우주의 역사

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대폭발의 연대기, 또는 우주의 역사는 우주에서 일어난 일의 우주론적 연대별 사건을 정리한 것으로, 널리 받아들여지고 있는 대폭발 이론을 바탕으로, 우주론에서 쓰이는 공변 좌표의 시간 단위를 이용하여 기술하고 있다.

2012년의 관측에 의하면 우주 최초의 순간은 지금으로부터 약 137.72±0.59 억 년 전에 시작되었다.[1] 그 이후 우주는 세 단계를 거쳐 변화해 왔다. 아직 명확하게 이해되지 않은 최초기의 우주는, 오늘날 지상에 있는 입자 가속기로 만들어 내는 것보다 높은 에너지의 입자들이 존재하는 고온의 상태로, 아주 일순간에 지나지 않았다. 그렇기 때문에, 이 단계의 기초적 특징은 대폭발 이론을 기반으로 분석되고 있지만 세세한 것은 대부분 과학적 추측을 기반으로 한다.

다음 단계는 초기 우주라 부르며, 이때의 변화는 우리가 알고 있는 고 에너지 물리학의 범위 안에서 설명된다. 이 시기에 양성자, 전자, 중성자가 형성되었고, 뒤이어 원자핵원자가 나타났다. 중성 수소의 생성과 함께, 우주 마이크로파 배경이 방출되었다.

이와 같은 단계를 거쳐 최초의 항성을 포함한 은하와, 퀘이사, 은하단, 초은하단이 형성되었다.

우주의 종말에 대해서는 몇 가지 이견이 존재한다.

극초기 우주[편집]

최초기 우주에 관한 개념은 모두 추론으로 이루어져 있다. 현재로써는 이 시기의 모습을 알려줄 만큼 충분한 규모의 가속기 실험은 성사되지 않고 있다. 하틀-호킹 상태, 끈이론, 급팽창 이론에크파이로틱 우주 등의 시나리오는 모두 근본적으로 다른 모형이다. 이들 중 일부는 서로 양립할 수도 있지만, 공존할 수 없는 것들도 있다.

플랑크 시대[편집]

대폭발 이후 10–43 초 까지

대폭발 이후 플랑크 시간 정도에는 우주는 매우 작고 매우 뜨거우므로, 양자 중력 효과가 중요하게 된다. 아직 양자 중력에 대하여 확실히 알려진 것이 없으므로, 이 시기에 대해서도 확실한 것은 없으나, 끈 이론이나 루프 양자중력 등을 사용한 모형들이 존재한다. 이 시기에는 표준 모형의 상호작용(전약력강한 핵력)과 중력이 하나의 이론으로 다루어질 것이라고 예측한다. 이 시기의 원시 우주는 약 플랑크 길이(약 10−33cm)의 크기다.

대통일 시대[편집]

대폭발 이후 10–43 초 에서 10–36 초 사이[2]

플랑크 시대에서부터 우주의 팽창과 냉각이 시작되면서, 중력은 기본적인 게이지 상호작용(전자기력과, 강하고 약한 상호작용)으로부터 분리된다. 이 시기에서의 물리적 현상은 대통일 이론으로 설명한다. 대통일은 강한 상호작용약전자기력으로부터 분리되면서 깨지게 되는데, 이 현상은 급팽창 직후에 일어난다. 몇몇 이론에 의하면, 이 현상으로부터 자기 홀극이 생성된다고 한다. 강한 상호작용약전자기력의 대통일은 이 시기에 존재했을 것으로 보이는 단 하나의 입자가 바로 힉스 보손이라는 것을 뜻한다.

이 시기에 우주는 빛보다 빠른 속도로 거의 1050배까지 팽창하였다. 이 시기의 온도는 1032 켈빈 정도로 추정된다.

약전자기 시대[편집]

대폭발 이후 10–36 초 에서 10–32 초 사이[2]

우주는 팽창하면서 점점 식게 되는데, 그 온도가 대통일 이론 에너지 눈금(1028K)보다 더 낮아지면 대통일 게이지 대칭이 자발적으로 깨지게 되고, 강한 상호작용약전자기력과 분리되게 된다. 대통일 대칭이 깨졌지만, 약전자기 대칭은 아직 깨지지 않았을 시기를 약전자기 시대(electroweak epoch)라고 한다.

이 때는 급팽창이 시작되는 시기로 추정된다.

