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== 초기 우주 == {{크기|3|The Early Universe}} 우주 인플레이션이 끝난 후, 우주는 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마로 가득 차게 되는데, 이것은 재연소의 잔재들이다. 이때부터 초기 우주의 물리학은 훨씬 더 잘 이해되고, 쿼크 시대에 관련된 에너지는 입자 물리학 실험과 다른 검출기에서 직접 접근할 수 있다. === [[쿼크 시대]] === {{화상}} {{크기|3|The Quark Epoch}} 빅뱅 이후 10{{위첨자|−12}} 초 에서 10{{위첨자|−6}} 초 사이 쿼크 시대는 빅뱅 이후 약 10{{위첨자|−12}} 초 후에 시작됨. 이 시대는 전자기약 대칭이 깨진 직후의 초기 우주의 진화에 있어서 중력, 전자기, 강한 상호작용, 약한 상호작용의 기본 상호작용이 현재의 형태를 취했지만, 쿼크가 서로 결합하여 강입자를 형성되도록 하기에는 우주의 온도가 존나게 높았다. 쿼크 시대 동안 우주는 쿼크, 렙톤, 그리고 반입자들을 포함하는 밀도가 높고 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마로 가득 차 있었고 입자들 사이의 충돌은 쿼크가 중간자나 중입자로 결합될 수 있도록 하기에는 에너지가 너무 많았다고 한다. 쿼크 시대는 우주가 약 10{{위첨자|−6}} 초 정도 되었을 때, 입자 상호작용의 평균 에너지가 강입자의 결합 에너지 이하로 떨어졌을 때 끝났다. ==== {{크기|3|[[중입자 생성]]}} ==== {{크기|3|Baryogenesis}} 아마 10{{위첨자|−11}} 초 정도.. 중입자는 양성자와 중성자와 같은 아원자 입자로, 세 개의 쿼크로 구성되어 있다. 중입자, 반중입자로 둘다 알려진 입자가 모두 동일한 숫자로 형성되었을 것으로 예상될거다. 그러나, 이것이 일어난 일은 아닌 것 같다. 우리가 아는 한, 우주는 반중입자보다 훨씬 더 많은 [[중입자]]를 가지고 있었다. 사실 자연에서는 반중입자가 거의 관찰되지 않는다. 이 일이 어떻게 일어났는지는 분명하지 않다. 이 현상에 대한 어떤 설명도 우주론적 인플레이션의 종료 후 어느 정도 중입자 생성과 관련된 사하로프 조건이 충족될 수 있도록 해야 한다. 현재의 입자물리학에서는 이러한 조건이 충족되는 비대칭성을 제시하지만, 이러한 비대칭성은 우주의 관측된 2차 중입자-반중입자 비대칭성을 설명하기에는 너무 작은 것으로 보인다. === [[강입자 시대]] === {{크기|3|The Hadron Epoch}} 빅뱅 이후 10{{위첨자|−6}} 초 에서 1 초 사이 우주를 구성하는 쿼크-글루온 플라즈마는 양성자와 중성자와 같은 중입자 및 [[강입자]]가 형성될 수 있을 때까지 냉각된다. 처음에는 강입자/반강입자 쌍이 형성될 수 있으므로 물질과 반물질은 열평형 상태에 있었다. 그러나 우주의 온도가 내려가면서 이 쌍은 나타나지 않고 오히려 서로를 반목하다 못해 세기의 맞다이에 들어갔다. 그 결과 고에너지 쌍광자 뿜뿜. 비교적 작은 크기의 강입자 잔해들은 이 시대가 끝난 우주 시간의 약 1초 동안 남아 있었다. 이론은 7개의 양성자마다 약 1개의 중성자가 남아있다고 예측한다. 우리는 이것이 옳다고 믿는다. 