목차
● 극초기 우주
● 초기 우주
● 암흑시대와 거대구조의 출현
● 오늘날 보이는 대로의 우주
● 먼 미래와 궁극적 운명
우주의 연대기(chronology of the universe), 또는 우주의 역사는 대폭발(빅뱅) 우주론에 따라서 우주의 역사와 미래를 설명합니다.
극초기 우주
우주시의 첫 번째 피코초 picosecond, 여기에는 현재 확립된 물리 법칙이 적용되지 않을 수 있는 플랑크 시대(Planck epoch)를 포함합니다. 4가지의 알려져 있는 기본 상호작용들 또는 힘들의 단계적인 출현, 먼저 중력, 나중에 전자기, 약한 그리고 또 강한 상호작용들, 그리고 우주 자체의 팽창과 또한 우주 급팽창으로 인하여 여전히 엄청나게 뜨거운 우주의 과냉각, 이 단계에서 엄청난 가속팽창을 통해 원자핵보다 작은 공간을 거시적인 크기의 공간으로 키우는 과정에서 미시세계에 숨어있던 급팽창장의 양자요동은 거시세계 물질의 밀도요동으로 바뀝니다. 이것은 우주의 구조와 그 속의 모든 정보의 기원이 됩니다. 가장 초기 부분은 입자물리학에서는 실제의 실험의 범위를 벗어나지만 극한의 고온에 대한 알려진 물리 법칙의 외삽을 통하여 탐색할 수 있습니다.
초기 우주
이 시기는 약 37만 년 동안 지속되었습니다. 처음에는 다양한 종류의 아원자 입자가 단계적으로 형성됩니다. 이 입자에는 거의 같은 양의 물질과 반물질이 포함되어 있어서 대부분 빠르게 소멸되고, 우주에 소량의 초과(excess) 물질을 남깁니다.
약 1초경에 중성미자들이 디커플링 됩니다. 이 중성미자들은 우주 중성미자 배경을 형성합니다. 만약에 원시 블랙홀들이 존재한다면 이 역시 우주시 약 1초경에 형성됩니다. 합성 아원자 입자들이 나타나며 양성자들과 중성자들을 포함해서 약 2분경으로부터 핵합성에 적합한 조건이 됩니다. 양성자들의 약 25%와 모든 중성자들은 더 무거운 원소들로 융합되는데 처음에는 자신이 빠르게 주로 헬륨-4로 융합되는 중수소로 20분이 지나면 우주는 더 이상 핵융합을 할 만큼 뜨겁지 않지만, 중성 원자들이 존재하거나 광자들이 멀리 여행하기에는 아직 너무 뜨겁습니다. 따라서 그것은 불투명한 플라스마입니다.
재결합 시대가 약 1만 8000년경에 시작되어 전자들이 헬륨 핵들과 결합하여 He+를 형성합니다. 약 4만 7000년경에 우주가 냉각됨에 따라서 우주의 거동은 복사보다는 물질에 의하여 지배되기 시작합니다. 약 10만 년경에는 중성 헬륨 원자들이 형성된 후 헬륨 수소화물은 첫 번째 분자입니다. 약 37만 년 후에 중성 수소 원자들이 형성을 마치고 재결합합니다. 그 결과 우주는 더불어서 처음으로 투명해졌습니다. 새로 형성된 원자들, 주로 리튬의 흔적들이 있는 수소와 헬륨은 광자들을 방출하여 가장 낮은 에너지 상태에 빠르게 도달하는데 이 광자들은 오늘날에도 여전히 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지될 수 있습니다. 이것이 현재 우리가 우주에 대하여 가지고 있는 가장 오래된 관측입니다.
암흑시대와 거대구조의 출현
약 37만 년에서 약 10억 년까지 재결합 및 광자 디커플링 후 우주는 투명했지만 수소 구름들은 매우 천천히 붕괴되면서 별들과 은하들을 형성할 뿐이어서 새로운 광원들은 없었습니다. 우주에서 유일한 광자들 전자기 복사 또는 빛은 분리 중에 방출되는 광자들과 때때로 수소 원자들에서 방출되는 21cm 전파 방출이었습니다. 분리된 광자들은 처음에는 밝은 옅은 주황색 빛으로 우주를 채웠을 것으로 추정하며 약 300만 년 후에는 점차적으로 보이지 않는 파장으로 적색편이가 되어서 가시광선이 없게 되었습니다. 이 기간을 우주 암흑시대(Dark Ages)라고 합니다.
