우주의 역사

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• 관련 문서: 우주

宇宙史 / Chronology of the Universe

개요

이 문서는 우주의 역사에 대해서 설명한다. 137억년 간의 역사를 설명한다.

빅뱅

우주론의 표준 모델은 프리드만-레마슈르트르-로베르톤-워커(FLRW) 미터법이라고 하는 시공간 모델을 기반으로 한다.

측정지표는 물체 사이의 거리 측정치를 제공하며, 동질성 및 동위원소와 같은 공간의 일부 핵심 특성이 참이라고 가정할 경우 FLRW 측정지표는 아인슈타인 장 방정식(EFE)의 정확한 해결법이다.

FLRW 측정 기준은 빅뱅 이후 우주가 팽창했음을 보여주는 압도적인 다른 증거들과 매우 밀접하게 일치한다.

만약 우리가 FLRW 미터법 방정식이 우주의 시작에 이르기까지 유효하다고 가정한다면, 그 방정식들은 우주의 모든 물체들 사이의 거리가 0이거나 무한히 작았다는 것을 암시할 정도로 시간적으로 그것들을 따라갈 수 있다고 한다.

(이것이 반드시 우주가 빅뱅에서 물리적으로 작았다는 것을 의미하지는 않는다.그것은 정말 가능성 중 하나다.) 앞으로, 이것은 현재 모든 물리적 관측치와 매우 밀접하게 일치하는 우리 우주의 모형을 제공한다.

이 우주의 연대기의 초기 시기는 "빅뱅"이라고 불리며 우주론의 표준 모델은 왜 우주가 존재하기 시작했는지 설명하려고 하지 않는다. 그것은 단지 그 순간 우주가 어떻게 물리적으로 발전했는지에 대해서만 설명한다.

우리는 FLRW 측정 기준으로부터의 특이성을 현재의 이론들이 빅뱅의 시작 자체에서 실제로 무슨 일이 일어났는지 설명하기에 불충분하다는 것을 의미한다고 해석한다.

양자 중력에 대한 정확한 이론은 그 사건에 대한 보다 정확한 설명을 가능하게 할 수도 있다고 널리 믿어지고 있지만, 그러한 이론은 아직 개발되지 않았다.

그 순간 이후, (아마, 어쩌면) 0에서 우주 전역의 모든 거리가 증가하기 시작했는데, FLRW 미터법 자체는 시간이 지남에 따라 변화하여 모든 곳에 있는 비경계 개체 사이의 거리에 영향을 미치기 때문이다.

이런 이유로 우리는 빅뱅이 "어디에서나 일어났다"고 말한다.

극초기 우주

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The Very Early Universe

대부분 가설 아니면 이론으로만 유추할 수 있는 시대. 현재로써는 이 시기의 모습을 알려줄 만큼 충분한 규모의 가속기 실험은 성사되지 않고 있다.

이 초기 우주에 대한 모형은 각기 다르며 일부는 서로 양립할 수도 있지만, 공존할 수 없는 것들도 있다.

플랑크 시대

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Planck Epoch

빅뱅 이후 10⁻⁴³ 초 까지

대폭발 이후 플랑크 시간 정도에는 우주는 매우 작고 매우 뜨거우므로, 양자 중력 효과가 중요하게 된다. 그러나 이게 뭔지는 정확하게 모른다고 한다.

이 시대는 우주의 온도와 평균 에너지는 매우 높아서 아원자 입자가 형성될 수 없었고, 심지어 우리 우주를 형성하는 네 가지 기본 상호작용인 중력, 전자기력, 약한 핵력, 강한 핵력까지 합쳐져 초 힘을 이루고 있었다.

그나저나 초 힘은 존내 궁금하긴 함. 4대 힘이 같으니 중력과 강력, 전자기력으로도 입자 붕괴 가능?

우주론의 인플레이션 모델에서, 인플레이션이 끝나기 전 시간(대략 빅뱅 후 10⁻³²초)은 전통적인 빅뱅 우주론에서와 같은 시간대를 따르지 않는다.

