\; 2}}$.5${\displaystyle {10}^{}}$ 10 ${\displaystyle \mathrm{14}}$ G ${\displaystyle e}$ V${\displaystyle {10}^{}}$ ${\displaystyle {10}^{}}$ ${\displaystyle {}^{}}$ K$$（ \ $display style$ T _ { $thermalization$} \ 약$2$.5 \ $cdot$ 10 ^ { $14$} $GeV$\$$약$10$^ { $27$} $K$、

빅뱅 후 약 10초⁻²² 후에.

전약대칭파괴

빅뱅⁻¹² 10초 후

우주의 온도가 159.5±1.5GeV 이하로 계속 떨어지면서 전약대칭이 ^[25]깨졌다.우리가 아는 한 그것은 우주의 형성에 있어서 궁극의 대칭이 깨지는 사건이었고, 마지막은 쿼크 영역의 키랄 대칭이 깨지는 사건이었다.여기에는 다음 두 가지 관련 효과가 있습니다.

1. 힉스 메커니즘을 통해, 힉스장과 상호작용하는 모든 소립자는 더 높은 에너지 수준에서 질량이 없었던 질량이 됩니다.
2. 부작용으로, 약한 핵력과 전자기력, 그리고 각각의 보손(W, Z 보손과 광자)이 현재 우주에서 다르게 나타나기 시작한다.전기 약대칭이 깨지기 전에는 이 보손들은 모두 질량이 없는 입자였고 장거리 상호작용을 했지만, 이 시점에서 W와 Z 보손은 갑자기 원자 크기보다 작은 거리에서만 상호작용하는 거대한 입자가 되어 광자가 질량이 없고 장거리 상호작용으로 남아 있다.

전기 약대칭이 깨진 후, 우리가 알고 있는 기본적인 상호작용인 중력, 전자기, 약하고 강한 상호작용은 모두 현재의 형태를 취했고, 기본 입자는 예상 질량을 가지고 있지만, 우주의 온도는 여전히 너무 높아 현재 우리가 대학에서 보는 많은 입자들이 안정적으로 형성될 수 없다.그래서 양성자나 중성자가 없고, 따라서 원자, 원자핵, 분자도 없다. (더 정확히 말하면, 우연히 형성된 어떤 복합입자도 극단적인 에너지 때문에 거의 즉시 다시 분해된다.)

쿼크 시대

빅뱅⁻¹² 이후 10초에서⁻⁵ 10초 사이

쿼크 시대는 빅뱅 이후 약 10초⁻¹² 후에 시작되었다.이것은 중력, 전자기, 강한 상호작용, 약한 상호작용의 기본적인 상호작용이 현재의 형태를 취했을 때, 전기 약 대칭이 깨진 직후의 초기 우주의 진화의 시기였지만, 쿼크가 함께 결합하는 것을 허용하기에는 우주의 온도가 여전히 너무 높았다.하드론^{[26][27][better source needed]}

쿼크 시대 동안 우주는 쿼크, 렙톤, 그리고 그들의 반입자를 포함하는 조밀하고 뜨거운 쿼크-글루온 플라스마로 가득 찼다.입자 간의 충돌은 쿼크가 중간자나 ^[26]중입자로 결합할 수 없을 정도로 강력했다.

쿼크 시대는 우주가 10초⁻⁵ 정도 되었을 때 끝났는데, 이때 입자 상호작용의 평균 에너지가 가장 가벼운 하드론 질량인 ^[26]파이온 아래로 떨어졌습니다.

중입자형성

아마 10초 정도^{−11[필요한 건]}

중입자는 세 개의 쿼크로 구성된 양성자와 중성자와 같은 아원자 입자입니다.바리온과 반바리온으로 알려진 입자가 모두 같은 수로 형성되었을 것으로 예상된다.하지만, 이것은 일어난 일이 아닌 것 같다. 우리가 아는 한, 우주에는 반바리온보다 훨씬 더 많은 중입자가 남아 있었다.사실, 자연에서 관찰되는 항바리온은 거의 없습니다.어떻게 이런 일이 일어났는지는 명확하지 않다.이 현상에 대한 어떠한 설명도 우주론적 팽창이 끝난 후에 중입자 형성과 관련된 사하로프 조건이 충족될 수 있도록 해야 한다.현재의 입자 물리학은 이러한 조건들이 충족될 수 있는 비대칭성을 시사하지만, 이러한 비대칭성은 우주의 관측된 바리온-반바리온 비대칭성을 설명하기에는 너무 작은 것으로 보인다.

하드론 시대

빅뱅 후 10초에서 1초 사이⁻⁵

우주를 구성하는 쿼크-글루온 플라스마는 양성자와 중성자와 같은 바리온을 포함한 강입자가 형성될 때까지 냉각됩니다.처음에는 강입자/반강입자 쌍이 형성될 수 있기 때문에 물질과 반물질은 열평형 상태에 있었다.그러나 우주의 온도가 계속 떨어지면서 새로운 강입자/반강입자 쌍이 더 이상 생성되지 않고 새로 형성된 강입자와 반강입자가 서로 전멸하면서 고에너지 광자 쌍이 생겨났다.이 시대가 끝났을 때, 비교적 작은 강입자의 잔여물은 우주 시간의 약 1초 동안 남아 있었다.

이론에 따르면 양성자 6개당 약 1개의 중성자가 남아 있었으며, 중성자 붕괴로 인해 그 비율은 시간이 지남에 따라 1:7로 떨어졌다.이것은 나중에 중성자와 양성자의 일부가 융합되어 수소, 중수소라고 불리는 수소 동위원소, 헬륨 그리고 다른 원소들이 측정될 수 있기 때문에 맞는 것으로 여겨진다.1:7의 강입자 비율은 실제로 초기 및 ^[28]현재 우주에서 관측된 원소 비율을 산출할 수 있습니다.

중성미자 디커플링 및 우주 중성미자 배경(CbB)

빅뱅 후 1초 정도 지나서

빅뱅 중성미자가 분리되고 약 1초 후에 우주를 자유롭게 여행하기 시작합니다.중성미자가 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에, 이 중성미자는 오늘날에도 여전히 존재하며, 이는 빅뱅 이후 약 37만 년 후에 재결합 중에 방출된 우주 마이크로파 배경과 유사합니다.이 사건의 중성미자는 오늘날 직접 ^[29]검출이 가능한 것보다 10배⁻¹⁰ 정도 작은 매우 낮은 에너지를 가지고 있습니다.고에너지 중성미자조차 검출이 어렵기로 악명 높기 때문에 이 우주 중성미자 배경(CbB)은 ^[29]수년 동안 자세히 관찰되지 않을 수 있다.