왜냐하면 나중의 단계에서 모든 중성자와 일부 양성자가 융합되어 중수소, 헬륨, 그리고 다른 원소라고 불리는 수소 동위원소를 우리가 측정할 수 있기 때문이다. 이 시기의 끝에 있는 1:7의 강입자 비율이 있으면 현재 우주뿐만 아니라 초기 우주에서도 관측된 원소 비율이 실제로 생성될 거다. === [[중성미자 분리]] 및 [[우주 중성미자 배경]](CνB) === {{크기|3|Neutrino Decoupling and Cosmic Neutrino Background (CνB)}} 빅뱅 이후 약 1 초 뒤 빅뱅 중성미자가 분리된 지 약 1초 후, 우주를 자유롭게 여행하기 시작한다. 중성미자가 물질과 거의 상호작용을 하지 않기 때문에 이러한 중성미자는 빅뱅 이후 약 37만 년 후 재결합 시 방출되는 훨씬 후기 우주 마이크로파 배경과 유사하게 오늘날에도 여전히 존재한다 이 사건의 중성미자는 에너지가 매우 낮으며, 현재의 직접 검출로 가능한 것보다 약 10{{위첨자|−10}}배 작다. 고에너지 중성미자라도 검출하기 어려운 것으로 악명이 높기 때문에, 이 우주 중성미자 배경(CbB)은, 전혀, 몇 년 동안, 상세하게 직접 관찰되지 않을 수도 있다. === [[원시 블랙홀]] 형성 === {{크기|3|Possible Formation of Primordial Black Holes}} 빅뱅 이후 아마도 약 1 초 이내 원시 블랙홀은 1966년에 제안된 가상의 형태의 블랙홀로, 우주 시기의 1초 내에 높은 밀도와 균질하지 않은 조건 때문에 소위 방사선이 지배하는 시대에 형성되었을 수도 있다. 무작위 변동은 일부 지역을 중력 붕괴를 겪을 정도로 밀도가 높아져 블랙홀이 형성될 수 있다. 현재의 이해와 이론은 이러한 물체의 풍부함과 질량에 엄격한 제한을 두고 있다. 전형적으로 원시 블랙홀 형성은 약 {{수학|δ''ρ''/''ρ'' ~ 0.1}}(10%)의 밀도 대조(우주 밀도의 지역적 변화)를 필요로 하는데, 여기서 {{수학|''ρ''}}는 우주의 평균 밀도라고 한다. 몇 가지 메커니즘은 초기 우주 동안 이 기준을 충족하는 밀집 지역을 생성할 수 있는데, 재가열, 우주론적 위상 전환 및 (일명 "하이브리드 인플레이션 모델") 액시온 인플레이션을 포함한다. 원시 블랙홀은 항성 중력 붕괴로부터 형성되지 않았기 때문에, 그 질량은 항성 질량(~2×10{{위첨자|33}}g)보다 훨씬 낮을 수 있다. 스티븐 호킹은 1971년 원시 블랙홀의 질량이 10{{위첨자|−5}}g까지 낮을 수 있다고 계산했다. 그러나 그들은 어떤 크기라도 가질 수 있기 때문에 클 수 있고, 은하의 형성에 기여했을 수도 있다. === [[렙톤의 시대]] === {{크기|3|Lepton Epoch}} 빅뱅 이후 1 초에서 10초 사이 강입자와 반강입자가 강입자 시대 말에 서로를 소멸하여 렙톤(전자, 뮤온, 특정 중성미자 등)과 반렙톤을 남겨 우주의 질량을 지배하게 된다. 렙톤의 시대는 초기의 강입자 시대와 비슷한 경로를 따른다. 초기에 렙톤과 반렙톤은 쌍으로 생성된다. 빅뱅 이후 약 10초 후 우주의 온도는 더 이상 새로운 렙톤-반렙톤 쌍이 만들어지지 않을 정도로 떨어지고 대부분의 남은 렙톤과 반렙톤은 서로를 빠르게 소멸시켜 고에너지 광자 쌍을 낳고, 비소멸 렙톤들의 작은 잔류물을 남긴다. === [[광자 시대]] === {{크기|3|Photon Epoch}} 빅뱅 이후 10 초에서 370,000(=37만) 년 사이 렙톤의 시대 말기에 대부분의 렙톤과 반렙톤이 소멸되고 나면 우주의 질량 에너지의 대부분은 광자의 형태로 남게 된다. 