플랑크 시대 동안 우주와 물리학을 기술하는 것을 목표로 하는 모델들은 일반적으로 추측적이며 "신물리학"의 산하에 속한다. 허틀–호킹 초기 상태, 끈 이론 풍경, 끈 가스 우주론, 에크피로틱 우주론 등이 그 예다.

대통일 시대

Grand Unification Epoch

빅뱅 이후 10⁻⁴³ 초 에서 10⁻³⁶ 초 사이

우주는 팽창하고 냉각되면서 힘이 서로 분리되는 이행 온도를 넘었다. 이러한 위상 전환은 일반 물질의 응축 및 동결 위상 전환과 유사하게 시각화할 수 있다고 한다.

특정 온도/에너지에서는 물 분자가 그들의 행동과 구조를 변화시키고, 그들은 완전히 다르게 행동할 거라고 함.

증기가 물로 변하는 것처럼, 우리 우주의 기본 상호작용과 입자를 정의하는 장 또한 온도/에너지가 특정 지점 아래로 떨어질 때 그들의 행동과 구조를 완전히 바꿔버린다.

이것은 일상 생활에서 명백하지 않다. 왜냐하면 그것은 우리가 현재 우주에서 보통 보는 것보다 훨씬 높은 온도에서만 일어나기 때문이다.

우주의 기본 상호작용에서 헤세 전환은 "대칭 깨짐"이라고 불리는 양자장의 현상에 의해 일어나는 것으로 생각된다.

일상적 용어로 우주가 냉각되면서 우리 주위에 힘과 입자를 만들어 내는 양자장이 낮은 에너지 수준과 높은 안정성으로 정착하는 것이 가능해진다.

그 결과 상호 작용하는 방법을 완전히 바꿔버리고 힘과 상호작용은 이러한 분야 때문에 발생하기 때문에 우주가 위상 전이 위와 아래에서 매우 다르게 행동할 수 있다.

예를 들어, 후기 시대에는 하나의 위상 전환의 부작용은 갑자기 질량이 전혀 없었던 많은 입자들이 질량을 획득하고(그들은 힉스장과 다르게 상호작용하기 시작한다) 하나의 힘이 두 개의 분리된 힘으로 나타나기 시작한다.

자연이 이른바 GUT(대통일 이론)로 기술된다고 가정하면, 이러한 종류의 위상 전환에서 대통일 시대가 시작되었는데, 이때 중력은 보편적 결합 게이지력(Gauge Force)으로부터 먼저 분리되었다고 한다.

그 결과 중력과 전자기핵 상호작용(전자기핵력)이라는 두 가지 힘이 존재하게 되었다. 그러한 결합된 힘이 존재했다는 확실한 증거는 아직 없지만, 많은 물리학자들은 그렇게 믿고 있음.

이 전자기핵 상호작용의 물리학은 대통일 이론에 의해 설명될 거라고 한다.

대통일 시대는 전자기핵 상호작용이 결국 분리되면서 끝나고, 강한 상호작용과 전자기약 상호작용으로 불리는 별개의 상호작용으로 나타나기 시작했다.

전자기약 시대

Electroweak Epoch

빅뱅 이후 10⁻³⁶ 초 에서 10⁻³² 초 사이

시초가 어떻게 정의되고, 그 뒤에 따르는 모델에 따라, 전자기약 시대는 인플레이션 시대 이전이나 이후에 시작하는 것으로 간주될 수 있다. 일부 모델에서는 인플레이션 시대를 포함하는 것으로 묘사된다.

다른 모델에서는 인플레이션 시대가 끝난 후 대략 10⁻³² 초 후에 전자기약 시대가 시작된다고 한다.

전통적인 빅뱅 우주론에 따르면, 전자기핵력이 강한 상호작용과, 전자기약 상호작용이라고 불리는 두 개의 분리된 상호작용로 나타나기 시작할 정도로 우주의 온도가 충분히 낮았을 때(10²⁸ K) 빅뱅 이후 10⁻³⁶초 후에

전자기약 시대가 시작되었다고 한다.(전자기약 상호작용도 나중에 분리되어 전자기와 약한 상호작용으로 나뉘어 진다.)