급팽창 시대[편집]

대폭발 이후 10–32 초 에서 10–12 초 사이

이후 우주는 인플라톤이라는 스칼라장의 진공 기댓값에 의하여 급속히 팽창하게 된다. 이를 급팽창(inflation 인플레이션[*])이라고 한다. 거의 10의 50승배나 팽창하였다.

급팽창 당시의 온도나, 발생한 시간, 급팽창의 정확한 메커니즘은 아직 정확히 알려지지 않았지만, 급팽창은 현재 관측 가능한 우주의 여러 성질을 설명한다. 관측 가능한 우주는 매우 평탄하고 (관측 밀도가 임계 밀도와 같음), 등방(isotropic)·균일(homogeneous)하다. 또한 급팽창 시기에 발생한 요동 스펙트럼의 분포는 파장에 관계없이 일정하다(scale invariance). 이러한 현상들은 궁극적으로 급팽창 시기에 우주가 매우 급속히 팽창하여 우주가 매우 균일해지기 때문이다.

약전자기 대칭 붕괴[편집]

우주의 온도가 약전자기 에너지 눈금(약 1 TeV)보다 더 낮아지면서, 약전자기 게이지 대칭자발적으로 깨지게 된다. 이에 따라 약한 상호작용전자기 상호작용이 서로 분리하고, 또한 힉스 메커니즘을 통하여 쿼크렙톤질량을 얻는다.중력, 전자기 상호작용, 강한 상호작용, 약한 상호작용등의 기본 상호작용은 이제 그들의 현재 모습을 갖추게 된다.

초대칭 붕괴[편집]

만약 우주에 초대칭이 존재한다면, 대부분의 모형에서 초대칭은 초대칭 눈금에서 깨지게 된다. 이에 따라 초대칭짝들이 표준 모형의 입자들보다 더 무겁게 된다. 만약 암흑 물질이 초대칭짝이라면 암흑 물질의 질량도 초대칭 깨짐에 의하여 발생한다.

초기 우주[편집]

쿼크 시대[편집]

대폭발 이후 10–12 초 에서 10–6 초 사이

우주의 온도는 아직 너무 높기 때문에, 쿼크가 서로 뭉쳐 하드론을 형성할 수는 없다.

중입자 생성[편집]

현재로서는, 우주에 반물질보다 물질이 왜 더 많이 존재하는지에 대한 실측 자료가 불충분한 상태이다. 우주 초기에 아직 알려지지 않은 메커니즘에 의하여 물질(전자, 쿼크 등)이 반물질(양전자, 반쿼크 등)보다 더 많아지는데, 이 과정을 중입자 생성(영어: baryogenesis)이라고 한다.

이 주장을 뒷받침할 수 있으려면, 우주 급팽창이 끝난 이후 어느 정도 시간이 흐른 시점에서 사하로프의 조건에 대한 만족이 가능한 설명이어야 한다. 입자물리학이 이러한 조건을 만족하는 상황에서 불균형을 설명할 수 있다고 하지만, 이 불균형은 우주에 존재하는 물질-반물질간 불균형을 설명하기에는 경험적으로 매우 작다.

중입자 생성이 일어나는 정확한 시기 또는 에너지 눈금은 확실하지 않으나, 대통일 눈금전기·약 눈금 사이일 것으로 추정된다. 순수하게 표준 모형만 고려할 경우 중입자 생성은 전기·약 눈금에서 발생할 수 없지만, 초대칭 표준 모형에서는 이 눈금에서 중입자 생성이 가능할 수도 있다.[3]

강입자 생성[편집]

대폭발 이후 10-6 초에서 1 초 사이

양성자중성자 같은 중입자를 포함하여, 강입자가 형성될 수 있을 때까지 우주가 식어가는 동안, 우주는 쿼크-글루온 플라스마로 이루어져 있다.

중성미자 분리[편집]

대폭발 약 1초 뒤, 쿼크가 서로 뭉쳐 하드론을 형성하자, 대폭발 중성미자분리하고 공간을 자유롭게 이동하기 시작한다. 아직까지 상세히 관찰된 적 없는 이 우주 중성미자 배경은 한참 후에 방출된 우주 마이크로파 배경과 유사하다.

