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우주의 역사

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목차

1. 개요

우주의 역사는 대폭발(빅뱅) 이론을 시작으로 하여, 우주의 팽창과 진화를 설명하는 과학적 탐구이다. 빅뱅 이후, 우주는 급격한 팽창과 함께 온도가 낮아지면서 다양한 입자들이 생성되었다. 쿼크 시대, 강입자 시대, 렙톤 시대, 광자 시대를 거치며 원자핵이 형성되고, 이온화된 플라스마 상태에서 중성 원자가 생성되는 재결합과 광자 분리가 일어났다. 암흑 시대를 지나 최초의 별과 은하가 형성되고 재전리 과정을 거치며, 현재와 같은 우주의 구조가 갖춰졌다. 현재 우주는 암흑 에너지의 지배를 받으며 팽창하고 있으며, 열적 죽음, 빅 립, 대함몰, 가짜 진공 붕괴 등 다양한 시나리오를 통해 우주의 미래를 예측한다.

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우주의 역사
개요
빅뱅약 138억년 전
현재2024년
빅뱅 이후의 시간빅뱅 이후의 사건과 진화 단계를 연대순으로 기록한 것
초기 우주
플랑크 시대0 ~ 10⁻⁴³ 초
대통일 시대10⁻⁴³ ~ 10⁻³⁶ 초
쿼크 시대10⁻³⁶ ~ 10⁻¹² 초
하드론 시대10⁻¹² ~ 1 초
렙톤 시대1 초 ~ 10 초
광자 시대10 초 ~ 37만 년
빅뱅 핵합성3 분 ~ 20 분
우주의 인플레이션10⁻³⁶ ~ 10⁻³² 초 (추정)
우주의 암흑 시대37만 년 ~ 10억 년
우주의 구조 형성
우주의 재이온화1억 5천만 년 ~ 8억 년
은하의 형성 및 진화10억 년 이후
우주의 대규모 구조현재까지 지속적인 진화
미래의 우주
우주의 가속 팽창현재 관측되는 현상
팽창하는 우주의 미래다양한 시나리오 존재 (빅 립, 빅 크런치, 열적 죽음 등)
이론적 배경
Λ-CDM 모델우주론의 표준 모형
프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량(FLRW 계량) 우주 모델의 수학적 기술
프리드만 방정식우주 팽창을 설명하는 방정식
관측 증거
우주 마이크로파 배경(CMB) 빅뱅의 잔재
우주 중성미자 배경(CNB) 이론적으로 예측되지만 직접 관측은 어려움
우주 중력파 배경(GWB) 초기 우주의 중력파
구성 요소
바리온 물질일반적인 물질
암흑 에너지우주 팽창을 가속화시키는 미지의 에너지
암흑 물질중력 효과를 통해 존재가 추정되는 미지의 물질

2. 대폭발(빅뱅)

우주론의 표준 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커(FLRW) 계량이라고 하는 시공간 모형을 기반으로 한다. FLRW 계량은 우주가 대폭발(빅뱅) 이후 팽창했다는 증거들과 일치한다.

FLRW 계량 방정식이 우주의 시작까지 유효하다고 가정하면, 우주의 모든 물체 사이의 거리가 0이거나 매우 작은 지점까지 거슬러 올라갈 수 있다. 이 지점이 "대폭발"이라고 불리는 우주 연대기의 시초 기간이다. 우주론의 표준 모형은 그 순간 이후 우주가 물리적으로 어떻게 발전했는지 설명하려고 시도한다.

대폭발 이후 (관측 가능한 부분) 우주의 진화 과정 다이어그램 (왼쪽), CMB-참조 잔광, 현재까지


FLRW 계량의 특이점은 현재 이론들이 대폭발 자체가 시작될 때 실제로 일어난 일을 설명하기에는 부족하다는 것을 의미한다. 양자 중력에 대한 정확한 이론이 더 정확한 설명을 가능하게 할 수 있다고 널리 믿어지고 있지만, 아직 개발되지 않았다. 그 순간 이후, 우주 전체의 모든 거리는 (아마도) 0에서부터 증가하기 시작했다. 이러한 이유로, 대폭발은 "모든 곳에서 일어났다"고 말한다.

2. 1. 대폭발 이전

우주론의 표준 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커(FLRW) 계량이라고 하는 시공간 모형을 기반으로 한다. 이 계량은 우주가 대폭발(빅뱅) 이후 팽창했다는 증거들과 일치한다.

FLRW 계량 방정식이 우주의 시작까지 유효하다고 가정하면, 우주의 모든 물체 사이의 거리가 0이거나 매우 작은 지점까지 거슬러 올라갈 수 있다. 이 지점이 "대폭발"이라고 불리는 우주 연대기의 시초 기간이다.

하지만 FLRW 계량의 특이점은 현재 이론들이 대폭발 자체가 시작될 때 실제로 일어난 일을 설명하기에는 부족하다는 것을 의미한다. 양자 중력에 대한 정확한 이론이 더 정확한 설명을 가능하게 할 수 있다고 널리 믿어지고 있지만, 아직 개발되지 않았다.[2] 그 순간 이후, 우주 전체의 모든 거리는 (아마도) 0에서부터 증가하기 시작했다. 이러한 이유로, 대폭발은 "모든 곳에서 일어났다"고 말한다.

2. 2. 대폭발 핵합성

대폭발 핵합성은 대폭발(빅뱅) 후 약 2분에서 20분 사이에 일어난 핵융합 반응이다.[145] 이 시기 우주의 온도와 압력은 핵융합이 일어나기에 적합했으며, 이로 인해 수소 외에 몇 가지 가벼운 원소들의 핵이 생성되었다.[145] 양성자의 약 25%와 모든 중성자[137]는 융합하여 수소의 동위원소인 중수소를 형성했고, 대부분의 중수소는 빠르게 융합하여 헬륨-4를 형성했다.

원자핵은 특정 온도 이상에서 쉽게 결합이 해제(분리)된다. 약 2분부터 우주의 온도가 떨어지면서 중수소는 더 이상 분리되지 않고 안정되었고, 약 3분부터는 중수소 융합으로 형성된 헬륨과 다른 원소들도 더 이상 분리되지 않고 안정되었다.[146]

이 시기는 지속 시간이 짧고 온도가 계속 떨어졌기 때문에, 가장 간단하고 빠른 핵융합 반응만 일어날 수 있었다. 헬륨보다 무거운 원소의 핵합성은 어렵고, 별에서도 수천 년이 걸리기 때문에 헬륨을 넘어서는 핵들은 극소량만 형성되었다.[137] 소량의 삼중수소(또 다른 수소 동위원소)와 베릴륨-7 및 -8이 형성되었지만, 이들은 불안정하여 빠르게 다시 손실되었다.[137] 또한, 지속 시간이 매우 짧았기 때문에 소량의 중수소는 융합되지 않은 상태로 남았다.[137]

따라서 대폭발 핵합성이 끝날 때 생성된 안정된 핵종은 양성자(단일 양성자/수소 핵), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4, 리튬-7뿐이었다.[147] 질량 기준으로, 생성된 물질은 약 75%의 수소 핵, 25%의 헬륨 핵, 그리고 약 10-10 질량의 리튬-7로 구성되었다. 다음으로 많이 생성된 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소, 산소("CNO 순환")이지만, 이들은 질량 기준으로 1015분의 5 내지 30 부분으로 예측되어 사실상 감지하기 어렵고 무시할 수 있는 수준이었다.[148][149]

초기 우주의 각 가벼운 원소의 양은 오래된 은하들에서 추정할 수 있으며, 이는 대폭발 이론의 강력한 증거이다.[137] 예를 들어, 대폭발 이론에 따르면 양성자 7개당 약 1개의 중성자가 생성되어 모든 핵자의 25%가 헬륨-4로 융합되어야 하며(16개의 핵자 중 2개의 양성자와 2개의 중성자), 이는 현재 관측되는 양과 일치한다. 이는 다른 과정으로는 설명하기 어렵다.[137] 마찬가지로, 중수소는 매우 쉽게 융합된다. 대폭발 이론의 대안적인 설명은 중수소가 형성될 수 있는 조건이 존재했음을 설명해야 할 뿐만 아니라, 중수소의 일부가 융합되지 않고 즉시 헬륨으로 다시 융합되지 않은 채로 남겨졌음을 설명해야 한다.[137] 또한, 다양한 가벼운 원소들과 동위원소들의 비율 역시 설명해야 한다. 리튬-7과 같은 몇몇 동위원소는 이론과 다른 양으로 존재하는 것으로 밝혀졌지만, 시간이 지남에 따라 더 나은 관측을 통해 이러한 차이는 해결되었다.[137]

3. 극초기 우주 (대폭발 ~ 10-32초)



극초기 우주는 현재의 물리 법칙으로는 설명하기 어려운 시기이다. 이 시기는 우주 탄생(대폭발) 이후 10-12초까지의 시간으로, 다음과 같은 특징을 가진다.