그러나 빅뱅 우주론은 C makesB에 대해 많은 예측을 하고 있으며, 헬륨의 풍부함에 대한 빅뱅 핵합성 예측과 우주 마이크로파 배경(CMB)의 이방성으로부터 CbB가 존재한다는 매우 강력한 간접 증거가 있다.이러한 예측들 중 하나는 중성미자가 CMB에 미묘한 흔적을 남겼을 것이라는 것이다.CMB에 부정행위가 있다는 것은 잘 알려져 있다.일부 CMB 변동은 중음파 음향 진동의 영향으로 인해 대략 일정한 간격을 두었다.이론적으로, 분리된 중성미자는 다양한 CMB ^[29]변동의 국면에 매우 미미한 영향을 미쳤어야 했다.

2015년에는 CMB에서 이러한 변화가 검출된 것으로 보고되었으며, 그 변동은 빅뱅 이론이 예측한 온도(예측치 1.96±0.02K)의 중성미자와 표준모델이 ^[29]예측한 중성미자의 수와 동일한 3종류의 중성미자와 일치하였다.

형성

후약했을 수 있습니다.

원시 블랙홀은 1966년에 ^[30]제안된 가상의 형태의 블랙홀로, 우주 시간의 첫 번째 1초 이내에 높은 밀도와 불균일한 조건으로 인해 소위 방사능이 지배적인 시대에 형성되었을 수 있습니다.무작위 변동은 일부 지역이 중력 붕괴를 겪을 정도로 밀도가 높아져 블랙홀을 형성하게 할 수 있다.현재의 이해와 이론은 이러한 물체의 풍부함과 질량에 엄격한 제한을 두고 있다.

일반적으로 원시 블랙홀 형성은 ${\displaystyle \theta }$/${\displaystyle \theta }$ ~ 0.$({디스플레이$ 스타일 $\delta \rho /\rho \sim$0.$1}($10%)의 밀도 대비(우주 밀도의 지역적 변화)를 필요로 합니다. 여기서$\theta {\displaystyle }$ {$디스플레이$ 스타일 $\rho$}는$$ 우주의 ^[31]평균 밀도입니다.재열, 우주론적 위상 전이 및 축방향 팽창을 포함한 몇몇 메커니즘이 초기 우주 동안 이 기준을 충족하는 조밀한 영역을 생성할 수 있었다.원시 블랙홀은 별의 중력 붕괴로 형성되지 않았기 때문에 질량은 별의 질량(약 2×10g³³)보다 훨씬 낮을 수 있다.스티븐 호킹은 1971년에 원시 블랙홀의 질량이 10g에 ^[32]이를⁻⁵ 수 있다고 계산했다.하지만 그들은 어떤 크기라도 가질 수 있기 때문에 크기도 클 수 있고 은하 형성에 기여했을 수도 있습니다.

후

대부분의 강입자와 반강입자는 강입자 시대가 끝날 때 서로를 전멸시키고 렙톤과 항립톤을 남겨 우주의 질량을 지배한다.

렙톤시대는 초기 하드론시대와 비슷한 경로를 따릅니다.처음에는 렙톤과 항립톤이 쌍으로 생산된다.빅뱅 후 약 10초 후에 우주의 온도는 더 이상 새로운 렙톤-안틸렙톤 쌍이 만들어지지 않고 남아 있는 대부분의 렙톤과 항립톤 ^[33][34][35]쌍이 빠르게 서로를 전멸시켜 고에너지 광자 쌍이 생성되고, 소량의 비항산화 렙톤이 남아 있는 지점까지 떨어집니다.

년

대부분의 렙톤과 항립톤이 렙톤 시대의 끝에 소멸된 후, 우주의 질량 에너지의 대부분은 광자의 형태로 남습니다.^[35](나머지 질량 에너지의 대부분은 중성미자와 다른 상대론적 입자의 형태입니다.)^{[citation needed]}그러므로 우주의 에너지와 전체적인 행동은 광자에 의해 지배된다.이러한 광자는 하전 입자, 즉 전자, 양성자 및 (결국) 핵과 자주 상호작용합니다.그들은 약 37만 년 동안 계속해서 그렇게 한다.

의

후 ^[36]

빅뱅 이후 약 2분에서 20분 사이에, 우주의 온도와 압력은 핵융합을 일으켜 수소를 넘어 몇 개의 가벼운 원소들의 핵을 생성시켰다.양성자의 약 25%와 모든^[28] 중성자가 융합하여 수소 동위원소인 중수소를 형성하고 대부분의 중수소는 빠르게 융합하여 헬륨-4를 형성합니다.

원자핵은 결합 에너지와 관련하여 특정 온도 이상에서 쉽게 결합을 풀 수 있습니다.약 2분부터 온도가 떨어지면 중수소는 더 이상 결합이 풀리지 않고 안정적이며, 약 3분부터 중수소의 융합으로 형성된 헬륨 등의 원소도 결합이 풀리지 않고 ^[37]안정적이다.

지속 시간이 짧고 온도가 떨어지기 때문에 가장 단순하고 빠른 핵융합 프로세스만 발생할 수 있습니다.무거운 원소의 핵합성은 어렵고 심지어 ^[28]별에서도 수천 년이 걸리기 때문에 헬륨을 넘는 소량의 핵만 형성된다.소량의 삼중수소(또 다른 수소 동위원소)와 베릴륨-7 및 -8이 형성되지만, 이들은 불안정하고 다시 ^[28]빠르게 손실된다.소량의 중수소는 매우 짧은 ^[28]지속시간 때문에 사용되지 않은 채로 남겨진다.

따라서 빅뱅 핵합성이 끝나면서 생성되는 안정적인 핵종은 프로튬(단일 양성자/수소 핵), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4,^[38] 리튬-7뿐이다.질량으로 환산하면 약 75퍼센트의 수소 원자핵, 25퍼센트의 헬륨 원자핵, 그리고 아마도⁻¹⁰ 10퍼센트의 리튬-7 질량이 생성된다.다음으로 많이 생성되는 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소, 산소(CNO)이다. 그러나 이들은 질량에 따라 10분의¹⁵ 5에서 30분의 1의 양이 될 것으로 예상되기 때문에 기본적으로 검출할 수 없고 무시할 ^[39][40]수 있다.