미니 블랙홀 생성[편집]

블랙홀은 죽은 항성, 즉 죽은 별이 압축이 되고 질량은 동일하게 유지된다 항성이 압축되는 이유는 아직 밝혀지지 않았다

렙톤 시대[편집]

대폭발 이후 1 초에서 10 초 사이

강입자 시대의 마지막에 강입자와 반강입자의 대부분이 소멸되고, 렙톤과 반렙톤이 우주의 지배물질로 남는다. 대폭발 이후 약 10초 정도 이후, 우주의 온도는 더욱 낮아져 더 이상 새로운 렙톤/반렙톤이 생성되지 않게 되며, 대부분의 렙톤과 반 렙톤은 대소멸 작용에 의해 사라지고 아주 적은 양의 렙톤만이 남게 된다.[4]

광자 시대[편집]

대폭발 이후 10 초에서 380,000 년 사이

렙톤 시대가 렙톤-반렙톤 쌍소멸로 끝나면, 우주의 대부분의 에너지는 쌍소멸로 인해 발생하는 광자(전자기파)의 형태로 바뀐다. 이 시기를 광자의 시대(radiation-dominated era)라고 한다. 이 시기는 약 40만 년 동안 지속된다.

핵합성[편집]

Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes</ref>

복사우세시대 동안 우주의 온도는 원자핵이 형성될 수 있는 정도로 식게 되고, 핵자(양성자중성자)는 핵융합 반응으로 원자핵을 이루기 시작한다. 이를 대폭발 핵합성이라고 한다. 이는 약 17분 정도 걸리는 것으로 추정된다. 그 이후에는 우주의 온도와 밀도가 떨어지면서 핵융합이 지속되지 못하게 되었다. 대폭발 핵합성에 의하여 생성되는 원소는 수소헬륨 및 극소량의 리튬베릴륨이며, 수소가 헬륨-4보다 3배가량 많게 된다 (질량 대비). 더 무거운 원소들은 항성 핵합성을 통해 훨씬 나중에 생성된다.

광자 분리[편집]

대폭발 약 38만년 뒤, 하드론이 서로 뭉쳐 원자를 형성하자, 대폭발 광자분리하고 공간을 자유롭게 이동하기 시작한다. 이것이 바로 우주 마이크로파 배경이다.

물질 지배[편집]

이 시기에, 비상대론적인 물질(원자핵)과 상대론적 방사(광자)는 동일하다. 형성될 수 있는 가장 작은 구조의 크기(중력 끌림과 압력 효과간의 상충으로 결정)를 나타내는 진스 길이는, 자유 방사선에 의해 쓸려나가 그 크기가 커질 수 있게 되는 대신에, 감소하며 섭동하기 시작한다.

ΛCDM 모형에 따르면, 이 시기는 차가운 암흑 물질이 지배하고, 우주 팽창이 남긴 아주 조그만 불균형성을 증폭시키기 위한 중력 붕괴를 준비하며, 밀도가 높은 부분은 더욱 조밀하게, 밀도가 희박한 공간은 더욱 빈 공간으로 만든다. 하지만 암흑 물질의 본질에 대한 현재의 이론이 확실하지 않으므로, 바이론 물질이 존재하는 시기에서 암흑 물질의 근원에 대한 이론적 합의는 아직 없다.

재결합과 암흑 시대의 종말[편집]

WMAP의 자료는 우리의 시각에서 우주를 통과해 들어오는 다양한 배경 복사를 보여준다. 그림에서 보여주는 복사의 다양성보다는 실제 수치가 훨씬 부드럽다.

대폭발 이후 약 377,000년[5] 이 흐르면 우주가 충분히 팽창하여, 원자핵과 전자가 원자로 결합할 수 있을 정도로 우주가 식게 된다. 이렇게 원자가 생성되는 과정을 재결합(再結合, 영어: recombination)이라고 한다.[6] 이 과정은 비교적 빠르고, 헬륨의 재결합이 수소의 재결합보다 더 빠르다.

재결합이 끝나면 우주의 물질은 전기적으로 중성인 원자로 이루어지게 되므로, 전자기파는 대전 입자와 상호작용하지 않고 비교적 자유롭게 움직일 수 있다. 즉, 우주가 투명해지게 된다. 이렇게 물질-광자 상호작용이 끝나는 때를 분리(영어: decoupling)라고 하며, 재결합 시기는 분리시기(영어: decoupling epoch)와 거의 일치하게 된다. 분리시기 이후 전자기파는 오늘날 우주 마이크로파 배경으로 관측 가능하다. 반대로, 분리시기 이전 우주는 관측하기 힘든데, 이 때문에 분리시기 이전을 암흑 시대(영어: dark ages)라고 부른다.