  • 플랑크 시대 포함: 우주 탄생 직후의 시기로, 현재의 물리 법칙이 적용되지 않을 수 있는 플랑크 시대를 포함한다.
  • 기본 상호작용의 출현: 중력, 전자기력, 약력, 강력의 순서로 네 가지 기본 상호작용이 단계적으로 나타났다.
  • 우주 급팽창: 급팽창 이론에 따르면, 이 시기에 우주는 엄청난 속도로 팽창했다. 이 급팽창은 과냉각된 매우 뜨거운 우주에서 발생했다.
  • 양자 요동과 거시세계: 미시세계에 숨어있던 급팽창장의 양자 요동은 거시세계 물질의 밀도 요동으로 바뀌었고, 이는 우주의 구조와 그 속 모든 정보의 기원이 되었다.


극초기 우주에 대한 연구는 아직 초기 단계이며, 많은 부분이 추측에 의존하고 있다. 현재의 입자물리학 실험으로는 이 시기의 극단적인 에너지와 조건을 재현하기 어렵기 때문이다.

우주 급팽창은 약 10−32초 경에 발생한 것으로 추정되며, 이 기간 동안 우주의 팽창 속도는 매우 빨랐다. 급팽창 이후 약 98억 년 동안 팽창 속도는 느려졌지만, 팽창은 계속되었다. 약 40억 년 전부터 팽창 속도는 다시 빨라지기 시작했다.

극초기 우주와 관련된 개념은 아직 추론에 의존하는 경향이 강하며, 이 시대를 다루는 가속기 실험은 아직 이루어지지 않고 있다. 하틀-호킹 경계 조건, 브레인 우주론, 현 가스 우주론, 에키피로틱 우주론 등 다양한 이론들이 제시되고 있으며, 이들은 서로 보완적이기도 하고 그렇지 않기도 하다.

3. 1. 플랑크 시대 (대폭발 ~ 10-43초)

플랑크 시대는 알려진 우주가 시작된 직후의 시기로, 전통적인(비팽창) 대폭발(빅뱅) 우주론에서 다룬다. 이 시대에는 우주의 온도와 평균 에너지가 너무 높아 소립자가 형성될 수 없었고, 우주를 구성하는 네 가지 기본 힘인 중력, 전자기력, 약력, 강력이 하나의 힘으로 통합되어 있었다.[15] 이 시기의 물리학에 대해서는 알려진 바가 거의 없다.

일반적인 대폭발 우주론에서는 이 시기 이전에 중력 특이점을 예측하지만, 이 이론은 양자 효과로 인해 붕괴될 것으로 예상되는 일반 상대성이론에 기반을 두고 있다.[15]

우주론의 급팽창 모형에서는 급팽창이 끝나기 전의 시간(대폭발 이후 약 10-32초)은 전통적인 대폭발 우주론과 같은 시간 순서를 따르지 않는다. 플랑크 시대의 우주와 물리학을 설명하려는 모형은 일반적으로 추론적이며, "새로운 물리학"의 범주에 속한다. 예를 들어 하틀-호킹 상태, 끈 이론 풍경, 끈 가스 우주론, 에크파이로틱 우주 등이 있다.

초기 우주와 관련된 개념은 추론에 의존하는 경향이 있다. 현재로서는 이 시대에 새로운 통찰을 제공할 수 있을 만큼 큰 규모의 가속기 실험은 이루어지지 않고 있다. 여러 시나리오 안에는 근본적인 부분에서 의견이 일치하지 않는 부분이 있다. 예를 들면 다음과 같다.

  • 하틀-호킹 경계 조건
  • 브레인 우주론
  • 현 가스 우주론(String gas cosmology)
  • 에키피로틱 우주론


이 이론들은 서로 보완적이기도 하지만, 그렇지 않은 경우도 있다.

초대칭성이 존재한다면, 이 시기에 네 가지 기본 상호작용 — 전자기력, 약한 상호작용, 강한 상호작용, 중력 — 은 분리되지 않고 통일된 상호작용(통일장 이론)이었다. 이 시대에 대해 알려진 것은 적지만, 시나리오에 따라 몇 가지 이론이 제시되어 있다. 이러한 상황에서는 양자 효과 때문에 일반 상대성 이론이 붕괴될 것으로 추측된다. 초끈 이론, 루프 양자 중력 이론과 같은 양자 중력 이론이 확립되면, 이 시대에 대한 이해가 진전될 것으로 기대하는 물리학자도 있다.

3. 2. 대통일 시대 (10-43초 ~ 10-36초)

우주가 팽창하고 냉각되면서, 힘들이 서로 분리되는 전이 온도를 넘어서게 되었다.[16] 이러한 우주론적 상전이는 일반적인 물질의 응축 및 얼음 상전이와 유사하게 시각화할 수 있다. 특정 온도/에너지에서 물 분자는 행동과 구조를 변경하며, 완전히 다르게 행동한다. 증기가 물로 변하는 것처럼, 우주의 기본 힘과 입자를 정의하는 장 또한 온도/에너지가 특정 지점 아래로 떨어지면 행동과 구조를 완전히 변경한다. 이것은 일상 생활에서는 나타나지 않는데, 현재 우주에서 일반적으로 볼 수 있는 것보다 훨씬 높은 온도에서만 발생하기 때문이다.[16]

우주의 기본 힘에서의 이러한 상전이는 "대칭 깨짐"이라고 불리는 양자장론의 현상에 의해 발생한다고 여겨진다.[16]

우주가 냉각됨에 따라, 우리 주변의 힘과 입자를 생성하는 양자장이 더 낮은 에너지 수준과 더 높은 수준의 안정성으로 정착할 수 있게 된다. 그렇게 함으로써, 그들은 상호 작용 방식을 완전히 바꾼다. 힘과 상호 작용은 이러한 장으로 인해 발생하므로, 우주는 상전이 위와 아래에서 매우 다르게 행동할 수 있다. 예를 들어, 이후 시대에, 한 상전이의 부작용은 갑자기 질량이 전혀 없던 많은 입자가 질량을 얻게 되고(힉스장과 다르게 상호 작용하기 시작한다), 단일 힘이 두 개의 별도 힘으로 나타나기 시작한다는 것이다.[16]

자연이 대통일 이론 (GUT)에 의해 설명된다고 가정하면, 대통일 시대는 이러한 종류의 상전이로 시작되었는데, 중력이 보편적인 결합된 게이지 힘으로부터 분리될 때였다. 이것은 이제 두 가지 힘, 즉 중력과 전강력 상호 작용이 존재하게 만들었다. 그러한 결합된 힘이 존재했다는 확실한 증거는 아직 없지만, 많은 물리학자들은 그것이 존재했다고 믿고 있다. 이 전강력 상호 작용의 물리학은 대통일 이론에 의해 설명될 것이다.[16]