초기 우주의 각 빛 원소의 양은 오래된 은하로부터 추정할 수 있으며,^[28] 빅뱅에 대한 강력한 증거입니다.예를 들어, 빅뱅은 모든 핵자의 25%가 헬륨-4로 융합될 수 있도록 7개의 양성자당 약 1개의 중성자를 생성해야 한다. 그리고 이것은 오늘날 우리가 발견하는 양이며, 다른 ^[28]과정들에 의해 쉽게 설명될 수 있는 양보다 훨씬 많다.비슷하게, 중수소는 매우 쉽게 융합한다; 어떤 대안적인 설명도 중수소가 형성될 수 있는 조건이 어떻게 존재했는지를 설명해야 하지만, 중수소의 일부는 사용되지 않고 바로 ^[28]헬륨으로 다시 융합되지 않았다.모든 대안은 다양한 광원소와 그 동위원소의 비율도 설명해야 한다.리튬-7과 같은 몇몇 동위원소는 이론과 다른 양으로 발견되었지만, 시간이 지남에 따라 이러한 차이는 더 나은 ^[28]관찰로 해결되었다.

후 후

지금까지 우주의 대규모 역학과 행동은 주로 방사선에 의해 결정되어 왔다.^[41] 즉, 광자나 중성미자와 같이 상대론적으로 (빛의 속도로 또는 가까운 속도로) 움직이는 성분들을 의미한다.우주가 차가워지면 약 47,000년(적색편이 z=3600년)^[2]부터 우주의 대규모 행동은 대신 물질에 의해 지배된다.이것은 물질의 에너지 밀도가 방사선의 에너지 밀도와 진공 에너지 ^[42]밀도를 모두 초과하기 때문에 발생합니다.47,000년 전후 또는 직후, 비상대론적 물질(원자핵)과 상대론적 방사선(사진)의 밀도가 같아지고, (중력과 압력 효과 사이의 경쟁으로 인해) 형성될 수 있는 가장 작은 구조를 결정하는 진스 길이는, 위프 대신 하강하고 섭동을 일으키기 시작한다.자유 스트리밍 방사선에 의해 제거되어 진폭이 커지기 시작할 수 있습니다.

람다-CDM 모델에 따르면 이 단계에서 우주의 물질은 차가운 암흑 물질 84.5%, 보통 물질 15.5%가 된다.암흑물질이 존재하고 우리 우주를 지배한다는 압도적인 증거가 있지만, 암흑물질의 정확한 성질이 아직 밝혀지지 않았기 때문에, 빅뱅 이론은 현재 그것의 형성에 있어 어떠한 단계도 다루지 않고 있다.

이때부터 그리고 앞으로 수십억 년 동안 암흑물질의 존재는 우리 우주의 구조를 빠르게 형성합니다.초기 우주에서는 암흑물질은 중력의 영향을 받아 점차 거대한 필라멘트로 모여들어 방사선 압력에 의해 붕괴가 느려지지 않기 때문에 일반(중입자) 물질보다 빠르게 붕괴된다.이것은 우주의 팽창에 의해 남겨진 우주의 밀도에 있는 작은 불균일성(불규칙성)을 증폭시킨다.시간이 지남에 따라 약간 밀도가 높은 영역은 밀도가 높아지고 약간 희박한(불량한) 영역은 희박해집니다.보통의 물질은 결국 다른 방법보다 더 빨리 모입니다. 왜냐하면 이러한 암흑 물질의 농도 때문입니다.

방사능 압력 없이 빠르게 붕괴할 수 있는 암흑물질의 특성은 또한 방사선에 의해 에너지를 잃지 않는다는 것을 의미한다.에너지 손실은 입자가 특정 지점을 넘어 밀도가 높은 구조로 붕괴하기 위해 필요하다.그러므로, 암흑 물질은 별이나 행성이 아닌 거대하지만 확산된 필라멘트와 할로겐으로 붕괴된다.방사선에 의해 에너지가 손실될 수 있는 일반 물질은 밀도가 높은 물체를 형성하고 붕괴할 때 가스 구름도 형성한다.

디커플링 및 배경의 경우, CMB의 경우

빅뱅 이후 약 37만 년 후, 두 개의 연결된 사건, 즉 재결합의 종말과 광자 디커플링이 일어났다.재결합은 이온화된 입자들이 결합되어 최초의 중성 원자를 형성하고, 디커플링은 새로 형성된 원자들이 보다 안정적인 에너지 상태로 정착할 때 방출되는 광자를 말합니다.

재결합 직전 우주의 중입자 물질은 뜨거운 이온화 플라즈마를 형성한 온도였다.우주의 대부분의 광자는 전자와 양성자와 상호작용을 했고 이온화된 입자와 상호작용하지 않고서는 상당한 거리를 이동할 수 없었다.그 결과, 우주는 불투명하거나 "안갯속"이었다.빛이 있었지만, 보는 것도 불가능했고 망원경으로 그 빛을 관찰할 수도 없었다.

약 1만 8천 년 전에 시작된 우주는 자유 전자가 헬륨 핵과 결합해 He 원자를⁺
형성할 수 있는 지점까지 냉각되었다.중성 헬륨 원자핵은 약 10만 년 후에 형성되기 시작하며 중성 수소 생성은 약 26만 ^[46]년 동안 정점에 달합니다.이 과정을 ^[47]재조합이라고 합니다.그 이름은 약간 부정확하고 역사적인 이유로 붙여졌다: 사실 전자와 원자핵이 처음으로 결합되었다.