그러므로 우주의 에너지, 그리고 그 전체적인 행동은 광자에 의해 지배된다. 이러한 광자는 전하입자, 즉 전자, 양성자 및 (결국)핵과 빈번하게 상호작용한다. 이것은 37만년 동안 계속 저지랄을 반복하고 있었다. === [[빅뱅 핵합성|가벼운 원소의 핵합성]] === {{얼굴마담}} ㄴ 고딩들 한정. {{크기|3|Nucleosynthesis of [[Light]] Elements/Big Bang Nucleosynthesis}} 빅뱅 이후 2분 에서 20분 사이 다른 이름으로는 빅뱅 핵합성으로 느그들이 고딩 때 대충 배운다. 사실 빅뱅과 함께 위 과정은 죄다 언급 및 건너뛰고 이 부분을 살짝 맛보기로 다룬다. 빅뱅 이후 약 2분에서 20분 사이에 우주의 온도와 압력이 [[핵융합]]을 일으켜 수소를 넘어 몇 개의 가벼운 원소의 핵이 생겨났다. [[양성자]]의 약 25%와 모든 [[중성자]]가 융합하여 [[수소]] 동위원소인 [[중수소]]를 형성하고, 대부분의 중수소는 빠르게 융합하여 헬륨-4를 형성하게 된다. 원자핵은 결합 에너지와 관련된 특정 온도 이상의 결합을 쉽게 풀 수 있다.(분해) 2분 정도부터 온도가 떨어진다는 것은 중수소가 더 이상 결합을 풀지 않고 안정되어 있다는 것을 의미하며, 약 3분부터는 중수소의 융합에 의해 형성된 헬륨과 다른 원소들도 결합을 풀지 않고 안정되어 있다. 짧은 지속시간과 온도 하락은 가장 간단하고 빠른 융합과정만이 일어날 수 있다는 것을 의미한다. 헬륨을 넘어서는 극소량의 핵만이 형성되는데, 이는 무거운 원소의 핵합성이 어렵고 항성에서도 수천 년이 필요하기 때문이다. 소량의 삼중수소(다른 수소 동위원소)와 베릴륨-7과 8이 형성되지만, 이것들은 불안정하여 금방 다시 상실된다. 아주 짧은 기간 때문에 소량의 중수소가 사용되지 않은 채로 남아 있다. 따라서 빅뱅의 핵합성이 끝나면서 생기는 안정적인 핵종은 양성자(단일 양성자/수소핵), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4, 리튬-7뿐이다. 질량에 의해, 그 결과 물질은 약 75%의 수소 핵, 25%의 헬륨 핵, 그리고 아마도 리튬-7의 질량에 의한 10{{위첨자|−10}}일 것이다. 다음으로 가장 많이 생산되는 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소 및 산소("CNO")이지만, 이들은 질량의 10{{위첨자|15}}에서 5 그리고 30의 변동을 예측하여 본질적으로 감지할 수 없고 무시할 수 없게 되었다. 초기 우주의 각 가벼운 원소의 양은 오래된 은하로부터 추정할 수 있으며, 빅뱅에 대한 강력한 증거다. 예를 들어 빅뱅은 7개의 양성자마다 약 1개의 중성자를 생성하여 모든 핵자의 25%를 헬륨-4(16개의 핵자 중 2개의 양성자와 2개의 중성자)로 융합할 수 있도록 해야 하며, 이것이 오늘날 우리가 발견하는 양이며, 다른 공정에서 쉽게 설명할 수 있는 양보다 훨씬 많은 양이다. 마찬가지로, 중수소는 매우 쉽게 융합된다. 어떤 대안적 설명도 중수소가 형성되기 위한 조건이 어떻게 존재하는지 설명해야 하지만, 중수소의 일부는 사용되지 않고 즉시 다시 헬륨으로 융합되지 않았다. 