대통일 시대는 전강력 상호 작용이 차례로 분리되어 강력 상호 작용과 전약 상호 작용이라는 두 개의 별도 상호 작용으로 나타나면서 두 번째 상전이로 끝났다.[16]

플랑크 시대부터 우주의 팽창과 냉각이 시작되어 중력 상호작용과 게이지 이론으로 표시되는 기본 상호작용이 분리된다. 이 시대의 물리 법칙은 대통일 이론으로 기술된다. 대통일 시대는 전약 상호작용과 강한 상호작용으로 분리되면서 종료된다. 이 종료는 인플레이션과 동시기에 일어난다. 일부 이론에서는 대통일 시대에 자기 홀극이 생성된다고 한다.[94]

3. 3. 급팽창 시대 (10-36초 ~ 10-32초)

급팽창 시대는 우주가 극도로 짧은 시간에 급격하게 팽창한 시기이다. 이 시기에 공간 내 거리를 정의하는 거리 함수는 공간이 갑자기 매우 빠르게 척도가 변경되어, 초기 우주가 이전 부피의 최소 1078 배(훨씬 더 많을 수 있음)로 팽창했다.[122][123][124][125][126] 이는 모든 공간 차원에서, 길이가 1나노미터(10-9m, DNA 분자 너비의 약 절반)인 물체가, 아주 작은 찰나의 순간에 약 10.6 광년(100조 킬로미터)의 길이로 팽창하는 것에 해당한다.

시공간 내의 빛과 물체는 광속보다 빠르게 이동할 수는 없지만, 이 경우 척도에서 변화한 시공간 자체의 크기와 기하학을 지배하는 것은 계량(거리 함수)이며, 거리 함수에의 변경은 빛의 속도에 의해 제한되지 않는다. 강력한 관측 증거에 근거하여, 급팽창이 실제로 일어났다는 것이 널리 받아들여지고 있다.

급팽창은 대통일 시대를 끝낸 강한 상호작용과 전기약한 상호작용의 분리에 의해 촉발된 것으로 생각된다. 이 상전이의 이론적 산물 중 하나는 인플라톤 장이라고 하는 스칼라 장이었다. 이 장이 우주 전체에서 가장 낮은 에너지 상태로 정착하면서, 엄청난 척력을 발생시켜 공간 자체를 정의하는 거리 함수의 급속한 팽창을 초래했다.

급팽창 시대가 언제 끝났는지는 정확히 알 수 없으나, 대폭팔(빅뱅) 이후 10-33에서 10-32초 사이로 생각된다. 공간의 급속한 팽창은 대통일 시대에 남아 있던 기본 입자들이 이제 우주 전체에 아주 얇게 분포되어 있음을 의미한다. 그렇지만, 인플라톤 장의 거대한 퍼텐셜 에너지는 급팽창 시대가 끝날 때 방출되었는데, 이는 인플라톤 장이 "재가열"로 알려진, 다른 입자들로 붕괴됨에 따라 발생했다. 이 가열 효과로 인해 우주는 쿼크, 반쿼크 및 글루온의 조밀하고 뜨거운 혼합물로 채워졌다.

급팽창 이론은 우주의 지평선 문제, 평탄성 문제 등을 해결하며, 현재 우주의 거대 구조 형성에 중요한 역할을 한 것으로 여겨진다.

3. 4. 전기약 시대 (10-32초 ~ 10-12초)

우주의 온도가 계속해서 낮아짐에 따라, 강한 상호작용이 전자기력 및 약한 상호작용과 분리되었다.[95] 힉스 메커니즘을 통해 입자들이 질량을 얻기 시작했다.

이 시기에는 우주 인플레이션으로 인한 가속 팽창이 일어났고, 입자들의 상호작용은 활발하여 W 보손과 Z 보손, 힉스 보손과 같은 다량의 특이 입자가 생성되었다.[95]

4. 초기 우주 (10-12초 ~ 37만 년)



초기 우주는 우주 탄생(기원) 이후 약 37만 년까지의 시기를 말한다. 이 시기 우주는 급팽창 이후 재가열되어 뜨거운 쿼크-글루온 플라스마 상태였다. 이때의 물리학은 비교적 잘 이해되어 있으며, 관련된 에너지들은 입자 물리학 실험 등에서 접근 가능하다.

초기 우주와 관련된 개념은 추론에 의존하는 경향이 있다. 현재 이 시대에 대한 충분한 규모의 가속기 실험은 이루어지지 않고 있다. 여러 시나리오에서 근본적인 의견 불일치가 존재하는데, 예를 들면 다음과 같다.


  • 하틀-호킹 경계 조건
  • 브레인 우주론
  • 현 가스 우주론(String gas cosmology)
  • 에키피로틱 우주론


이 이론들은 서로 보완적이기도 하지만, 그렇지 않은 경우도 있다.

우주 팽창이 끝난 후, 우주는 재가열의 잔재인 뜨거운 쿼크-글루온 플라스마로 채워졌다. 이 시점부터 초기 우주의 물리학은 훨씬 더 잘 이해되었으며, 쿼크 시대와 관련된 에너지는 입자 물리학 실험 및 기타 검출기에서 직접 접근할 수 있다.

우주 연대기를 편의상 다섯 부분으로 나누기도 하는데, 이 시기 이전의 시간의 존재 여부는 불분명하다.

약 10−32초에 "인플레이션 시대"가 강조되지만, 관측과 이론에 따르면 빅뱅 이후 우주 내 물체 간 거리는 계속 증가해왔다(중력적으로 묶인 물체 제외). 인플레이션 기간은 팽창이 가속화된 시기를 나타내며, 이후 약 98억 년 동안 팽창은 느려졌고, 약 40억 년 전에 다시 가속화되기 시작했다.

4. 1. 쿼크 시대 (10-12초 ~ 10-5초)

쿼크 시대는 대폭발 후 약 10-12초 후에 시작되었다. 이 시기는 전기약 대칭 깨짐 직후 초기 우주의 진화 과정에서 중력, 전자기력, 강한 상호작용 및 약한 상호작용의 기본 상호작용들이 현재의 형태를 취했지만, 우주의 온도는 여전히 너무 높아 쿼크가 서로 결합하여 강입자를 형성할 수 없었던 시기였다.[135][136]

쿼크 시대 동안 우주는 쿼크, 렙톤들 및 그 반입자들을 포함하는 조밀하고 뜨거운 쿼크-글루온 플라스마로 채워졌다. 입자들 사이의 충돌은 너무 강력하여 쿼크가 중간자들 또는 중입자들로 결합하는 것을 허용할 수 없었다.[135]

쿼크 시대는 입자 상호작용들의 평균 에너지가 가장 가벼운 강입자인 파이온의 질량 아래로 떨어졌을 때인, 우주의 나이가 약 10-5초였을 때 끝났다.[135]

4. 2. 강입자 시대 (10-5초 ~ 1초)

쿼크-글루온 플라스마가 냉각되면서 양성자, 중성자와 같은 바리온으로 이루어진 하드론이 형성되었다(쿼크-하드론 상전이 참조).[41] 우주 탄생 후 약 0.1초 뒤, 중성미자들이 디커플링되면서(neutrinos decouple) 시공간을 자유롭게 이동하게 된다.[97] 이 '''우주 중성미자 배경'''은 자세한 내용은 불명이지만, 나중에 방출되는 '''우주 마이크로파 배경'''과 유사하다.

처음에는 강입자/반강입자 쌍들이 형성되어 물질과 반물질이 열적 평형 상태에 있었다. 그러나 우주의 온도가 계속 내려가면서 새로운 강입자/반강입자 쌍들은 더 이상 생성되지 않았고, 새로 형성된 대부분의 강입자와 반강입자가 서로 쌍소멸하여 고에너지 광자 쌍을 생성했다. 이 시대가 끝나는 우주 시간 약 1초에 비교적 적은 잔류 강입자들이 남았다.