강력과 전자기약 상호작용의 대칭이 깨진 정확한 지점은 확실하지 않다. 왜냐하면 이 당시 에너지가 매우 높기 때문이다.

인플레이션 시대와 급팽창 시대

Inflationary Epoch and the Rapid Expansion of Space

빅뱅 이후 10⁻³² 초 전

극초기 우주의 이 지점에서 우주 내 거리를 정의하는 지표가 갑자기 매우 빠르게 변화하여 초기 우주는 이전 부피의 최소 10⁷⁸배(그리고 어쩌면 훨씬 더 많은)로 커졌다.

이것은 길이가 1나노미터(10⁻⁹ m, DNA 분자의 약 절반 폭)에 해당하는 모든 공간 차원에서 최소 10²⁶배의 선형 증대에 해당하며, 1초 만에 약 10.6광년(100조 킬로미터) 길이로 확장되는 것과 같다.

이 변화를 인플레이션이라고 한다.

비록 시간 내에 있는 빛과 물체가 빛의 속도보다 더 빨리 이동할 수는 없지만, 이 경우 시간 자체의 크기와 기하학적 구조를 지배하는 척도가 규모에 따라 달라졌다. 측정 지표의 변화는 빛의 속도에 의해 제한되지 않는다.

이것이 일어났다는 좋은 증거가 있고, 이게 일어났다는 것은 널리 받아들여지고 있다. 그러나 그 일이 왜 일어났는지 정확한 이유는 여전히 탐구되고 있다.

왜 그리고 어떻게 그것이 일어났는지 설명하는 다양한 모델이 존재한다. 어떤 설명이 정확한지는 아직 명확하지 않다.

보다 두드러진 몇몇 모델에서, 그것은 강한과 전자기약 상호작용이 분리되어 대통일 시대를 끝냈기 때문에 촉발되었다고 생각된다. 이 위상 전환의 이론적 산물 중 하나는 인플라톤 장이라고 불리는 스칼라 장이었다.

이 장은 우주 전체에 걸쳐 가장 낮은 에너지 상태로 정착하면서 엄청난 반발력을 발생시켜 우주 자체를 규정하는 지표가 급속히 팽창하게 되었다.

인플레이션은 달리 설명하기 어려운 현재 우주의 몇 가지 관측된 특성을 설명하고 있는데, 그 중에는 오늘날의 우주가 어떻게 아주 큰 규모로 그렇게 엄청나게 동질적(비슷한) 상태가 되었는지를 설명하는 것도 포함된다.

t는 인플레이션 시대가 언제 끝났는지는 정확히 알 수 없지만 빅뱅 이후 10⁻³³초에서 10⁻³²초 사이였던 것으로 추정된다.

우주의 급속한 팽창은 대통일 시대에서 남아 있는 소립자가 현재 우주 전체에 매우 얇게 분포되어 있다는 것을 의미했다.

그러나, 인플레이션 시대의 막바지에 거대한 잠재 에너지가 방출되었는데, 인플라톤 장이 "재연소"이라고 알려진 다른 입자로 붕괴되었기 때문이다.

이 가열 효과로 인해 우주에는 쿼크, 반 쿼크, 글루온의 밀도가 높고 뜨거운 혼합물이 다시 채워지게 되었다.

다른 모델에서, 다시 데우는 것은 종종 전자기약의 시대의 시작을 알리는 것으로 간주되며, 따뜻한 인플레이션과 같은 몇몇 이론들은 완전히 데워지는 단계를 피한다.

빅뱅 이론의 비전통적 버전("인플레이션" 모델)에서 인플레이션이 빅뱅 이후 대략 10⁻³²초에 해당하는 온도에서 끝났지만, 그렇다고 해서 인플레이션 시대가 10⁻³²초 이하로 지속되었다는 뜻은 아니다.

관측된 우주의 동질성을 설명하기 위해서는 이들 모델의 지속시간이 10⁻³²초 이상이어야 한다. 따라서 인플레이션 우주론에서 '빅뱅 이후'라는 가장 초기의 의미 있는 시간은 인플레이션 종식의 시간이다.