약 10만 년 전에, 우주는 최초의 분자인 헬륨 하이드라이드가 ^[48]형성될 만큼 충분히 차가워졌다.2019년 4월, 이 분자는 우리 은하 ^[48]내 행성상 성운인 NGC 7027에서 성간 우주에서 처음 관측되었다고 발표되었습니다.(훨씬 후에 원자 수소는 헬륨 수소화물과 반응하여 별 형성에 필요한 연료인 분자 수소를 생성했다.)^[48]

낮은 에너지 상태(지반 상태)에서 직접 결합하는 것은 덜 효율적이기 때문에, 이러한 수소 원자는 일반적으로 여전히 높은 에너지 상태에 있는 전자와 함께 형성되고, 결합되면, 전자는 낮은 에너지 상태로 전환하면서 하나 이상의 광자의 형태로 에너지를 빠르게 방출합니다.이 광자의 방출을 광자 디커플링이라고 합니다.이 분리된 광자 중 일부는 다른 수소 원자에 의해 포착되고 나머지는 자유로 유지됩니다.재결합이 끝날 때쯤이면 우주의 양성자 대부분이 중성 원자를 형성하게 된다.하전 입자에서 중성 입자로의 이러한 변화는 평균 자유 경로 광자가 사실상 포획이 무한해지기 전에 이동할 수 있다는 것을 의미하며, 따라서 포착되지 않은 분리된 광자는 먼 거리를 자유롭게 이동할 수 있습니다(톰슨 산란 참조).우주는 역사상 처음으로 가시광선, 전파, 그리고 다른 전자기 방사선에 투명해졌다.

이 상자의 배경은 우주 마이크로파 배경을 형성하기 위해 적색편이되기 전에 디커플링 중에 방출된 광자의 원래 4,000K 색상과 비슷합니다.우주 전체가 당시 온도 4000K에 이와 비슷한 색의 눈부시게 빛나는 안개로 나타났을 것이다.

새로 형성된 수소 원자에 의해 방출된 광자는 처음에 약 4,000 K의 온도/에너지를 가지고 있었다.이는 옅은 노란색/주황색 또는 "부드러운"^[49] 흰색으로 눈으로 볼 수 있습니다.우주가 팽창하면서 수십억 년 동안 광자는 가시광선에서 전파(약 2.7 K의 온도에 해당하는 마이크로웨이브 복사)로 적색편이 되었다.붉은색 이동은 수십억 년 동안 우주가 팽창하면서 더 긴 파장과 더 낮은 주파수를 획득하여 가시광선에서 점차 전파로 변하는 광자를 말합니다.이 같은 광자는 오늘날에도 여전히 전파로 검출될 수 있다.그것들은 우주 마이크로파 배경을 형성하고, 초기 우주와 우주가 어떻게 발달했는지에 대한 결정적인 증거를 제공합니다.

재결합과 거의 동시에 전자-바리온 플라즈마 내의 기존 압력파(바리온 음향 진동으로 알려진)는 응축되면서 물질의 분포에 내장되어 대규모 물체의 분포에 대해 매우 약간의 선호도를 발생시켰다.따라서 우주 마이크로파 배경은 팽창 기간 동안 발생하는 작은 변동을 포함한 이 시대 말기의 우주의 그림이고(9년 WMAP 이미지 참조), 우주의 은하와 같은 물체의 확산은 시간이 ^[50]지남에 따라 우주의 규모와 크기를 나타냅니다.

암흑시대와 대규모 구조물 출현

후 에서 약 년 ^[51]

암흑 시대

재결합과 분리 후, 우주는 투명했고 빛이 먼 거리를 이동할 수 있을 만큼 충분히 차가워졌지만 별과 은하와 같은 빛을 내는 구조는 없었다.별과 은하는 중력의 작용으로 인해 가스 밀도가 높은 지역이 형성될 때 형성되며, 이것은 거의 균일한 가스 밀도 내에서 그리고 필요한 규모로 오랜 시간이 걸리기 때문에 재결합 후 아마도 수억 년 동안 별이 존재하지 않았던 것으로 추정됩니다.

암흑시대로 알려진 이 시기는 빅뱅 이후 약 37만 년 후에 시작되었다.암흑 시대 동안, 우주의 온도는 약 4000 K에서 약 60 K (3727 °C에서 약 -213 °C)로 식었고, 오직 두 개의 광자 소스만 존재했습니다: 재결합/분리 중에 방출된 광자, 오늘날에도 여전히 우주 마이크로파 배경 (CMB)으로 검출할 수 있습니다.중성 수소 원자에 의해 방출되며, 중성 수소의 21cm 스핀 라인으로 알려져 있다.수소 스핀선은 극초단파 주파수 범위 내에 있으며, 3백만 ^{[citation needed]}년 이내에 CMB 광자는 가시광선으로부터 적외선으로 적색 이동했다; 그 때부터 최초의 별들까지, 가시광선 광자는 없었다.아마도 드문 통계적 이상 징후를 제외하면 우주는 정말 어두웠다.

종족 III 별이라고 알려진 1세대 별들은 빅뱅 ^[52]이후 수억 년 이내에 형성되었다.이 별들은 재결합 후 우주에서 최초의 가시광선원이었다.구조는 약 1억 5천만 년 전부터 나타나기 시작했고 초기 은하는 약 3억 8천만 년에서 7억 년까지 나타났다.그들이 등장하면서, 암흑 시대는 점차 끝났다.이 과정이 점진적이었기 때문에, 암흑 시대는 우주가 현재의 모습을 갖추면서 10억 년 정도 완전히 끝났다.

가장 오래된 별과 은하 관측

현재, 별과 은하에 대한 가장 오래된 관측은 재이온화가 시작된 직후에 이루어졌으며, GN-z11(허블 우주 망원경, 2016)과 같은 은하는 약 z1111.1(약 4억 년 우주 시간)^{[53][54][55][56]}에 있습니다.2021년 12월에 발사된 허블의 후속인 제임스 웹 우주 망원경은 허블보다 100배 더 희미한 물체를 탐지하도록 설계되었으며, 우주 역사상 훨씬 이전인 zshift20(약 1억 8천만 년 우주 시간)^[57][58]까지 거슬러 올라가도록 설계되었다.이것은 첫 번째 은하보다 이전이고 첫 번째 ^[57]별이 탄생한 시대로 추정됩니다.

초기 우주를 연구하기 위한 우주 마이크로파 배경보다 원칙적으로 훨씬 더 강력한 도구이기 때문에 21cm의 희미한 회전선 방사선을 감지하기 위한 관측 노력도 진행 중이다.

