| 우주 전체 역사의 타임 랩스[1] |
1. 개요
이 문서는 빅뱅 직후 우주의 timeline에 따른 대략적인 역사를 서술하고 있다. 자세한 내용은 태양계, 지질학 관련 정보 문서로. 다음은 현재 과학계에서 표준 우주론으로 인정받고 있는 ΛCDM 모델에서 예측되는 우주의 역사이다.2. 시대
2.1. 플랑크 시대
| 시간 | 온도 | 크기 |
| 10-43초 이전 | ? | ? |
우주 탄생 직후에서 플랑크 시간이 지나기까지를 말한다. 플랑크 시간은 빛의 입자인 광자 알갱이가 플랑크 길이만큼을 건너는 데 걸리는 시간으로, 이 단위 미만은 불확정성 원리에 따라 관측할 수 없으며, 따라서 빅뱅의 모습과 그 직후 10-43초까지의 일은 알 수 없다. 이 당시에는 네 가지 기본 상호작용인 전자기력, 강한 상호작용, 약한 상호작용, 중력이 초힘(superforce)라는 하나의 힘에서 분리되지 않았을 것으로 추측된다.
2.2. 대통일 시대
아직 중력을 제외한 자연의 3개 힘[2]이 하나로 합쳐져 있던 시기.[3]2.2.1. 인플레이션
| 시간 | 온도 | 크기 |
| 10-32초까지 | 1026K | 현재 우주의 크기의 10-26 |
이름하여 초인플레이션기. 인플레이션으로 인해 우주의 크기가 급격히 증가했다. 이 팽창의 결과로 우주의 곡률은 0으로 수렴하여 평탄해졌다. 이때 인플레이션 이전에 존재하던 양자요동이 확대되어 이후 은하의 씨앗이 되는 비균질성을 만들어내었다. 또한 쿼크나 페르미온 같은 소립자가 생성되기 시작하였으며 대칭성도 보존되었다.
2.3. 빛의 시대
2.3.1. 강입자의 시대
| 시간 | 온도 | 크기 |
| 10-4초까지 | 1조K | 10-12 |
강입자( 양성자, 중성자)의 생성과 소멸이 평형을 이루던 시기.
이 이후 온도가 더 낮아져 에너지로부터 강입자가 생성된다. 에너지가 입자와 반입자로 변하는 것을 쌍생성, 그 반대를 쌍소멸이라 한다. 양성자가 중성자로 변하는 역 베타 붕괴가 광범위하게 일어날 수 없었다. 즉 현재의 우주를 구성하는 강입자와 그 비율은 이 시기에 구성됐다.
2.3.2. 경입자의 시대
| 시간 | 온도 | 크기 |
| 1초까지 | 100억K | 10-10 |
경입자(보통 렙톤이라고도 한다)의 생성과 소멸이 평형을 이루던 시기. 이 이후 온도가 더 낮아져 우주적인 규모의 쌍소멸이 일어나지 않게 된다. 뉴트리노가 이때 분리되어 우주를 떠돌아다니게 되었다. [4]
2.3.3. 빅뱅 핵합성
| 시간 | 온도 | 크기 |
| 3분까지 | 10만K | 약 0.0001 |
양성자와 전자가 결합(역베타붕괴)해 중성자를 생성하고, 중성자와 양성자가 핵융합을 통해 헬륨 원자핵, 극소량의 리튬을 생성하던 시기. 이보다 무거운 원소는 후에 생성되는 최초의 별들이 만들었다. 현재 우주에 존재하는 수소와 헬륨의 대략적인 비율 (75:25)은 이 시기에 조성되었다.
2.4. 물질의 시대
| 시간 | 온도 | 크기 | 적색 편이 (z) |
| 47,000 년~98억 년 | 수만 K~수십 K | - | 3600~0.01 |
우주가 팽창해감에 따라 전자기파(복사, 광자와 중성미자)의 중요도가 줄어들고 암흑 물질과 바리온의 상대적 중요도가 커졌다. 다만 전자기파는 여전히 바리온에 강한 영향을 미치고 있었다.
2.4.1. 원자의 형성
| 시간 | 온도 | 크기 | 적색 편이 (z) |
| 38만 년 | 3000K | 0.001 | 1100 |
이 이전까지는 전자와 원자핵이 결합하여 원자를 형성하기엔 온도가 너무 높았지만, 빅뱅 후 38만 년이 지났을 때 온도가 충분히 낮아져 원자핵 주위를 정처없이 떠돌던 전자가 원자핵과 결합하여 원자가 형성되었다.[5] 이전까지는 광자가 전자에 계속 부딪혀 온 우주는 안개가 낀 것처럼 뿌옇고 아무것도 보이지 않았던 상태였다. 원자가 생성됨으로 광자가 직진을 할 수 있게 됨에 따라 우주의 가시거리가 매우 늘어났다.[6], 이 광자들은 우주가 팽창함에 따라 파장이 엄청나게 길어진 상태로 아직도 우주를 떠돌아다니고 있는데, 이것이 바로 우주 배경 복사이다.