전자기약 대칭 깨짐

Electroweak Symmetry Breaking

빅뱅 이후 10⁻¹² 초 까지

우주의 온도가 특정한 매우 높은 에너지 수준 아래로 계속 떨어지면서, 세 번째 대칭 파괴가 결국은 일어나게 된다.

우리가 현재 알고 있는 바로는, 그것은 우리 우주의 형성에 있어서 페널티메이트 대칭 파괴 사건이었는데, 마지막 것은 쿼크 부분에서 깨어지는 키랄 대칭이다.

입자물리학 표준모형에서는 159.5±1.5GeV의 온도에서 전자기약 대칭이 깨진다고 한다.

1. 힉스 메커니즘을 통해 힉스장과 상호작용하는 모든 소립자는 더 높은 에너지 수준에서 질량이 없어진다.
2. 부작용으로서 약한 핵력과 전자기력, 그리고 각각의 보손(W와 Z 보손, 그리고 광자)이 현재 우주에서 다르게 나타나기 시작한다.
   전자기약 대칭이 깨지기 전에는 모두 질량이 없는 입자가 되어 장거리에서 상호작용을 하였으나, 이 시점에서 W와 Z 보손은 갑자기 원자 크기보다 작은 거리에서만 상호작용하는 거대한 입자가 되는 반면
   광자는 질량이 없는 상태로 남아 장거리의 상호작용을 한다.

전자기약 대칭이 깨진 후 우리가 알고 있는 기본 상호작용인 중력, 전자기력, 약력, 강력은 모두 현재의 형태를 취했고, 기본 입자들은 기대 질량을 가지고 있지만 우주의 온도는 여전히 너무 높아 현재 우리가 보는 많은 입자들을 안정적으로 형성할 수 없었다고 한다.

그래서 양성자나 중성자도 없고, 따라서 원자, 원자핵, 분자도 없다.(더 정확히 말하면 우연한 기회에 형성되는 어떤 복합 입자도 극한의 에너지 때문에 거의 즉각적으로 다시 분열한다.)

초대칭 깨짐 (추정)

Supersymmetry Breaking (추정)

초대칭이 우리 우주의 속성이라면 전자기약 눈금인 1TeV 이하의 에너지에서 깨져야 한다. 입자와 그들의 초대칭짝들의 덩어리들은 더 이상 동등하지 않을 거다.

매우 높은 에너지는 알려진 입자의 초대칭짝들이 관찰되지 않았는지를 설명할 수 있다.

극초기 ~ 초기 우주

이 당시에 우주 충돌이 있었다는 가설이 존재한다.

초기 우주

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

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The Quark Epoch

빅뱅 이후 10⁻¹² 초 에서 10⁻⁶ 초 사이

쿼크 시대는 빅뱅 이후 약 10⁻¹² 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 10⁻⁶ 초 정도 되었을 때, 입자 상호작용의 평균 에너지가 강입자의 결합 에너지 이하로 떨어졌을 때 끝났다.

중입자 생성

Baryogenesis

아마 10⁻¹¹ 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 중입자를 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

The Hadron Epoch

빅뱅 이후 10⁻⁶ 초 에서 1 초 사이

우주를 구성하는 쿼크-글루온 플라즈마는 양성자와 중성자와 같은 중입자 및 강입자가 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)

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 10⁻¹⁰배 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

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 δρ/ρ ~ 0.1(10%)의 밀도 대조(우주 밀도의 지역적 변화)를 필요로 하는데, 여기서 ρ는 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(~2×10³³g)보다 훨씬 낮을 수 있다. 스티븐 호킹은 1971년 원시 블랙홀의 질량이 10⁻⁵g까지 낮을 수 있다고 계산했다.

그러나 그들은 어떤 크기라도 가질 수 있기 때문에 클 수 있고, 은하의 형성에 기여했을 수도 있다.

렙톤의 시대

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

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.