구조 형성[편집]

재전리[편집]

40°C 도달[편집]

대폭발 이후 1억 년

항성 형성[편집]

대폭발 이후 3억 년

우주의 온도가 30K까지 떨어지면서, 원시의 불덩이가 겪었던 양자적 요동의 결과로 퀘이사와 , 초대형 성단이 형성되었다. 항성의 내부에서는 탄소, 산소, 질소 등의 비교적 가벼운 원자들이 합성되었고, 초신성의 형태로 폭발하는 항성은 철보다 무거운 원소를 합성하고 흩뿌렸다. 이 시기는 허블 망원경으로 관측할 수 있는 가장 먼 과거에 해당된다.

은하의 형성[편집]

대폭발 이후 10억 년

별들이 모여 은하가 생성된다.

은하단, 초은하단의 형성[편집]

대폭발 이후 50억 년

더 시터르식 팽창[편집]

대폭발 이후 65억 년

프리드만식 팽창은 서서히 종결되고, 아직 정체를 알 수 없는 암흑 에너지가 작용하면서 더 시터르식 팽창이 시작되었다. 감소하던 팽창속도는 이 시기부터 점차 빨라졌다.

우리 태양계의 형성[편집]

오늘날[편집]

대폭발 이후 138억 년

우주의 온도는 2.7K까지 떨어지고 항성과 은하, 행성 등 현재와 같은 우주의 모습이 형성되었다. 우주는 지금도 팽창하고 있으며, 팽창속도도 점차 빨라지고 있다.

우주의 마지막 운명[편집]

항성 형성 중단[편집]

1014

100조 년 뒤면 수소가 핵융합 반응으로 다 사라져 별이 형성되지 않게 된다. 가장 오래 살아남는 별은 적색 왜성으로 이것도 100조 년이 지나면 소멸한다.

행성의 태양계 이탈[편집]

1015

두 항성이 서로 가까이 접근하게 되면 행성은 중력의 영향을 받아 궤도를 이탈하게 된다. 항성이 그 정도까지 접근하려면 평균적으로 그 정도의 시간이 걸리게 된다.

은하 붕괴[편집]

1019년 ~ 1020

천체가 서로 가까이 접근하게 되면 역학적 에너지를 교환하게 되는데, 질량이 작은 천체가 에너지를 얻게 된다. 결국 작은 천제부터 시작하여 은하를 벗어나게 된다.

궤도 운동의 소멸[편집]

1020

중력 복사로 인해 궤도 운동이 불가능해진다.

핵자 붕괴[편집]

1030년 ~ 1040

대통일 이론에 따르면 양성자는 붕괴한다는 것으로 밝혀졌다. 양성자는 광자와 렙톤으로 붕괴하고 핵에 속박된 중성자도 같은 메커니즘으로 붕괴된다. 이 시간이 되면 모든 핵자가 붕괴하게 되어 남는 것은 적은 양의 렙톤, 광자와 블랙홀뿐이다.

블랙홀 시대[편집]

1040년 ~ 10100

1040년이 되면 블랙홀이 우주를 지배하게 된다. 블랙홀은 호킹 복사를 통해 질량이 작은 것부터 소멸하기 시작하고 10100년이 지나면 초질량 블랙홀마저도 소멸한다.

암흑 시대[편집]

10100년 ~ 푸앵카레 회기시간

블랙홀이 소멸하고 난 뒤 우주에 존재하는 것은 아주 적은양의 광자와 렙톤뿐이다. 우주는 계속 식어가 0 켈빈에 근접하고 어떤 상호작용도 일어나지 않는 열적 죽음 상태에 들어간다.

푸앵카레 회기[편집]

출처[편집]

  1. Hinshaw, G.F.; 외. (2012). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results”. 《ApJS》. arXiv:1212.5225 [astro-ph.CO].  arXiv:1212.5225 astro-ph.CO.
  2. Ryden B: "우주론 개론(Introduction to Cosmology)", pg. 196, Addison-Wesley 2003
  3. Buchmüller, Wilfried (2007년 10월). “Baryogenesis — 40 Years Later”. arXiv:0710.5857. 
  4. “The Timescale of Creation”. 2009년 7월 28일에 원본 문서에서 보존된 문서. 2009년 7월 28일에 확인함. 
  5. Hinshaw, G.; et al. (2009). “Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results” (PDF). 《애스트로피지컬 저널 부록》 180: 225–245. arXiv:0803.0732. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. 
  6. Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", 120쪽, 케임브리지 2005

같이 보기[편집]