투기적 "거주 가능 시대"

c. 빅뱅 이후 1000만-1700만 년

약 660만 년 동안, 빅뱅 이후 약 1000만 년에서 1700만 년 사이에, 배경 온도는 273-373 K (0-100 °C), 액체 물과 일반적인 생물학적 화학 반응과 양립할 수 있는 온도였다.에이브러햄 롭(2014)은 원시 생명체가 "초기 우주의 거주 가능한 시대"^[59][60]라고 부른 이 기간에 나타났을 것이라고 추측했다.Loeb은 탄소를 기반으로 하는 생명체가 초신성에서 탄소를 방출하는 적어도 하나의 거대한 별을 만들 수 있을 정도로 밀도가 높고 또한 행성을 만들 수 있을 정도로 밀도가 높은 초기 우주의 가상 주머니에서 진화했을지도 모른다고 주장한다.(이렇게 촘촘한 주머니가 존재했다면 매우 드물었을 것입니다.)생명체는 또한 단순히 균일한 배경 방사선이 아닌 열 차이를 필요로 했을 것이다. 이것은 자연적으로 발생하는 지열 에너지에 의해 제공될 수 있다.그러한 생명체는 원시적인 상태로 남아 있었을 것이다; 지적 생명체가 거주 가능 ^[59][61]시대가 끝날 때 가상의 바다가 얼기 전에 진화하기에 충분한 시간을 가졌을 가능성은 매우 낮다.

가장 오래된 구조와 별이 나타납니다.

빅뱅 이후 약 1억 5천만 년에서 10억 년

우주의 물질은 약 84.5 퍼센트의 차가운 암흑 물질과 15.5 퍼센트의 "보통" 물질입니다.물질 지배 시대가 시작된 이후 암흑 물질은 중력의 영향을 받아 점차적으로 거대한 필라멘트로 모여들고 있다.보통의 물질은 결국 다른 방법보다 더 빨리 모입니다. 왜냐하면 이러한 암흑 물질의 농도 때문입니다.또한 광자가 분리될 때 물질의 분포에 포함된 초기 바리온 음향 진동(BAO)으로 인해 일정한 거리에서는 밀도가 약간 더 높다.암흑 물질과 달리, 일반 물질은 많은 경로로 에너지를 잃을 수 있는데, 이것은 붕괴하면서 에너지를 잃을 수 있고, 그렇지 않으면 에너지를 떨어뜨릴 수 있고, 더 빨리, 그리고 더 밀도가 높은 형태로 붕괴할 수 있다는 것을 의미합니다.일반 물질은 암흑 물질이 더 밀도가 높은 곳에 모여들고, 그러한 곳에서는 주로 수소가스로 이루어진 구름으로 붕괴된다.첫 번째 별과 은하는 이 구름에서 형성됩니다.수많은 은하가 형성된 곳에서, 결국 은하단과 초은하단이 생겨날 것입니다.별들이 거의 없는 큰 공동이 그들 사이에 형성되어 암흑 물질이 덜 흔해진 곳을 표시하게 될 것이다.

최초의 별, 은하, 초대질량 블랙홀, 퀘이사의 정확한 타이밍, 그리고 재이온화라고 알려진 기간의 시작과 종료 타이밍과 진행은 여전히 활발하게 연구되고 있으며, 새로운 발견들이 정기적으로 발표되고 있습니다.2019년 현재, 가장 먼저 확인된 은하는 약 3억 8천만 - 4억 년(예: GN-z11)으로 추정되며, 놀랄 만큼 빠른 가스 구름 응축과 별의 출생률을 시사하며, 라이만-알파 숲의 관측과 고대 천체로부터의 빛에 대한 다른 변화를 통해 재이온화 시기와 최종 종말을 좁힐 수 있다.하지만 이것들은 모두 여전히 활발한 연구 분야입니다

빅뱅 모델에서의 구조 형성은 중력 붕괴로 인해 계층적으로 진행되며, 더 큰 구조보다 작은 구조들이 먼저 형성된다.형성된 가장 이른 구조는 첫 별(인구 III 별이라고 알려져 있음), 왜소은하, 퀘이사입니다(이들은 안쪽의 스피링 모양의 가스 강착 원반으로 둘러싸인 초거대 블랙홀을 포함하는 밝고 초기의 활동 은하인 것으로 생각됩니다).이 시대 이전에는, 우주의 진화는 선형 우주론적 섭동 이론을 통해 이해될 수 있었다: 즉, 모든 구조는 완벽한 균질 우주로부터의 작은 편차로 이해될 수 있었다.이것은 계산적으로 비교적 공부하기 쉽다.이 시점에서 비선형 구조가 형성되기 시작하고 계산 문제가 훨씬 더 어려워집니다. 예를 들어 수십억 개의 입자를 가진 N-body 시뮬레이션이 포함됩니다.볼쇼이 우주 시뮬레이션은 이 시대의 고정밀 시뮬레이션이다.

이 종족 III 별들은 또한 빅뱅에서 형성된 몇 개의 가벼운 원소(수소, 헬륨, 소량의 리튬)를 많은 무거운 원소들로 바꾸는 데 책임이 있습니다.그것들은 작을 뿐만 아니라 크기도 할 수 있고, 비금속(수소와 헬륨을 제외한 원소 없음)도 될 수 있습니다.더 큰 별들은 오늘날 우리가 보는 대부분의 주계열 별들에 비해 수명이 매우 짧기 때문에, 그들은 보통 수소 연료를 다 태우고 단지 수백만 년 후에 초신성으로 폭발하며, 반복된 세대에 걸쳐 무거운 원소들로 우주에 씨앗을 뿌립니다.그것들은 철석기 시대의 시작을 나타낸다.

아직까지는 종족 III별이 발견되지 않았기 때문에, 그 생성과 진화의 계산 모델에 근거하고 있습니다.다행히 우주 마이크로파 배경 복사 관측은 별의 형성이 본격적으로 시작된 시점으로 거슬러 올라간다.2016년 플랑크 극초단파 우주망원경에 의한 이러한 관측을 분석한 결과, 1세대 별들은 빅뱅 ^[62]이후 약 3억 년 후에 형성되었을 것으로 추측된다.

2010년 10월에 UDFy-38135539가 발견되었는데, UDFy-38135539는 다음 재생 시대에 존재했던 최초의 은하입니다.그 후 레이든 대학의 라이처드 J. 부웬스와 가스 D.UC천문대/릭 천문대의 일링워스는 UDFj-39546284가 빅뱅이 일어난 지 약 4억 8천만 년 후 또는 132억 년 전 암흑기 중간쯤에 더 오래되었다는 것을 발견했다.2012년 12월 UDFy-38135539, EGSY8p7, GN-z11 은하는 빅뱅 이후 약 3억 8천만~5억 5천만 년, 134억 년 전이며 거리는 약 320억 광년(98억 파초)^[63][64]인 것으로 밝혀졌습니다.

