우주 연대기 및 대폭발, 물리적 특성, 크기 및 지역

연대기 및 대폭발

 우주 진화에 관해 가장 주목받는 모형은 대폭발 이론이다. 대폭발 이론은 우주의 초기 상태가 극도로 뜨겁고 높은 밀도 상태였으며 이후 팽창한 즉시 냉각되었다고 말한다. 이 모형은 일반 상대성이론과 공간의 균질성 및 등방성 같은 단순 가정이 기반이다. ΛCDM 모형으로 알려진 우주상수와 차가운 암흑물질이 있는 모형 버전은 우주에 대한 다양한 관측을 합리적으로 가장 잘 설명하는 간단한 모형이다. 대폭발 모형은 은하 거리와 적색편의 상관관계, 헬륨 원자에 대한 수소 비율, 마이크로파 복사 배경과 같은 관측을 설명한다. 초기 뜨겁고 조밀한 상태를 플랑크 시대라고 하며, 이 짧은 기간 시간은 0에서 대략 10~43초의 1 플랑크 시간 단위까지 확장이 된다. 플랑크 시대는 모든 유형 물질과 모든 유형 에너지가 긴밀한 상태로 집중되어 현재까지 알려진 4개의 힘 중 가장 약한 중력은 다른 기본 힘만큼 강했고, 모든 힘은 통일된 것으로 간주했다. 플랑크 시대 이후 우주는 현재 규모로 팽창해 오며, 아주 짧지만 가장 강렬한 우주 급팽창 기간이 처음 10~32초 이내 발생됐다. 이것은 현재 우리 주변에 볼 수 있는 것과 다른 종류의 확장이다. 공간 객체는 물리적으로 이동하지 않은 대신 공간을 정의하는 '메트릭'이 변경되었다 시공간 물체는 빛의 속도보다 빠르게 움직일 수 없지만, 이 제한은 시공간을 지배하는 미터법에는 적용이 안된다. 급팽창의 초기 기간은 우주가 평평하게 보이는 이유를 설명하는 것으로 믿으며, 우주 시작 이후 빛보다 훨씬 크게 이동이 가능했다. 우주 존재의 1초 안에 네 가지 기본 힘이 분리되었다. 우주가 상상할 수 없을 정도로 뜨거운 상태에 계속 냉각됨에 따라 쿼크시대, 강입자시대, 경입자시대로 알려진 다양한 유형의 아원자 입자가 짧은 시간에 형성 가능했다. 이 시대는 대폭발 이후 10초 이하의 시간을 포함한다. 기본 입자는 안정된 양성자와 중성자를 포함해 훨씬 큰 조합으로 결합되어 핵융합으로 인해 복잡한 원자핵을 형성했다. 핵합성으로 알려진 이 과정은 17분간 지속됐고 대폭발 후 20분간 종료되어 빠르지만 간단한 반응만이 발생됐다. 질량 기준 우주에 있는 양성자와 중성자 25%가 소량 중수소와 미량의 리튬이 헬륨으로 변했다. 다른 원소는 아주 적은 양으로 형성됐다. 다른 양성자는 영향을 받지 않고 수소 핵으로 남았다. 핵합성이 끝난 후 우주는 광자시대로 접어들었다. 이 기간 우주는 여전히 물질이 중성자를 형성하기에 매우 뜨거워 음전하를 띤 전자, 중성미자 및 양의 핵으로 구성된 뜨겁고 조밀하며 안개가 자욱한 플라스마를 포함한다. 377,000년 후, 우주는 전자와 핵이 최초의 원자를 형성할 수 있을 정도로 냉각되었다. 플라스마와 달리 중성자는 많은 파장의 빛에 투명해 처음으로 우주 또한 투명해졌다. 원자가 형성될 때 방출된 광자는 오늘날 여전히 볼 수 있다. 그들은 우주 마이크로파 배경을 형성했다. 우주팽창에 따라 광자 에너지는 파장에 따라 감소하여 전자기 복사 에너지 밀도는 물질 에너지 밀도보다 빠르게 감소한다. 47,000년경 물질 에너지 밀도는 광자와 중성자의 에너지 밀도보다 커져 우주 대규모 거동을 지배했다. 이것은 복사, 지배 시대의 끝과 물질, 지배 시대의 시작을 의미한다. 우주 초기 단계에 우주 밀도 내 작은 변동으로 인한 암흑물질 농축이 조금씩 형성됐다. 중력에 의해 이들이 끌어당기는 일반 물질은 큰 가스 구름을 형성하고 결국 암흑물질이 가장 밀도가 높은 곳에 별과 은하를 형성하고 가장 밀도가 낮은 곳에 거시공동을 형성했다. 1억~3억 년 후 최초의 별이 형성됐다. 이것은 아마도 아주 거대하고 밝았으며 비금속성이며 수명이 짧았을 것이다. 그들은 2억~5억 년에서 10억 년 사이 우주의 점진적 재이온화를 담당했으며 항성 핵합성을 통해 헬륨보다 무거운 원소로 우주에 씨를 뿌렸다. 우주에는 또한 암흑 에너지라고 하는 신비한 에너지가 포함되어 있으며, 그 밀도는 시간이 지나도 변하지 않았다. 98억 년 후 우주는 물질 밀도가 암흑 에너지 밀도보다 낮을 정도로 충분히 팽창하여 현재의 암흑 에너지, 지배시대의 시작을 알렸다.