가벼운 원소의 핵합성

이 문서는 각종 매체에서 흔하게 찾아볼 수 있는 유명한 얼굴마담에 대해 다루고 있습니다. 이 문서는 해당 영화 또는 애니메이션을 보거나, 소설이나 만화책을 읽거나, 게임을 플레이하지 않아도 허벌나게 많이 보여서 일반인들도 잘 알고 있는 얼굴 마담에 대해 다룹니다. 투명드래곤은 보이지 않으니 모두의 얼굴마담이겠네.

ㄴ 고딩들 한정.

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 핵융합을 일으켜 수소를 넘어 몇 개의 가벼운 원소의 핵이 생겨났다.

양성자의 약 25%와 모든 중성자가 융합하여 수소 동위원소인 중수소를 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 10⁻¹⁰일 것이다.

다음으로 가장 많이 생산되는 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소 및 산소("CNO")이지만, 이들은 질량의 10¹⁵에서 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

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 모델에 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

그냥 1이니까 한 번만 쓰자. 이 문서는 숫자 1에 대해 다룹니다. 지나친 드립은 노잼이 되니 1번만 칩시다. 어? 왜 1번만 쳐져요? 허튼 수작 부리지 말고 대한민국에 안전사고가 없는 그날까지 위기탈출 넘버원! Taiwan No.1

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 우주 마이크로파 배경(CMB)

Recombination, Photon Decoupling, and the Cosmic Microwave Background (CMB)

빅뱅 이후 약 37만(=370,000)년 후, 재결합과 광자 비동조화라는 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 전자와 양성자와 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 광자가 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.

암흑 시대와 대규모 구조물의 출현

The Dark Ages and Large Scale Structure Emergence

빅뱅 이후 37만 년 에서 10억 년

암흑 시대

주의. 이 문서에서 다루는 대상은 매우 Deep♂Dark 합니다. 이 문서에서 다루는 대상은 너무나도 어두워서 다 읽기 위해선 플래시와 태양권이 필요합니다. 행운을 빕니다.

Dark Age

재결합과 비동조화 후 우주는 투명하고 빛이 먼 거리를 이동할 수 있을 정도로 차가워졌지만 별이나 은하 같은 빛을 내는 구조물은 없었다.

별과 은하는 중력의 작용으로 인해 기체의 밀집 지역이 형성될 때 형성되며, 이것은 기체의 거의 균일 밀도 내에서 그리고 필요한 규모에서 오랜 시간이 걸리기 때문에 재결합 후 아마도 수억 년 동안 항성이 존재하지 않았던 것으로 추정된다.

암흑 시대로 알려진 이 시기는 빅뱅 이후 약 37만 년 후에 시작되었다. 그 동안 우주의 온도는 약 4000K에서 약 60K(3727°C에서 약 −213 °C)로 냉각되었고, 광자의 근원은 단 두 가지에 불과했다.

모집단 III 항성으로 알려진 제1 세대 별은 빅뱅 이후 몇 억 년 안에 형성되었다.

지속 가능한 시대 (추정)

Speculative "Habitable Epoch"

빅뱅 이후 10 ~ 1700만 년 후

우주가 지구 수준의 평균 온도로 따뜻했던 시절.

약 660만 년 동안, 빅뱅 이후(적색편이 137–100) 약 1000만년에서 1700만 년 사이, 배경 온도는 273–373 K(0–100 °C)였으며, 이는 액체 물과 일반적인 생물 화학 반응과 호환되는 온도라고 한다.

아브라함 레브(2014년)는 원시 생명체가 원칙적으로 이 기회에 나타났을 수도 있다고 추측했는데, 그는 이를 "초기 우주의 생존 가능한 시대"라고 불렀다고 한다.

레브는 탄소를 기반으로 한 생명체가 초신성 안에서 탄소를 방출하는 적어도 하나의 거대한 별을 생성하기에 충분할 만큼 밀도가 높았던 초기 우주의 가설 포켓에서 진화했을 수도 있다고 주장한다.(이렇게 촘촘한 포켓이 존재했다면 극히 드물었을 거라고 함.)

또한 생명체는 단지 균일한 배경 복사보다는 열의 격차를 필요로 했을 것이고 자연적으로 발생하는 열 에너지에 의해 제공될 수 있다.