약 2억 ~ 5억 년의 어느 시점에서 가장 초기 세대의 별들과 은하들이 형성되고 또한 우주 전체에 이미 뭉쳐지기 시작한 거품 같은 암흑 물질 은하 필라멘트들에 이끌려서 초기의 거대한 구조들이 점차 나타납니다. 가장 초기 세대의 별들은 아직 천문학적으로 관찰되지 않았습니다. 그것들은 거대하고 비금속성일 수 있으며 오늘날 우리가 보는 대부분의 별들에 비하여 수명이 짧기 때문에 일반적으로 수소 연료를 모두 태우고 단지 수백만 년 후에 높은 에너지의 쌍불안정성 초신성들로서 폭발합니다. 다른 이론에 따르면 작은 별들이 포함되었을 수 있고 일부는 오늘날에도 여전히 타오르고 있다고 제안합니다. 어느 쪽이든 초기 세대의 초신성들은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 대부분의 일상적인 원소들을 만들어냈고 우주에 그것들로 씨를 뿌렸습니다.
은하단들과 초은하단들은 시간이 지남에 따라 나타납니다. 어떤 시점에서는 가장 초기의 별들, 왜소 은하들, 그리고 퀘이사들의 고에너지 광자들은 약 2억 5000만 년에서 5억 년 사이에 점진적으로 시작하여 약 10억 년 정도에 끝나는 재전리 기간에 이르게 됩니다. 암흑시대는 우주가 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 우주로 점차 전환되면서 약 10억 년 만에 완전히 끝났지만 거대한 타원은하들과 달리, 밀도가 더 높고, 더 뜨겁고, 더 강렬하게 별이 형성되며, 또한 더 작은 나선은하들과 불규칙은하들이 더 풍부합니다.
초기의 별들은 관찰되지 않았지만 일부 은하들은 우주시 약 4억 년부터 관찰되었다. 이것들은 현재 별들과 은하들에 대한 우리의 초기 관측입니다. 2021년에 발사된 제임스 웹 우주 망원경은 이것을 우주시 1억 8000만 년으로 되돌리기 위하여 의도된 것으로서 최초의 은하들과 초기 별들을 보기에 충분합니다.
오늘날 보이는 대로의 우주
약 10억 년부터 약 128억 년 동안 우주는 오늘날과 매우 유사해 보였으며 미래에도 수십억 년 동안 계속해서 매우 유사하게 보일 것입니다. 우리 은하의 얇은 원반은 약 50억 년에 형성되기 시작했으며, 태양계는 약 92억 년에 형성되었고 지구에서 가장 오래된 생명의 흔적들은 약 103 억년경에 나타납니다.
시간이 지남에 따라서 물질이 얇아지면 우주의 팽창을 늦추는 중력의 능력이 감소합니다. 대조적으로는 암흑 에너지는 우주의 팽창을 가속화하는 경향이 있는 일정한 요소입니다. 우주의 팽창은 약 50억 또는 60억 년 전경 변곡점을 지나서 현대의 '암흑 에너지-지배 시대'에 들어섰고 여기서는 우주의 팽창이 현재 감속보다는 가속되고 있습니다. 현재의 우주는 아주 잘 이해되고 있지만 우주시 약 1000억 년의 시간을 넘어서면 현재의 지식의 불확실성으로 인하여 이 우주가 어떠한 경로를 따를지는 확신하기가 어렵습니다.
먼 미래와 궁극적 운명
언젠가 별의 시대(Stelliferous Era)는 더 이상 새로운 별이 태어나지 않으면서 끝날 것이고 또 우주의 팽창은 관측 가능한 우주가 국부 은하에 국한된다는 것을 의미합니다. 먼 미래와 우주의 종말에 대한 다양한 시나리오가 있습니다. 우리의 현재 우주에 대한 더 정확한 지식은 이것들을 더 잘 이해할 수 있게 해 줄 것으로 추측합니다.