이론에 따르면 중성자 1개당 약 6개의 양성자가 남았으며, 중성자 붕괴로 인해 이 비율은 시간이 지남에 따라 1:7로 떨어졌다. 이는 나중 단계에서 중성자와 일부 양성자가 핵융합하여 수소, 동위원소인 중수소, 헬륨 및 기타 원소가 남았고 이를 측정할 수 있기 때문에 올바른 것으로 여겨진다.[41]

4. 3. 렙톤 시대 (1초 ~ 10초)

강입자 시대가 끝나면서 대부분의 강입자와 반강입자는 서로 소멸하여 렙톤(전자, 뮤온 및 특정 중성미자)과 반렙톤이 우주의 질량을 지배하게 되었다.[142][143][144]

렙톤 시대는 이전 강입자 시대와 유사한 경로를 따른다. 처음에는 렙톤들과 반렙톤들이 쌍으로 생성된다. 대폭발(빅뱅) 후 약 10초 후에 우주의 온도는 새로운 렙톤-반렙톤 쌍이 더 이상 생성되지 않고 대부분의 나머지 렙톤들과 반렙톤들이 서로 빠르게 쌍소멸되어, 고에너지 광자 쌍을 생성하는 지점까지 떨어지고 또한 소멸되지 않은 렙톤들의 작은 잔류물을 남긴다.[142][143][144]

4. 4. 광자 시대 (10초 ~ 37만 년)

렙톤 시대가 끝날 무렵 대부분의 렙톤과 반렙톤이 쌍소멸한 후, 우주의 질량-에너지 대부분은 광자 형태로 남게 되었다.[144] 따라서 우주의 에너지와 우주의 전반적인 행동은 광자에 의해 지배되었다. 이 광자들은 계속해서 전하를 띤 입자, 즉 전자, 양성자 그리고 (결국) 핵들과 자주 상호작용했다. 이러한 상호작용은 약 37만 년 동안 계속되었다.

4. 5. 재결합 및 광자 분리 (37만 년)

우주의 온도가 약 3000K로 낮아지면서, 전자와 원자핵이 결합하여 중성 원자를 형성하기 시작했다. 이 과정을 재결합이라고 한다.[110][111][112][113] 중성 원자가 형성되면서 광자들은 더 이상 전자와 빈번하게 충돌하지 않고 자유롭게 이동할 수 있게 되었다. 이 과정을 광자 분리라고 한다.[110][111][112][113] 광자 분리 이후 방출된 빛은 현재 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 관측된다.[113]

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대폭발(빅뱅) 후 약 37만년경, 재결합의 종말과 광자 분리라는 두 가지 연결된 사건이 발생했다.[46] 재결합은 이온화된 입자들이 결합하여 첫 번째 중성 원자들을 형성하는 것을 설명하고, 광자 분리는 새로 형성된 원자들이 보다 안정적인 에너지 상태들로 정착할 때 방출되는 광자들이 분리되는 것을 의미한다.

재결합 직전, 우주의 중입자 물질은 뜨거운 이온화된 플라스마를 형성하는 온도에 있었다. 우주에 있는 대부분의 광자들은 전자 및 양성자들과 상호작용하며, 이온화된 입자와 상호작용하지 않고는 상당한 거리를 이동할 수 없었다. 그 결과, 우주는 불투명하거나 "안개가 자욱하게" 되었다.

약 18,000년경부터 시작하여, 우주는 자유 전자가 헬륨 원자핵들과 결합하여 원자들을 형성할 수 있는 지점까지 냉각되었다. 중성 헬륨 핵들은 약 10만 년에 형성되기 시작하며, 중성 수소 형성은 약 26만 년경에 정점을 찍었다.[155] 이 과정은 재결합으로 알려져 있다.[156]

낮은 에너지 상태(바닥 상태)에서 직접 결합하는 것은 덜 효율적이므로, 이러한 수소 원자들은 일반적으로 여전히 높은 에너지 상태에 있는 전자들과 함께 형성되며, 일단 결합되면, 전자들은 낮은 에너지 상태로 전환할 때 하나 이상의 광자들 형태로 에너지를 빠르게 방출한다. 이러한 광자들의 방출은 광자 분리라고 알려져 있다. 이러한 분리된 광자들 중 약간은 다른 수소 원자들에 의해 포획되고, 잔여물들은 자유로 남는다. 재결합이 끝날 때까지, 우주의 대부분의 양성자들은 중성 원자들을 형성했다. 전하를 띤 입자들에서 중성 입자들로의 이러한 변화는 광자가 이동할 수 있는 평균 자유 행로가 무한대가 되기 전에, 포획되지 않은 분리된 광자들은 장거리를 자유롭게 이동할 수 있음을 의미한다. 우주는 사상 처음으로 가시광선, 전파 및 기타 전자기파에게 투명해졌다.

이 상자의 배경은 분리 중에 방출된 광자들이 적색편이되어 우주 마이크로파 배경을 형성하기 전의 원래 4000K 색상에 가깝다. 당시에는 전체 우주가 이와 유사한 색과 4000K의 온도로 밝게 빛나는 안개로서 나타났을 것이다.



이 새로 형성된 수소 원자에 의해 방출된 광자들은 초기에 약 4000K의 색온도를 가졌다. 이것은 눈에 옅은 노란색/주황색 색조 또는 "부드러운" 흰색으로 보였을 것이다.[158] 분리 후 수십억 년에 걸쳐, 우주가 팽창함에 따라 광자들은 가시광선에서 전파(약 2.7K의 온도에 해당하는 마이크로파 복사)로 적색편이되었다. 적색편이는 우주가 수십억 년에 걸쳐 팽창함에 따라 더 긴 파장과 더 낮은 주파수를 획득하는 광자들이 가시광선에서 전파로 점차 변화하는 것을 설명한다. 이 동일한 광자들은 오늘날에도 여전히 전파로 감지될 수 있다. 그것들은 우주 마이크로파 배경을 형성하고, 초기 우주와 그것이 어떻게 발전했는가에 대한 결정적인 증거를 제공한다.

재결합과 거의 같은 시기에, 전자-중입자 플라스마내의 기존 압력파―중입자 음향 진동으로 알려진―가 응축되면서 물질의 분포에 포함되어 거대규모 물체의 분포에서 아주 경미한 선호도를 일으켰다. 따라서, 우주 마이크로파 배경은 급팽창 동안 생성된 작은 요동을 포함하는 이 시대 말의 우주의 그림이며, 우주에서 은하들과 같은 물체의 확산은 시간이 지남에 따라 발전함에 따라 우주의 축척와 크기를 나타낸다.[159]

5. 암흑 시대와 거대 구조의 출현 (37만 년 ~ 10억 년)



대폭발(빅뱅) 4억년 후, 첫 별들에 대한 예술가의 인상


재결합 및 광자 디커플링(decoupling) 이후, 우주는 투명했지만 수소 구름은 매우 천천히 붕괴되어 별들과 은하들을 형성했기 때문에 새로운 광원은 없었다. 우주에서 유일한 광자들(전자기 복사 또는 "빛")은 분리 중에 방출되는 광자들(오늘날 우주 마이크로파 배경으로 볼 수 있음)과 때때로 수소 원자들에서 방출되는 21cm 전파 방출이었다. 분리된 광자들은 처음에는 밝은 옅은 주황색 빛으로 우주를 채웠지만, 약 300만년 후에는 점차적으로 보이지 않는 파장으로 적색편이되어 가시광선이 사라졌다. 이 기간을 우주 암흑 시대(Dark Ages)라고 한다.[160]

약 2억 ~ 5억 년 경, 가장 초기 세대의 별들과 은하들이 형성되기 시작했고(정확한 시기는 아직 연구 중), 우주 전체에 이미 뭉쳐지기 시작한 거품-같은 암흑 물질 은하 필라멘트들에 이끌려 초기의 거대한 구조들이 점차 나타났다. 가장 초기 세대의 별들은 아직 천문학적으로 관찰되지 않았다. 이들은 거대하고(태양질량의 100-300배) 비금속성일 수 있으며, 오늘날 우리가 보는 대부분의 별들에 비해 수명이 매우 짧아, 수백만 년 후에 높은 에너지의 쌍불안정성 초신성들로 폭발했을 수 있다.[114] 다른 이론에 따르면 작은 별들이 포함되었을 수 있으며, 일부는 오늘날에도 여전히 타오르고 있다고 한다. 이 초기 세대의 초신성들은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 대부분의 일상적인 원소들을 만들어냈고, 우주에 그것들을 뿌렸다.