퀘이사는 초기 구조 형성에 대한 몇 가지 추가 증거를 제공한다.그들의 빛은 탄소, 마그네슘, 철, 산소와 같은 원소들의 증거를 보여준다.이것은 퀘이사가 형성되었을 때, 이러한 원소들을 발생시킬 수 있는 충분한 수의 종족 III 별들을 포함한 거대한 항성 형성 단계가 이미 일어났다는 증거입니다.

이온화

첫 번째 별, 왜소은하, 퀘이사가 점차 형성되면서, 그들이 방출하는 강한 방사선은 주변 우주의 많은 부분을 다시 이온화한다; 중성 수소 원자를 재결합과 분리 이후 처음으로 자유 전자와 양성자로 이루어진 플라즈마로 다시 쪼개진다.

재이온화는 퀘이사의 관측에서 입증된다.퀘이사는 활동 은하의 한 형태이며 우주에서 관측된 가장 밝은 물체이다.중성 수소의 전자는 전자 에너지 수준과 관련이 있고 라이먼 시리즈라고 불리는 자외선 광자를 흡수하는 특정한 패턴을 가지고 있습니다.이온화된 수소는 이런 종류의 전자 에너지 수준을 가지고 있지 않다.따라서 이온화된 수소와 중성 수소를 통과하는 빛은 서로 다른 흡수선을 보인다.은하간 매체(특히 전자)의 이온화된 수소들은 재결합 전과 같이 톰슨 산란을 통해 빛을 산란시킬 수 있지만, 우주의 팽창과 은하로의 가스 덩어리는 재이온화 시점까지 우주를 완전히 불투명하게 만들기에는 너무 낮은 농도로 귀결되었다.빛이 지구에 도달하기 위해 이동하는 엄청난 거리(수십억 광년) 때문에 중성 수소에 의한 흡수는 특정한 양이 아닌 다양한 양으로 변화하며, 이는 그때 자외선의 흡수가 언제 일어났는지를 나타냅니다.이러한 특징에 의해, 과거의 다양한 시기에 이온화 상태를 연구할 수 있습니다.

재이온화는 중성수소에 의한 흡수선이 ^[65]드물어진 은하간 매질 전체가 이온화될 때까지 시간이 지남에 따라 커진 이온화 수소의 "거품"으로 시작되었다.흡수는 우주의 일반적인 상태(은하간 매체)에 의한 것이지 은하나 다른 밀도가 높은 ^[65]지역을 통과하기 위한 것이 아니다.재이온화는 z = 16년(2억 5천만년 우주 시간)부터 시작되어 대부분 z = 9년 또는 10년(5억년)까지 완료되었을 수 있으며, 남은 중성 수소는 다량의 중성 수소의 존재를 보여주는 건-피터슨 기압골이 사라질 때 완전 이온화 z = 5년 또는 6년(10억년)이 된다.은하간 매질은 오늘날까지 대부분 이온화되어 있으며, 일부 중성 수소 구름은 예외적으로 라이먼-알파 숲을 스펙트럼으로 보이게 한다.

이러한 관측에 의해 재이온화가 일어난 기간은 좁혀졌지만, 재이온화를 일으킨 광자의 출처는 아직 완전히 확실치 않다.중성수소를 이온화하려면 파장이 91.2nm 이하인 자외선 광자에 해당하는 13.6eV 이상의 에너지가 필요한데, 이는 광원이 상당한 양의 자외선과 더 높은 에너지를 생성했음을 의미한다.양자와 전자는 에너지가 지속적으로 공급되지 않으면 재결합하게 되며, 이는 또한 그 원천의 수와 ^[66]수명에 제한을 두고 있다.이러한 제약으로 퀘이사와 1세대 별과 은하가 주요 에너지원이 ^[67]될 것으로 예상된다.가장 중요한 것부터 덜 중요한 것까지 현재 유력한 후보로는 종족 III 별(아마도 70퍼센트),^[68][69] 왜소은하(매우 초기의 작은 고에너지 은하)^[70] 및 퀘이사(활동 은하핵의 ^[66][71][72]일종)가 있습니다.

하지만, 이 무렵에는 우주의 지속적인 팽창으로 인해 물질은 훨씬 더 퍼져나갔다.중성 수소 원자가 다시 이온화 되었지만, 플라즈마는 훨씬 얇고 확산되었으며 광자는 훨씬 덜 흩어졌습니다.재이온화 되었음에도 불구하고, 우주는 재이온화 동안 은하간 매체가 얼마나 희박했는 지로 인해 대체로 투명하게 남아있었다.중성 수소의 일부 지역이 존재하며 라이만 알파 숲을 형성하지만 은하간 매질이 사실상 완전히 이온화되면서 재이온화는 점차적으로 끝났다.

은하, 은하단 및 초은하단

물질은 중력의 영향을 받아 계속 뭉쳐 은하를 형성합니다.종족 II 별이라고 알려진 이 시기의 별들은 이 과정 초기에 형성되며, 나중에 더 최근의 종족 I 별들이 형성됩니다.중력은 또한 은하들을 서서히 서로 끌어당겨 집단, 성단, 초은하단을 형성합니다.허블 울트라 딥 필드 관측 결과 8억 년 전 우주 시간(130억 년 전)^[74]에 수많은 작은 은하들이 합쳐져 더 큰 은하를 형성하고 있는 것으로 확인되었습니다.(이러한 연령 추정치는 현재 ^[75]약간 과장된 것으로 생각됩니다.

파사디나에 있는 캘리포니아 공과대학의 리처드 엘리스와 그의 팀은 마우나 케아에 있는 10미터의 꺽 II 망원경을 사용하여 약 132억 광년 떨어진 은하를 형성하는 6개의 별을 발견했고, 따라서 우주가 겨우 5억 ^[76]년 되었을 때 생성되었다.이 극초기 물체들 중 현재 알려진 ^[77]것은 10개 정도밖에 되지 않는다.보다 최근의 관측 결과, 이러한 연령은 이전에 나타난 것보다 짧은 것으로 나타났습니다.2016년 10월 현재 관측된 가장 먼 은하 GN-z11은 320억 광년 ^[63][78]떨어져 있으며, 이는 시공간 확장을 통해 가능한 광대한 거리이다(z = 11.1,^[63] 결합 거리 320억 ^[78]광년, 룩백 시간 134억^[78] 년).