모든 대안은 또한 다양한 광원소와 동위원소의 비율을 설명해야 한다. 리튬-7과 같은 몇 개의 동위원소가 이론과 다른 양으로 존재하는 것으로 확인되었으나 시간이 흐르면서 이러한 차이는 더 나은 관측에 의해 해결되었다. 특히 잊을만 하면 [[리튬]] 고갈이라는 소리가 나오는게 아마 이 때 생성된게 적어서 그럴 가능성이 존재한다. 오죽하면 우주 리튬의 문제라는 얘기까지 나왔다. === 물질 지배 === {{크기|3|Matter Domination}} 빅뱅 이후 47,000(=4만 7천) 년 후 지금까지 우주의 큰 규모의 역학과 행동은 주로 방사선 즉 광자나 중성미자와 같이 상대적으로 (빛의 속도로 또는 가까운 속도로) 움직이는 성분들에 의해 결정되어 왔다. 우주가 냉각되면서 약 47,000년(적색편이 ''z'' = 3600년)부터 우주의 대규모 행동은 대신 물질에 의해 지배받게 된다. 이것은 물질의 에너지 밀도가 방사선의 에너지 밀도와 진공 에너지 밀도를 모두 초과하기 시작하기 때문에 발생한다. 47,000년 전후에 비-상대론적 물질(원자핵)과 상대론적 방사선(광자)의 밀도가 같아지게 되고, (중력유인력과 압력효과 간의 경쟁으로 인해) 형성할 수 있는 가장 작은 구조를 결정하는 진스 길이가 자유 흐름 방사선에 의해 쓸려나가 그 크기가 커질 수 있게 되는 대신에, 감소하며 섭동하기 시작한다. [[Λ-CDM 모델]]에 따르면, 이 단계까지 우주의 물질은 약 84.5%의 차가운 암흑 물질과 15.5%의 "보통" 물질이다. (그러나 우주의 총물질은 31.7%에 불과해 암흑에너지의 68.3%보다 훨씬 작다.) 암흑물질이 존재하고 우리 우주를 지배한다는 압도적인 증거가 있지만, 암흑물질의 정확한 성질은 여전히 파악되지 않고 있기 때문에 빅뱅 이론은 현재 그 형성의 어떤 단계도 다루지 못하고 있다. 이 때부터, 그리고 앞으로 수십억 년 동안 암흑 물질의 존재는 우리 우주의 구조 형성을 가속화한다. 초기 우주에서 암흑 물질은 중력의 영향을 받아 점차 거대한 필라멘트로 모여들고, 그 붕괴가 방사선 압력에 의해 느려지지 않기 때문에 일반(중입자) 물질보다 빠르게 붕괴한다. 이것은 우주 인플레이션에 의해 남겨진 우주의 밀도에 있는 작은 불균일(변칙성)을 증폭시킨다. 시간이 지남에 따라, 약간 밀도가 높은 지역은 더 밀도가 높아지고 약간 희박한 (빈) 지역은 더 희박해진다. 이러한 암흑 물질의 농도 때문에 보통 물질은 결국 그렇지 않은 경우보다 더 빨리 모인다. 방사선 압력 없이 빨리 붕괴할 수 있는 암흑 물질의 성질도 방사선에 의해 에너지를 잃을 수 없다는 것을 의미한다. 입자가 일정 지점을 넘어 밀집 구조로 붕괴되기 위해서는 에너지 손실이 필요하다. 따라서 암흑 물질은 거대하지만 확산되는 필라멘트나 헤일로로 붕괴되고, 별이나 행성으로 붕괴되지 않는다. 방사선에 의해 에너지를 잃을 수 있는 일반 물질은 밀도 높은 물체를 형성하고 그것이 붕괴될 때 가스 구름도 형성한다. === 최초의 분자 === {{1}} {{크기|3|First Molecules}} 빅뱅 이후 100,000(=10만) 년 후 약 100,000(=10만)년 전, 우주는 최초의 분자 수소 이온화 헬륨이 형성될 수 있을 정도로 냉각되었다. 