은하단들과 초은하단들은 시간이 지남에 따라 나타났다. 약 2억 5000만 년에서 5억 년 사이에 가장 초기의 별들, 왜소은하들, 그리고 퀘이사들의 고에너지 광자들로 인해 재전리 기간이 시작되었고, 이 과정은 약 10억 년 정도에 끝났다(정확한 시기는 아직 연구 중). 암흑 시대는 우주가 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 모습으로 점차 전환되면서 약 10억 년 만에 완전히 끝났다.

5. 1. 최초의 별과 은하 형성 (1억 5천만 년 ~ )

허블 울트라 딥 필드는 초기 별의 시대가 어떠했는지 보여주는 고대 시대의 은하들을 담고 있다.


또 다른 허블 이미지는 근처에서 형성되는 어린 은하를 보여준다. 이는 우주론적 시간 척도로 볼 때 매우 최근에 발생했음을 의미하며, 우주에서 새로운 은하 형성이 여전히 일어나고 있음을 시사한다.


우주의 물질은 약 84.5%의 차가운 암흑 물질과 15.5%의 "일반" 물질로 구성되어 있다. 물질-지배 시대가 시작된 이래, 암흑 물질은 중력의 영향으로 거대한 필라멘트 형태로 점차 모여들었다. 일반 물질은 암흑 물질의 농축 덕분에 다른 경우보다 빠르게 모이게 된다. 또한 광자들이 디커플링될 때 물질 분포에 포함된 초기의 중입자 음향 진동(BAO)으로 인해 일정한 거리에서 밀도가 약간 더 높다. 암흑 물질과 달리, 일반 물질은 여러 경로를 통해 에너지를 잃을 수 있으며, 이는 붕괴하면서 에너지를 잃고 더 밀도가 높은 형태로 빠르게 붕괴할 수 있다는 것을 의미한다. 일반 물질은 암흑 물질이 밀도가 높은 곳에 모이고, 그곳에서 주로 수소 가스 구름으로 붕괴된다. 이 구름들에서 첫 번째 별들과 은하들이 형성된다. 수많은 은하들이 형성된 곳에서는 결국 은하단들과 초은하단들이 생겨날 것이다. 별들이 거의 없는 거대한 공동은 그 사이에 형성되며, 암흑 물질이 덜 흔한 곳을 나타낸다.

최초의 별들, 은하들, 초대질량 블랙홀들, 그리고 퀘이사들의 정확한 시기와 재전리로 알려진 기간의 시작과 종료 시기 및 진행은 여전히 활발히 연구되고 있으며, 새로운 발견이 주기적으로 발표되고 있다. 2019년을 기준으로 가장 초기에 확인된 은하는 약 3억 8천만 ~ 4억 년(예: GN-z11)으로 추정되며, 이는 놀라울 정도로 빠른 가스 구름 응결과 별 탄생률을 시사한다. 라이먼-알파 숲과 고대 천체의 빛에 대한 다른 변화들을 관측하면 재전리화와 그 궁극적 종말의 시기를 좁힐 수 있다. 그러나 이들은 모두 여전히 활발한 연구 영역이다.

대폭발(빅뱅) 모형의 구조 형성은 중력 붕괴로 인해 계층적으로 진행되며, 작은 구조가 먼저 형성된다. 가장 초기에 형성되는 구조는 최초의 별들(종족 III 별), 왜소은하들 및 퀘이사들(내부로 나선 가스 강착 원반으로 둘러싸인 초대질량 블랙홀을 포함하는, 밝고 초기 활동은하)이다. 이 시대 이전에 우주의 진화는 선형 우주론적 섭동 이론을 통해 이해될 수 있었다. 즉, 모든 구조는 완전한 균질한 우주로부터 작은 일탈로서 이해될 수 있었다. 이는 계산적으로 상대적으로 연구하기 용이하다. 이 시점에서 비선형 구조가 형성되기 시작하고, 예를 들어, 수십억 개의 입자가 있는 N-바디 시뮬레이션(N-body simulation)을 포함하는 계산 문제는 훨씬 더 어려워진다. 볼쇼이 우주론 시뮬레이션(Bolshoi Cosmological Simulation)은 이 시대의 고정밀 시뮬레이션이다.

이 종족 III 별들은 대폭발(빅뱅)에서 형성된 소수의 가벼운 원소들(수소, 헬륨 및 소량의 리튬)을 많은 무거운 원소들로 바꾸는 역할을 한다. 이들은 거대할 수도 있고 작을 수도 있으며, 비금속(수소와 헬륨을 제외한 원소 없음)일 수도 있다. 더 큰 별들은 오늘날 우리가 보는 대부분의 주계열성들보다 수명이 매우 짧기 때문에, 겨우 수백만 년 후에 수소 연료를 모두 태우고 초신성으로 폭발하여, 우주에 반복되는 세대에 걸쳐 더 무거운 원소들을 뿌린다. 이들은 별의 시대의 시작을 알린다.

아직까지 종족 III 별들이 발견되지 않았으므로, 이들에 대한 이해는 별들의 형성과 진화에 대한 계산 모형(computational models)을 기반으로 한다. 다행히도 우주 마이크로파 배경 복사의 관측은 별 형성이 본격적으로 시작된 날짜로 사용할 수 있다. 2016년 ''플랑크'' 마이크로파 우주 망원경에 의한 이러한 관측들의 분석은 1세대 별들이 대폭발 후 약 3억 년경부터 형성되었을 수 있다는 결론을 내렸다.[171]

2010년 10월에 발견된 UDFy-38135539는 재전리 시대에 존재했던 최초의 관측 은하로서, 이 시간에 대한 창을 제공한다. 결과적으로, 라이덴 대학의 라이카드 J. 보웬스Rychard J. Bouwens와 UC 천문대/릭 천문대(UC Observatories/Lick Observatory)의 가스 D. 일링워스Garth D. Illingworth는 은하 UDFj-39546284가 대폭발(빅뱅) 후 약 4억 8천만 년 또는 132억 년 전 암흑 시대의 중간인 훨씬 더 오래된 것임을 발견했다. 2012년 12월, 재이온화 이전의 첫 번째 후보 은하가 발견되었는데, UDFy-38135539, EGSY8p7 그리고 GN-z11 은하들은 대폭발 후 약 3억 8천만 ~ 5억 5천만 년경, 134억 년 전 그리고 약 320억 광년(98억 파섹) 거리에서 발견되었다.[172][173]

퀘이사들은 초기 구조 형성에 대한 몇 가지 추가 증거를 제공한다. 퀘이사들의 빛은 탄소, 마그네슘, 철 및 산소와 같은 원소들의 증거를 보여준다. 이는 퀘이사들이 형성될 즈음에, 이러한 원소들을 생성하기에 충분한 세대의 종족 III 별을 포함하여, 별 형성의 대규모 단계가 이미 발생했다는 증거이다.