물리적 특성

 물리적 특성에 따르면 네 가지 기본적인 상호작용 중 중력은 천문학적인 길이의 규모에서 단연 지배적이다. 중력의 효과는 계속 축적된다. 반면, 양전하와 음전하의 효과는 서로 상쇄되는 부분이 있어 전자기장을 천문학적 길이의 규모에서 상대적으로 중요하지 않게 한다. 다른 두 가지 상호작용인 약력과 강력은 거리에 따라 아주 빠르게 감소한다. 그들의 효과는 주로 아원자의 길이 척도에 국한된다. 우주에는 반물질보다 몇 배는 더 많은 물질이 존재하는 것으로 예상되며 이는 아마도 CP 위반과 관련된 비대칭일 수 있다. 물질과 반물질 사이 불균형은 현재도 존재하는 모든 물질의 존재에 부분적인 책임이 있다. 물질과 반물질이 대폭발에 동일하게 생성되었다면 서로를 완벽하게 소멸시킨 후 상호 작용의 결과로 광자만 남겼을 것이기 때문이다. 우주는 우주가 유한한 경우 수용되는 물리 법칙을 따르는 순수 운동량도 없고 각운동량도 없다. 이러한 법칙은 가우스법칙과 응력, 에너지, 운동량, 유사텐서의 비발산이다.

크기 및 지역

 일반상대성의 이론에 의거하면 우주 공간의 먼 지역은 유한한 빛의 속도와 지속적 공간의 팽창으로 인해 우주가 살아 있는 동안 우리와 상호 작용하지 않을 수 있다. 예를 들면, 지구에서 보낸 메시지는 우주가 영원히 존재해도 우주 일부 지역에 도달하지 못할 수도 있다. 우주는 빛이 통과하는 것보다 더 빠르게 팽창 가능하다. 망원경으로 관측되는 영역을 관측 가능한 우주라고 호칭하며 이는 관측하는 사람의 위치에 따라서 다르다. 지구와 관측 가능한 우주 가장자리 사이 고유의 거리는 현재를 포함한 특정 시간에 측정할 수 있는 거리는 460억 광년이며 관측 가능한 우주 지름은 약 930억 광년이다. 관측 가능 우주의 가장자리에 빛의 이동 거리는 우주의 나이 곱하기 빛의 속도인 138억 광년에 가깝지만 이것은 주어진 거리를 나타내는 것은 아니다. 관측 가능한 우주의 가장자리 지구가 그 이후에도 계속해서 멀어졌기 때문이다. 비교를 위해 일반 은하의 지름은 30,000광년이고 두 개의 인접 은하 사이 일반적 거리는 300만 광년이다. 예를 들어, 우리 은하의 지름은 대략 100,000-180,000 광년이고 우리 은하에 제일 가까운 안드로메다 은하는 대략 250만 광년 떨어져 있다. 관측 가능한 우주의 가장자리 너머 공간은 관찰이 불가능하기 때문에 전체 우주의 크기가 유한한 지 무한한지는 알 수 없다.

 

아름다운 우주의 형태