2019년 4월, 이 분자는 성간 공간에서 처음 발견되었다고 발표되었다. (나중에 원자 수소는 수소 이온화 헬륨과 반응하여 항성 형성에 필요한 연료인 분자 수소를 생성한다.) === 재결합, 광자 비동조화 및 [[우주배경복사|우주 마이크로파 배경]](CMB) === {{크기|3|Recombination, Photon Decoupling, and the Cosmic Microwave Background (CMB)}} [[파일:플랑크 위성이 관측한 우주배경복사.jpg|800픽셀]] 빅뱅 이후 약 37만(=370,000)년 후, 재결합과 [[광자 비동조화]]라는 두 가지 연계된 사건이 일어났다. 재결합은 이온화된 입자가 결합하여 최초의 중성 원자를 형성하는 것을 말하며, 비동조화는 새로 형성된 원자들이 보다 안정된 에너지 상태로 정착하면서 방출되는 광자("분리된")를 말한다. 재결합 직전 우주의 중입자적 물질은 뜨거운 이온화 플라즈마를 형성하는 온도에 있었다. 우주의 광자 대부분은 [[전자]]와 [[양성자]]와 상호작용하며, 이온화된 입자와 상호작용하지 않고는 상당한 거리를 이동할 수 없었다. 그 결과 우주는 불투명하거나 "안개가 끼어"있었다. 비록 빛이 있었지만, 망원경으로 그 빛을 관찰할 수도 없었다. 약 37만년 경에 우주는 자유 전자가 수소와 헬륨 핵과 결합하여 중립 원자를 형성할 수 있을 정도로 냉각되었다. 이 과정은 비교적 빠르고(그리고 수소보다 헬륨이 더 빠르다), 재결합이라고 알려져 있다. 이 이름은 약간 부정확하며 역사적 이유로 붙여졌다: 사실 전자와 원자핵이 처음으로 결합하고 있었다. 낮은 에너지 상태(지상 상태)에서 직접 결합하는 것은 효율성이 떨어지기 때문에, 이러한 수소 원자는 일반적으로 여전히 높은 에너지 상태에 있는 전자와 형성되며, 일단 결합하면, 전자는 낮은 에너지 상태로 전환하면서 하나 이상의 광자의 형태로 에너지를 빠르게 방출한다. 이 광자 방출은 광자 비동조화라고 알려져 있다. 이 비동조화 광자 중 일부는 다른 수소 원자에 의해 포획되고, 나머지는 자유롭다. 재결합이 끝날 무렵, 우주의 양자는 대부분 중성 원자를 형성했다. 대전된 입자에서 중성 입자로의 이러한 변화는 포획이 사실상 무한해지기 전에 평균 자유 경로 광자가 이동할 수 있다는 것을 의미하므로, 포획되지 않은 비동조화된 광자는 모두 먼 거리를 자유롭게 이동할 수 있다([[톰슨 산란]] 참조). 우주는 사상 처음으로 가시광선, 전파, 기타 전자기 방사선에 투명해졌다. 이 새로 형성된 수소 원자에 의해 방출된 광자는 처음에는 약 4000K의 온도/에너지를 가지고 있었다. 이것은 옅은 노란색/오렌지색 또는 "부드러운" 흰색으로 눈에 보였을 것이다. 비동조화 이후 수십억 년 동안 우주가 팽창함에 따라 광자는 가시광선에서 전파(약 2.7K 온도에 해당하는 마이크로파)로 적색 편이되었다. 적색 편이는 우주가 수 십 억 년에 걸쳐 팽창함에 따라 [[광자]]가 더 긴 파장과 낮은 주파수를 획득하여 가시광선에서 전파로 점차 변모하는 것을 말한다. 이 같은 광자는 오늘날에도 여전히 전파로 감지될 수 있다. 이 들은 우주 마이크로파 배경을 형성하고, 초기 우주와 어떻게 발전했는 지에 대한 결정적인 증거를 제공한다. 이런 걸 우주의 맑게 갬이라고 하더라.
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