5. 2. 재전리 (2억 년 ~ 10억 년)

재결합 및 디커플링 이후, 우주는 투명해졌고 빛이 장거리를 이동할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었지만, 별이나 은하와 같은 빛을 생성하는 구조는 없었다. 이후 최초의 별, 왜소은하, 퀘이사들이 점차 형성됨에 따라, 이들이 방출하는 강렬한 복사는 주변 우주의 많은 부분을 재전리시켰다. 이로 인하여 재결합 및 디커플링 이후 처음으로, 중성 수소 원자들을 자유 전자와 양성자들의 플라스마로 다시 분열시켰다.[160]

재전리는 퀘이사들의 관측으로부터 입증된다. 퀘이사들은 활동 은하의 한 형태이며 우주에서 관찰되는 가장 밝은 천체이다. 중성 수소 내의 전자들은, 전자 에너지 준위와 관련되어 라이먼 계열이라고 불리는, 특정 패턴의 자외선 광자들을 흡수한다. 이온화된 수소는 이런 종류의 전자 에너지 준위를 갖지 않는다. 따라서, 이온화된 수소와 중성 수소를 통과하는 빛은 다른 흡수선들을 보인다. 은하간 매질(특히 전자)에서 이온화된 수소는 재결합 전과 마찬가지로 톰슨 산란을 통해 빛을 산란시킬 수 있지만, 우주의 팽창과 가스의 은하단 응집으로 인해 재이온화 시점까지 우주를 완전히 불투명하게 만들기에는 너무 낮은 농도가 되었다. 재전리 동안 존재하는 구조에서 지구에 도달하기까지 빛이 이동한 엄청난 거리(수십억 광년) 때문에 중성 수소에 의한 흡수는 하나의 특정 양이 아닌 다양한 양으로 적색편이되며, 이는 언제 당시의 자외선이 발생했는지를 나타낸다.[160] 이러한 특징들은 과거의 많은 다른 시간들에서 이온화 상태를 연구하는 것을 가능하게 한다.

재전리는 중성 수소에 의한 흡수선이 드물어지는 전체 은하계 매질이 이온화될 때까지 시간이 지남에 따라 커지는 이온화된 수소의 "거품"으로 시작되었다.[174] 그 흡수는 우주의 일반적인 상태(은하간 매질) 때문이지 은하들이 다른 고밀도 지역을 통과하기 때문이 아니다.[174] 재전리는 z = 16 (우주시로 2억 5000만 년)만큼 일찍 일어나기 시작하여 z = 9 또는 10 (5억 년) 정도에 대부분 완료되며, 많은 양의 중성 수소의 존재를 보여주는 건-피터슨 트로프가 사라질 때 남아있는 중성 수소는 완전히 이온화된다. 은하간 매질은 오늘날까지 주로 이온화된 상태로 남아 있으며, 그 예외는 중성 수소 구름들로 남아 있는데, 그것들은 스펙트럼들에 라이만-알파 숲이 나타나게 한다.[160]

이러한 관측은 재전리가 발생한 기간을 좁혔지만 재전리를 일으킨 광자들의 출처는 아직 완전히 확실하지 않다. 중성 수소를 이온화하기 위해서는 13.6eV 이상의 에너지가 필요하며, 이는 파장 91.2nm 이하의 자외선 광자에 해당하며, 이는 소스가 상당한 양의 자외선 및 더 높은 에너지를 생성했음을 의미한다. 양성자와 전자는 에너지가 지속적으로 제공되지 않으면 재결합하게 되며, 이는 또한 소스의 수와 수명에 한계를 설정한다.[175] 이러한 제약으로 인해 퀘이사와 1세대 항성과 은하가 주요 에너지원이 될 것으로 예상된다.[176] 현재 가장 중요한 후보는 종족 III 별(가장 이른 별)(70%),[177][178] 왜소은하(매우 초기의 작은 고에너지 은하)(30%),[179] 그리고 퀘이사(활동은하핵의 일종)의 기여(30%)로 여겨진다.[175][180][181]

그러나 이때까지 물질은 우주의 지속적인 팽창으로 인해 훨씬 더 널리 퍼졌다. 중성 수소 원자가 다시 이온화되었지만 플라스마는 훨씬 더 얇고 확산되었으며 광자가 산란될 가능성이 훨씬 적었다. 재전리되었음에도 불구하고, 우주는 재전리 동안 대체로 투명하게 유지되었다. 우주가 계속 냉각되고 팽창함에 따라 재전리는 점차적으로 끝났다.[160]

6. 오늘날 보이는 것과 같은 우주 (10억 년 ~ 현재)



우주는 탄생 후 약 10억 년부터 현재와 같은 모습을 갖추기 시작했으며, 앞으로도 수십억 년 동안 지금과 매우 유사한 모습을 유지할 것으로 보인다.

우리은하의 얇은 원반은 약 88억 년 전에 형성되기 시작했으며,[115] 태양계는 약 92억 년 전에 형성되었다. 지구에서 가장 오래된 생명의 흔적은 약 103억 년 전에 나타났다.

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허블 울트라 딥 필드 관측에 따르면, 우주 탄생 후 8억 년 경에 이미 작은 은하들이 합쳐져 더 큰 은하를 형성하고 있었다.[183] (이 추정치는 현재 약간 과장된 것으로 여겨진다.)[184] 켁 II 망원경을 사용한 관측 결과, 우주 나이가 5억 년 밖에 되지 않았을 때 생성된 별 형성 은하들이 발견되기도 했다.[185] 2016년 10월 현재 관측된 가장 먼 은하인 GN-z11은 320억 광년 거리에 있으며, 134억 년 전의 모습을 보여준다.[172][187]

이 시기 동안 물질들은 중력의 영향으로 계속 모여 은하를 형성한다. 초기에는 종족 II 별들이 형성되었고, 이후에 종족 I 별들이 형성되었다. 중력은 은하들을 점차적으로 끌어당겨 은하군, 은하단, 초은하단과 같은 거대한 구조를 형성한다.

핵우주연대학에 따르면, 우리 은하의 원반은 83±18억 년 전에 형성된 것으로 추정된다.[107]

6. 1. 암흑 에너지-지배 시대 (98억 년 ~ 현재)

우주의 나이가 약 98억 년이 되면서, 우주의 대규모 구조와 움직임은 크게 변하기 시작했다. 이전에는 복사(47,000년까지)와 물질(37만 년 이후)이 우주의 팽창을 주도했지만, 이때부터 암흑 에너지의 영향이 더 커졌다.[13]

암흑 에너지는 우주의 팽창을 가속시키는 신비로운 힘이다.[80][81] 과학자들은 암흑 에너지의 정확한 정체를 아직 모르지만, 우주 전체에 퍼져 있는 스칼라장과 같은 성질을 가진 것으로 추정한다. 암흑 에너지는 중력과 달리 우주가 팽창해도 그 힘이 줄어들지 않거나 아주 천천히 줄어든다.

초기에는 물질과 중력의 영향이 강했지만, 우주가 계속 팽창하면서 암흑 에너지의 힘이 상대적으로 강해졌다. 처음에는 서로 멀어지던 천체들도 계속 멀어지지만, 그 속도는 점차 느려졌다. 하지만 우주 나이 98억 년 무렵부터는 암흑 에너지의 밀어내는 힘이 중력의 당기는 힘을 압도하기 시작했다. 그 결과, 공간의 팽창 속도는 점점 더 빨라지기 시작했다.[13]

암흑 에너지는 현재 우주에서 가장 큰 비중(약 68.3%)을 차지하며, 우주의 미래를 결정하는 중요한 요소로 여겨진다.[80][81]

7. 먼 미래와 궁극적 운명

우주의 궁극적 운명은 암흑 에너지의 특성, 양성자 붕괴 가능성 등 아직 밝혀지지 않은 요인들에 따라 달라진다. 현재 우주에 대한 더 정확한 지식을 통해 이러한 요인들을 더 잘 이해하고, 우주의 종말에 대한 다양한 시나리오를 예측할 수 있을 것이다.