2.4.2. 우주의 암흑시대
재결합 이후 최초의 항성이 탄생하기까지의 시기를 우주의 암흑시대라고 부른다. 원자가 탄생한 이후 우주는 급격하게 식어갔으며, 중성 수소 구름으로 가득 차게 되면서 우주는 다시 불투명해졌다. 이 시기 우주는 이렇다 할 에너지원이나 발광원이 전혀 없었기 때문에 말 그대로 완전한 암흑 상태였다.2.4.3. 최초의 항성 탄생
| 시간 | 온도 | 크기 | 적색 편이 (z) |
| 3억 년 | 40K | 0.07 | 14 |
우주에 흩뿌려져 있던 가스가 드디어 중력 수축을 하기 시작하면서 최초의 별들이 탄생했다. 최초의 항성은 질량이 태양의 100 ~ 1000배로 매우 컸을 것으로 예상되고 있으며, 이 중 대부분의 별들이 얼마 안 가 초신성 폭발을 일으켜 무거운 원소를 우주 전체에 전파했다. 이 때에는 아직 행성은 없었다고 한다.
2.4.4. 은하의 탄생
| 시간 | 온도 | 크기 | 적색 편이 (z) |
| 약 3억 년 | 40K | 0.07 | 14 |
암흑 물질들이 자체 중력에 의해 응집되어 암흑 헤일로가 탄생했다. 이렇게 만들어진 헤일로에 가스가 흘러들어 원시 은하가 형성되었으며 여기서 항성이 대량으로 탄생했다. 이런 은하들은 현재 존재하는 은하보다 작고 많았는데 이후 진행된 은하의 합병을 통해 지금의 거대한 은하들로 성장해 갔다. 최초의 은하들은 중성 수소의 구름 속에서 탄생했으며, 이들 은하가 내는 빛은 구름에 가로막혀 우리에게는 보이지 않았다. 다만 방출된 빛은 이제까지 우주를 뒤덮고 있던 중성 수소 구름들을 조금씩 이온화시키며 걷어내기 시작했다. 이렇게 우주에는 이온화된 거품들이 여럿 생겨났으며, 어느 정도 시간이 지난 뒤 이러한 거품들 중 일부분이 우리에게까지 보이게 되어 관측 또한 가능해졌다. 현재까지 관측된 최초의 은하는 우주 탄생 후 약 4억 년의 시간이 지난 후의 것이다.
2.4.5. 우주의 재이온화
| 시간 | 온도 | 크기 | 적색 편이 (z) |
| 약 8억 년 | 20K | 0.12 | 7 |
최초의 별들이 내는 에너지에 의해 식어있던 우주의 수소 원자들이 다시 달궈지면서 재이온화가 이루어졌다. 이로 인해 우주는 다시 투명해졌으며 암흑 시대는 끝이 났다. 이 시기 이후로 우주에 존재하는 대부분의 수소는 이온화된 상태로 존재하게 된다.
2.5. 암흑 에너지의 시대
| 시간 | 온도 | 크기 |
| 약 98억 년 이후 | 수 K | - |
우주가 커져감에 따라 암흑 에너지의 밀도가 물질의 밀도를 압도하게 되면서 우주는 가속 팽창을 하기 시작했다. 지구가 탄생한 지도 수 억 년이 지난 뒤의 일이다.
2.5.1. 현재
| 시간 | 온도 | 크기 | 적색 편이 (z) |
| 약 138 ~ 270억 년 | 2.725 K | 1 | 0 |
아직도 팽창 중이다. 우주에 있는 물질들에 의한 중력과 암흑에너지의 크기에 따라 우주의 미래는 달라진다. 자세한 내용은 해당 문서로.
2.5.2. 먼 미래
우주는 무한히 가속 팽창을 거듭하여 식어가며, 결국 모든 물질은 붕괴하여 기본 입자만이 남게 된다. 빅 프리즈 및 제4천년기 이후 문서로.
[1]
melodysheep의 영상으로, 한글자막을 지원한다.
[2]
전자기력,
강한 상호작용,
약한 상호작용. 일명
기본 상호작용이라 한다.
[3]
통일장 이론 문서로.
[4]
이를 「중성미자의 맑게 갬」 이라고 한다.
[5]
이를 재결합 (Recombination) 이라고 한다.
[6]
이를 "우주의 맑게 갬"이라고 한다.