오늘날 보이는 우주

우주는 수십 억 년 동안 지금과 거의 똑같이 나타났다.그것은 앞으로 수십억 년 동안 계속해서 비슷하게 보일 것이다.

은하계의 얇은 원반은 핵연시학이라는 새로운 과학에 기초하여 88억 ± 17억 ^[8]년 전에 형성된 것으로 추정됩니다.

암흑 에너지 지배 시대

빅뱅 이후 약 98억 년 후

약 98억 년의 우주 ^[9]시간으로부터, 우주의 대규모 행동은 역사상 세 번째로 서서히 변화한 것으로 여겨진다.그것의 행동은 원래 47,000년 동안 방사선(광자와 중성미자 같은 상대적인 구성 요소)에 의해 지배되어 왔고, 약 37만 년의 우주 시간 이래로 그것의 행동은 물질에 의해 지배되어 왔다.물질 지배 시대 동안, 우주의 팽창은 느려지기 시작했는데, 최초의 외부 팽창에서 중력이 억제되었기 때문이다.그러나 약 98억 년의 우주 시간으로부터, 관측 결과는 우주의 팽창이 천천히 감속하는 것을 멈추고, 대신에 점차적으로 다시 가속하기 시작한다는 것을 보여준다.

정확한 원인은 알려지지 않았지만, 우주론자 집단은 그 관측을 올바른 것으로 받아들인다.지금까지 가장 널리 받아들여진 이해는 이것이 "암흑 에너지"^[79][80]라는 이름이 붙여진 알려지지 않은 형태의 에너지 때문이라는 것입니다.이 맥락에서 "어두움"은 그것이 직접적으로 관찰되지 않는다는 것을 의미하지만, 현재는 그것이 우주에 미치는 영향을 조사해야만 연구될 수 있다.이 암흑 에너지를 이해하기 위한 연구가 진행 중입니다.암흑 에너지는 물리적 우주의 전체 질량 에너지의 약 68.3%를 구성하기 때문에 현재 우주에서 가장 큰 구성 요소로 여겨지고 있습니다.

암흑 에너지는 우주론적 상수, 즉 우주 곳곳에 존재하는 스칼라장과 같은 역할을 한다고 믿어진다.중력과 달리, 그러한 장의 영향은 우주가 성장함에 따라 감소하지 않는다.물질과 중력은 처음에는 더 큰 영향을 미치지만, 우주가 계속 팽창함에 따라 그 영향은 빠르게 감소합니다.처음에는 우주가 팽창함에 따라 멀어지는 것으로 보이던 우주의 물체들은 계속해서 멀어지고 있지만, 그들의 바깥쪽으로의 움직임은 점차 느려진다.이 느린 효과는 우주가 더 넓게 펼쳐질수록 작아진다.결국, 암흑 에너지의 외향적이고 혐오스러운 효과가 중력의 내향적인 끌어당김을 지배하기 시작합니다.약 98억 년의 우주 시간으로부터 중력의 영향을 받아 속도가 느려지고 아마도 중력의 영향을 받아 안쪽으로 이동하기 시작하는 대신, 우주의 팽창은 서서히 증가하는 속도로 바깥쪽으로 가속되기 시작합니다.

먼 미래와 궁극의 운명

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우주의 장기적 진화에 대한 몇 가지 경쟁 시나리오가 있다.만약 있다면, 어떤 일이 일어날지는 우주 상수, 양성자 붕괴 가능성, 진공의 에너지, 그리고 표준 모델을 벗어난 자연 법칙과 같은 물리 상수의 정확한 값에 달려 있습니다.

만약 우주의 팽창이 계속되어 현재의 형태를 유지한다면, 가장 가까운 은하를 제외한 모든 은하들은 관측 가능한 우주가 중력적으로 묶여 있는 우리 은하단으로 제한될 정도로 빠른 속도로 우주의 팽창에 의해 우리로부터 멀어질 것입니다.아주 장기적으로 (수조 년, 수천억 년의 우주 시간 후) 별이 태어나지 않고 가장 오래 사는 별들도 점차 사라지면서 스텔레프시대는 끝날 것입니다.이 밖에도 우주의 모든 물체는 냉각되고 (양자를 제외하고) 점차적으로 구성 입자로 분해되며, 그리고 나서 다양한 가능한 과정에 의해 아원자 입자와 매우 낮은 수준의 광자와 다른 기본 입자로 분해됩니다.

궁극적으로는 우주의 궁극적인 운명에 대해 다음과 같은 시나리오가 제시되었습니다.