수조 년 미만의 짧은 시간 척도에서는 보기 힘든 극히 드문 양자 현상도 발생할 수 있다. 이는 더 작은 시간 척도에서는 중요하지 않을 것 같은 우주 상태의 예측 불가능한 변화로 이어질 수 있다. 예를 들어, 수백만 조 년의 시간 척도에서 블랙홀은 거의 즉시 증발하는 것처럼 보일 수 있고, 흔하지 않은 양자 터널링 현상이 일반적으로 나타날 수 있으며, 1조 년에 한 번 일어날까 말까 한 양자 (또는 기타) 현상이 여러 번 발생할 수 있다.

7. 1. 가능한 시나리오

우주의 장기적인 진화에 대해서는 여러 가지 경쟁 시나리오가 있다. 이러한 시나리오 중 어느 것이 일어날지는, 일어난다면, 우주 상수, 양성자 붕괴의 가능성, 진공의 에너지("빈" 공간 자체의 에너지), 표준 모형을 넘어서는 자연 법칙과 같은 물리 상수의 정확한 값에 달려 있다.

만약 우주의 팽창이 계속되고 현재 형태를 유지한다면, 결국 우리와 가장 가까운 은하를 제외한 모든 은하들은 공간의 팽창에 의해 우리로부터 멀어질 것이며, 이로 인해 관측 가능한 우주는 중력적으로 묶인 우리 은하군으로 제한될 것이다. 아주 오랜 시간(수조 년, 즉 수천억 년의 우주 시간)이 지나면 별의 형성이 멈추고, 심지어 가장 오래 사는 별조차 점차 죽어감에 따라 별의 시대가 끝날 것이다. 이 이후, 우주의 모든 물체는 냉각되고 (양성자 붕괴를 제외하고) 점차 구성 입자로, 그리고 아원자 입자와 매우 낮은 수준의 광자 및 기타 기본 입자로 다양한 가능한 과정을 통해 분해될 것이다.

궁극적으로, 극단적인 미래에는 다음과 같은 시나리오가 우주의 궁극적인 운명으로 제안되었다.

시나리오설명
열적 죽음팽창이 계속됨에 따라 우주는 더 커지고, 더 차가워지고, 희석된다. 시간이 지남에 따라 모든 구조는 결국 아원자 입자와 광자로 분해된다.우주의 팽창이 무한히 계속될 경우, 우주의 에너지 밀도는 감소하여, 약 101000년이 지난 후 열역학적 평형에 도달하고 더 이상 구조를 가질 수 없게 된다. 이는 먼저 일부(0.1% 미만)[191]의 물질이 블랙홀로 붕괴되고, 블랙홀은 호킹 복사를 통해 매우 느리게 증발하기 때문에 매우 오랜 시간이 지난 후에 일어날 것이다. 이 시나리오에서 우주는 약 1014년 정도 후에 별 형성이 중단되면서 이보다 훨씬 먼저 생명을 유지할 수 없게 된다.[119] 일부 대통일 이론에서는, 적어도 1034년 후에 양성자 붕괴가 일어나면 남은 성간 가스와 별의 잔해가 렙톤(예: 양전자와 전자) 및 광자로 변환될 것이다. 그 다음 일부 양전자와 전자는 광자로 재결합할 것이다.[119] 이 경우, 우주는 입자와 저에너지 복사의 바다로 구성된 높은 엔트로피 상태에 도달한다. 그러나 이것이 결국 열역학적 평형에 도달하는지는 알려져 있지 않다.[119] 보편적인 열적 죽음의 가설은 1850년대 윌리엄 톰슨(켈빈 경)의 아이디어에서 비롯되었으며, 그는 열과 비가역성에 대한 고전 이론(열역학 제1법칙과 제2법칙)을 우주 전체로 외삽했다.[192]
빅 립공간의 팽창이 가속화되어 어느 시점에서는 극도로 심해져서 아원자 입자와 시공간의 구조조차 찢어지고 존재할 수 없게 된다.우주의 암흑 에너지 함량 값이 음의 압력 비율이 −1보다 작은 경우, 우주의 팽창률은 제한 없이 계속 증가할 것이다. 은하단, 은하, 그리고 궁극적으로 태양계와 같이 중력적으로 묶인 시스템은 찢어질 것이다. 결국 팽창은 너무 빨라져 분자를 함께 묶는 전자기력을 극복하게 된다. 심지어 원자핵조차 찢어질 것이다. 마지막으로, "공간"의 개념이 현재 의미를 갖는 가장 작은 크기인 플랑크 척도에서도 힘과 상호 작용이 더 이상 발생할 수 없게 되며, 시공간 자체의 구조가 찢어지고 우리가 아는 우주는 특이한 종류의 특이점으로 끝날 것이다.
빅 크런치팽창은 결국 느려지고 멈춘 다음, 모든 물질이 공통의 중심을 향해 가속화되면서 반전된다. 현재는 틀린 것으로 간주된다."빅 립" 시나리오의 반대편에서, 우주의 팽창은 어느 시점에서 반전되고 우주는 뜨겁고 밀도가 높은 상태로 수축할 것이다. 이것은 순환 모형과 같은 진동하는 우주 시나리오의 필수 요소이지만, 빅 크런치는 반드시 진동하는 우주를 의미하지는 않는다. 현재 관측 결과에 따르면 이 우주 모델은 틀릴 가능성이 높으며, 팽창은 계속되거나 심지어 가속될 것이다.
진공 불안정성모든 힘, 입자 및 구조의 기반이 되는 양자장 이론의 붕괴가 다른 형태로 일어난다.전통적으로 우주론은 안정적이거나 적어도 준안정적인 우주를 가정했지만, 양자장 이론에서 거짓 진공의 가능성은 시공간의 어느 지점에서나 우주가 자발적으로 더 낮은 에너지 상태(거품 핵생성 참조), 즉 더 안정적인 또는 "진실한 진공"으로 붕괴될 수 있으며, 그 후 그 지점에서 빛의 속도로 바깥으로 팽창할 수 있음을 시사한다.[193][194][195][196][197]



이러한 종류의 극단적인 시간 척도에서는 수조 년보다 작은 시간 척도에서는 나타나기 매우 어려운, 매우 희귀한 양자 현상이 발생할 수도 있다. 이것들은 또한 더 작은 시간 척도에서는 중요하지 않을 우주의 상태에 대한 예측할 수 없는 변화를 초래할 수 있다. 예를 들어, 수백만 조 년의 시간 척도에서 블랙홀은 거의 즉시 증발하는 것처럼 보일 수 있고, 드문 양자 터널링 현상은 흔하게 나타날 것이며, 1조 년에 단 한 번만 발생할 가능성이 있는 양자(또는 다른) 현상이 여러 번 발생할 수 있다.

8. 추가 설명



우주의 기원 이후 연대기는 다섯 부분으로 나누는 것이 일반적이다. 이 연대기 이전에 시간이 존재했는지 여부는 일반적으로 무의미하거나 불분명한 것으로 간주된다.[2]


  • 매우 초기 우주: 우주의 첫 피코초 (10−12초)는 현재 확립된 물리학 법칙이 적용되지 않았을 수 있는 플랑크 시대를 포함한다.[2] 이 시기에는 중력, 전자기력, 약력, 강력과 같은 네 가지 알려진 기본 상호작용이 단계적으로 나타났다. 또한 우주 인플레이션으로 인한 우주 팽창의 가속 팽창도 이 시기에 일어났다.


  • 초기 우주: 37만 년에서 약 10억 년까지의 기간이다. 재결합과 탈동조 후, 우주는 투명해졌지만 수소 구름은 별과 은하를 형성하기 위해 매우 느리게 붕괴되어 광원이 거의 없었다. 이 시기 우주에 있는 유일한 광자는 탈동조 중에 방출된 것(오늘날 우주 마이크로파 배경으로 볼 수 있음)과 수소 원자가 가끔 방출하는 21cm 전파 방출뿐이었다. 이 기간을 암흑 시대라고 한다.

  • 대규모 구조의 출현: 약 2억~5억 년 즈음에 최초 세대의 별과 은하가 형성되기 시작했고(정확한 시기는 연구 중), 초기 대규모 구조가 서서히 나타났다. 이 구조는 우주 전체에 걸쳐 거품과 같은 암흑 물질 필라멘트로 이어졌다. 최초 세대 별은 아직 천문학적으로 관측되지 않았지만, 매우 무겁고(100–300 태양 질량), 비금속이며, 오늘날 우리가 보는 대부분의 별에 비해 수명이 매우 짧아, 수백만 년 만에 수소 연료를 모두 태우고 쌍불안정성 초신성으로 폭발했을 것으로 추정된다.[8] 다른 이론에서는 작은 별을 포함했을 수 있으며, 일부는 오늘날까지도 타고 있을 수 있다. 이러한 초기 세대의 초신성은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 거의 모든 원소를 생성하여 우주에 뿌렸다.




은하단과 초은하단은 시간이 지남에 따라 나타났다. 최초 별, 왜소 은하, 퀘이사에서 나오는 고에너지 광자는 약 2억 5천만~5억 년 사이에 점차 시작되어 약 10억 년에 끝나는 재이온화 기간을 이끌었다(정확한 시기는 연구 중). 암흑 시대는 우주가 점차 오늘날 우리가 보는 우주로 전환됨에 따라 약 10억 년에 완전히 끝났다.

제임스 웹 우주 망원경이 z=13.2의 적색 편이로 관측한 JADES-GS-z13-0을 통해, 빅뱅 이후 3억 2900만 년부터 은하가 관측되었다(134억 년 전).[10][11]

적색 편이로부터 우주의 나이를 도출하기 위해, 수치 적분 또는 특수한 가우스 초기하 함수 2''F''1을 포함하는 닫힌 형태의 해를 사용할 수 있다.[9]

:\text{ageAtRedshift}(z) = \int_z^{\infty} \frac{1}{(1 + z') \cdot \sqrt{\Omega_{\Lambda} + \Omega_{m} \cdot (1 + z')^3}} \, dz' \cdot \frac{977.8}{H_0}

::= {}_2F_1\left(\frac{1}{2}, \frac{1}{2}; \frac{3}{2}; -\frac{\Omega_{\Lambda}}{\Omega_{m} \cdot (1 + z)^3}\right) \cdot \frac{2 \cdot 977.8}{3 \cdot \sqrt{\Omega_{m}} \cdot (1 + z)^{3/2} \cdot H_0} \, \text{Gyr}.

과거 시간은 관측의 나이에서 현재 우주의 나이를 뺀 것이다.

:\text{lookBackTime}(z) = \text{ageAtRedshift}(0) - \text{ageAtRedshift}(z)

우주 시대의 가장 초기 순간 동안, 에너지와 조건이 극심하여 현재의 지식으로는 가능성만을 제시할 수 있으며, 이는 잘못된 것으로 판명될 수도 있다. 따라서 가장 초기 단계는 활발한 연구 분야이며, 과학적 지식이 향상됨에 따라 여전히 추측적이고 수정될 수 있는 아이디어를 기반으로 한다.

특정 "인플레이션 시대"는 약 10−32초로 강조되지만, 관측과 이론 모두 빅뱅 이후 모든 시간에 우주 내 물체 간의 거리가 증가해 왔으며, 여전히 증가하고 있음을 시사한다. 인플레이션 기간은 규모의 매우 빠른 변화가 발생한 특정 시기를 나타낸다.

초기 우주와 관련된 개념은 추론에 의존하는 경향이 있다. 현재로서는 이 시대에 새로운 지견을 가져다줄 충분한 규모의 가속기 실험은 이루어지지 않고 있다. 다양한 시나리오 안에는 근본적인 부분에서 의견이 일치하지 않는 부분이 있다. 예를 들면 다음과 같다.

  • 하틀-호킹 경계 조건
  • 브레인 우주론
  • 현 가스 우주론(String gas cosmology)
  • 에키피로틱 우주론


서로 보완적인 이론도 있지만 그렇지 않은 이론도 있다.

8. 1. 초대칭 깨짐 (이론적)

만약 초대칭이 우리 우주의 속성이라면, 1TeV 이상의 에너지에서 깨져야 한다. 그러면 입자들과 그 초대칭짝의 질량은 더 이상 같지 않게 된다. 이 매우 높은 에너지는 알려진 입자의 초대칭짝이 관측되지 않은 이유를 설명할 수 있다.[2]

8. 2. 중성미자 분리와 우주 중성미자 배경 (CνB)

중성미자는 대폭발 후 약 1초 뒤에 다른 입자들과 분리되어 자유롭게 이동하기 시작했다. 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에, 이들은 오늘날까지 남아 우주 중성미자 배경(CνB)을 형성하고 있다. 이는 우주 마이크로파 배경(CMB)과 유사하지만, 훨씬 이른 시기에 형성되었다.[138] CνB 중성미자는 매우 낮은 에너지를 가지고 있어 현재의 기술로는 직접 탐지하기 어렵다.[138] 고에너지 중성미자조차도 탐지하기 어렵기로 악명이 높기 때문에,[138] CνB는 수년 내에, 혹은 어쩌면 영원히 직접 관측되지 않을 수도 있다.[138]

하지만, 대폭발 우주론은 CνB에 대해 여러 가지 예측을 하고 있으며, CνB의 존재를 뒷받침하는 강력한 간접적인 증거들이 존재한다. 이러한 증거는 대폭발 핵합성을 통한 헬륨 존재비 예측과 CMB의 비등방성으로부터 얻어진다. 이론적으로, 분리된 중성미자들은 CMB 요동의 위상에 미세한 영향을 미쳤을 것으로 예측된다.[138]

2015년에는 CMB에서 이러한 변화가 실제로 감지되었다는 보고가 있었다. 이 요동은 대폭발 이론이 예측한 온도 (예측값 1.95K, 관측값 1.96±0.02K)와 중성미자의 종류 (표준 모형에서 예측한 3가지 중성미자 맛깔(neutrino flavor))와 일치했다.[138]

8. 3. 원시 블랙홀 형성 가능성

원시 블랙홀은 1966년에 제안된 가상의 블랙홀 유형이다.[139] 우주 시간의 처음 1초 동안, 고밀도와 불균일한 조건으로 인해 소위 복사지배 시대에 형성되었을 수 있다. 무작위적인 요동으로 인해 일부 지역이 중력 붕괴를 겪을 만큼 충분히 밀도가 높아져 블랙홀이 형성될 수 있다.

일반적으로 원시 블랙홀 형성은 약 \delta \rho / \rho \sim 0.1 (10%) 정도의 밀도 대비(우주의 밀도에서 지역적 변동)를 필요로 하며, 여기서 \rho 는 우주의 평균 밀도이다.[140] 초기 우주 동안 이 기준을 충족하는 밀도가 높은 지역을 생성할 수 있는 몇 가지 메커니즘에는 재가열, 우주론적 상전이 및 (소위 "하이브리드 인플레이션 모델"에서) 액시온 인플레이션이 있다. 원시 블랙홀은 항성 중력 붕괴로부터 형성되지 않았기 때문에, 질량은 항성 질량(~2×1033 g)보다 훨씬 작을 수 있다. 스티븐 호킹은 1971년에 원시 블랙홀이 10−5 g만큼 작을 수 있다고 계산했다.[141] 그러나 어떤 크기든 가질 수 있으므로, 은하 형성에 기여했을 수도 있다.

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