시나리오		묘사
열사	팽창이 계속됨에 따라, 우주는 더 커지고, 더 차가워지고, 더 희박해진다; 시간이 지나면, 모든 구조는 결국 아원자 입자와 광자로 분해된다.	공간의 미터법 팽창이 무한히 계속되는 경우, 우주의 에너지 밀도는 10년 정도 시간이1000 지나면 열역학적 균형에 도달하여 더 이상의 구조가 불가능해질 때까지 감소할 것이다.이것은 매우 오랜 시간이 지난 후에야 일어날 것입니다. 왜냐하면 먼저 일부(0.1% [82]미만) 물질은 블랙홀로 붕괴되고, 그 후 호킹 방사선을 통해 매우 천천히 증발하기 때문입니다.이 시나리오에서 우주는 별의 형성이 [83], §IID.멈추면 이보다 훨씬 더 일찍, 약 10년14 후에 생명체를 지탱할 수 없게 될 것입니다.일부 대통합 이론에서, 최소 10년34 후 양성자 붕괴는 남아있는 성간 가스와 별의 잔존물을 렙톤과 광자로 바꿀 것이다.몇몇 양전자와 전자는 그 [83], §IV, §VF.후 광자로 재결합할 것이다.이 경우 우주는 입자의 욕조와 저에너지 방사선으로 이루어진 고엔트로피 상태에 도달했다.그러나 그것이 결국 열역학적 [83], §VIB, VID.평형을 이룰지는 알려지지 않았다.보편적 열사 가설은 1850년대 윌리엄 톰슨(켈빈 경)의 아이디어에서 비롯되었으며, 그는 열과 불가역성의 고전적인 이론을 우주 전체에 [84]적용했다.
빅립	공간의 팽창은 가속화되고 어느 순간 너무 극단적이 되어 아원자 입자와 시공간 구조조차 떨어져 나가 존재할 수 없게 된다.	부압비가 -1보다 작은 우주의 암흑 에너지 함량 값에 대해 우주의 팽창 속도는 제한 없이 계속 증가할 것입니다.은하단, 은하단, 그리고 궁극적으로는 태양계와 같이 중력에 의해 결합되는 시스템은 산산조각날 것입니다.결국 분자와 원자를 함께 고정시키는 전자기력을 극복할 수 있을 정도로 팽창 속도가 빨라질 것이다.원자핵도 갈기갈기 찢어질 것이다.마지막으로, 현재 "우주"라는 개념이 의미를 갖는 가장 작은 크기인 플랑크 척도에서의 힘과 상호작용은 시공간 자체가 분리되고 우리가 알고 있는 우주가 특이한 종류의 특이점으로 끝나기 때문에 더 이상 일어날 수 없을 것입니다.
빅 크런치	팽창은 결국 느려지고 멈춘 다음 모든 물질이 공통의 중심을 향해 가속함에 따라 역전됩니다.현재 잘못된 것으로 간주됩니다.	"빅립" 시나리오와는 반대로, 공간의 미터법 팽창은 어느 순간 역전되어 우주는 뜨겁고 밀도가 높은 상태로 수축할 것이다.이것은 순환 모델과 같은 진동 우주 시나리오에 필수적인 요소이지만, 빅 크런치가 반드시 진동 우주를 의미하는 것은 아닙니다.현재의 관측에 따르면 이 우주의 모델은 정확하지 않을 것이며, 팽창은 계속되거나 가속화될 것입니다.
진공 불안정성	모든 힘, 입자, 구조를 지탱하는 양자장의 붕괴를 다른 형태로 만든다.	우주론은 전통적으로 안정적이거나 적어도 준전이 가능한 우주를 가정했지만, 양자장 이론의 거짓 진공의 가능성은 시공간에서 어느 한 지점에서 우주는 자발적으로 낮은 에너지 상태, 즉 더 안정적이거나 "진정한 진공"으로 붕괴할 수 있다는 것을 암시합니다.광속과 일치합니다.[85][86][87][88][89] 그 결과 모든 힘, 입자 및 구조를 지탱하는 양자장이 보다 안정적인 형태로 전환될 것이다.새로운 힘과 입자가 현재의 모든 입자, 힘 및 구조가 파괴되고 그 후 (가능하다면) 다른 입자, 힘 및 구조로 재형성되는 부작용과 함께 우리가 알고 있는 현재의 힘을 대체할 것이다.

이러한 극단적인 시간 척도에서는 수조 년 미만의 시간 척도에서는 볼 수 없는 극히 드문 양자 현상도 발생할 수 있습니다.이것은 또한 우주의 상태에 예측할 수 없는 변화를 초래할 수 있으며, 이는 더 작은 시간 범위에서도 유의미하지 않을 것입니다.예를 들어, 수백만 조 년의 시간 척도로, 블랙홀은 거의 즉시 증발하는 것처럼 보일 수 있고, 흔치 않은 양자 터널링 현상은 흔한 것으로 보일 수 있으며, 양자(또는 다른) 현상은 1조 년에 한 번 발생할 가능성이 매우 희박하기 때문에 여러 ^{[citation needed]}번 발생할 수 있습니다.

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메모들

레퍼런스

Bibliography

External links

• Carroll, Sean M. (14 January 2011). Cosmology and the arrow of time: Sean Carroll at TEDxCaltech (Video). New York; Vancouver, British Columbia: TED Conferences LLC. Archived from the original on 20 December 2019. Retrieved 20 January 2020.
• Chaisson, Eric J. (2013). "Cosmic Evolution: From Big Bang to Humankind". Cambridge, MA: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. Archived from the original on 27 August 2019. Retrieved 19 January 2020.
• "History of the Universe Timeline". Mysteries of Deep Space. Arlington, VA: PBS Online. 2000. Archived from the original on 1 July 2019. Retrieved 24 March 2005.
• "HubbleSite". Baltimore, MD: Space Telescope Science Institute's Office of Public Outreach. Archived from the original on 18 January 2020. Retrieved 24 March 2005.
• Krauss, Lawrence M. (Speaker); Cornwell, R. Elisabeth (Producer) (21 October 2009). 'A Universe From Nothing' by Lawrence Krauss, AAI 2009 (Video). Washington, D.C.: Richard Dawkins Foundation for Reason and Science. Archived from the original on 21 December 2019. Retrieved 3 February 2020.
• Lucas, Tom (Director, Writer); Grupper, Jonathan (Director, Writer) (18 May 2007). Exploring Time (Television documentary miniseries). Silver Spring, MD: Twin Cities Public Television, Red Hill Studios, and NHK for The Science Channel. Retrieved 19 January 2020.
• "Once Upon a Universe". Swindon, UK: Science and Technology Facilities Council. 26 March 2013. Archived from the original on 9 May 2019. Retrieved 20 January 2020.
• Overbye, Dennis (17 March 2006). "Astronomers Find the Earliest Signs Yet of a Violent Baby Universe". The New York Times. New York. ISSN 0362-4331. Retrieved 19 January 2020.
• Plait, Phil (14 January 2016). Deep Time: Crash Course Astronomy #45 (Video). PBS Digital Studios. Archived from the original on 15 January 2016. Retrieved 2 October 2016.
• "Press Pass - Photo Gallery - Graphics and Illustrations". Fermilab. Batavia, IL: Fermilab. 1 January 2004. Archived from the original on 27 December 2005. Retrieved 19 January 2020.{{cite web}}: CS1 maint: unfit URL (link) (See: "Energy time line from the Big Bang to the present" (1984) and "History of the Universe Poster" (1989).)
• Schulman, Eric (1997). "The History of the Universe in 200 Words or Less". Archived from the original on 24 November 2005. Retrieved 24 March 2005.
• "The Universe Adventure". Berkeley, CA: Lawrence Berkeley National Laboratory. 2007. Archived from the original on 22 June 2019. Retrieved 21 January 2020.{{cite web}}: CS1 maint: unfit URL (link)
• Wright, Edward L. (24 May 2013). "Frequently Asked Questions in Cosmology". Los Angeles: Division of Astronomy & Astrophysics, University of California, Los Angeles. Archived from the original on 10 December 2019. Retrieved 19 January 2020.