그러한 생명체는 원시적인 상태로 남아 있었을 것이다. 가상의 바다가 거주 가능한 시기의 끝에 얼기 전에 지능적인 생명체가 진화할 충분한 시간을 가졌을 가능성은 거의 없었다.

극초기의 구조와 항성의 형성

Earliest Structures and Stars Emerge

빅뱅 이후 약 1억 5천 만 년에서 10억 년

우주의 물질은 약 84.5%의 차가운 암흑 물질과 15.5%의 "보통" 물질이다. 물질이 지배하는 시대가 시작된 이래 암흑 물질은 중력의 영향 아래 점차적으로 크게 퍼져나가고 있다.

이러한 암흑 물질의 농도 때문에 일반 물질은 그렇지 않은 경우보다 더 빨리 모입니다. 또한 광자가 분리될 때 물질의 분포에 삽입된 초기 BAO(Barynon Acoustic Oscillations)로 인해 일정한 거리에서 약간 더 밀도가 높다고 한다.

암흑 물질과 달리, 보통 물질은 많은 경로에 의해 에너지를 잃을 수 있는데, 이게 무너질 때, 이렇게 되지 않으면 그걸 분리시킬 수 있는 에너지를 잃을 수 있고, 더 빨리, 더 밀도 높은 형태로 붕괴될 수 있다는 것을 의미한다고 한다.

보통 물질은 암흑 물질이 더 밀집되어 있는 곳에 모이고, 그런 곳에서는 주로 수소 가스의 구름으로 붕괴된다.

최초의 별과 은하는 이 구름에서 형성되며 수많은 은하가 형성된 곳에서 은하단과 초은하단이 여기서 태어난다.

별들이 거의 없는 큰 공극은 그들 사이에 발달할 것이고, 암흑 물질이 흔하지 않은 곳을 표시하게 될 거라고 한다.

아시다시피 최초의 별이 이시기에 태어났다. 그 후 숨풍숨풍 생성되거나 이들의 죽음 및 충돌로 인한 존나 큰 블랙홀의 등장으로 인해 우주 공간에 또다른 변화가 일어나게 된다.

최초의 별, 은하, 초거대 블랙홀, 퀘이사의 정확한 타이밍과 재전리라고 알려진 기간의 시작과 끝의 타이밍과 진행은 여전히 활발하게 연구되고 있으며, 새로운 발견들이 주기적으로 발표되고 있다.

2019년 당시 가장 일찍 확인된 은하는 GN-z11라고 한다. 빅뱅 후 3억 8천만 ~ 4억 년에 태어난 놈인 듯.

재전리

Reionization

최초의 별, 왜소 은하, 퀘이사가 점차 형성되면서, 그들이 방출하는 강렬한 방사선은 주변 우주의 많은 부분을 재전리한다.

중성 수소 원자를 재결합과 비동조화 이후 처음으로 자유 전자와 양성자의 플라즈마로 다시 분할하게 된다.

재전리는 퀘이사의 관측치로부터 증명된다. 퀘이사는 활성 은하의 한 형태이며, 우주에서 관측되는 가장 발광성이 높은 물체이다.

중성 수소에 있는 전자는 광자를 흡수하는 특정한 패턴을 가지고 있는데, 전자 에너지 수준과 관련이 있고 라이만 계열이라고 불린다. 이온화 수소는 이런 종류의 전자 에너지 수준을 가지고 있지 않는다.

따라서, 이온화된 수소와 중성 수소를 통해 이동하는 빛은 서로 다른 흡수선을 보여준다. 게다가, 그 빛은 우리에게 도달하기 위해 수십억 년을 여행할 거라고 한다.

그래서 중성 수소에 의한 모든 흡수는 이게 언제 일어났는지를 나타내는 하나의 특정한 양이 아닌 다양한 양에 의해 적색 편이 될 거라고 한다. 이러한 특징들은 과거 여러 시기에 이온화 상태를 연구할 수 있게 해준다.

은하, 은하단 그리고 초은하단

Galaxies, Clusters and Superclusters

물질은 중력의 영향을 받아 계속 함께 모여 은하계를 형성한다. 이 시기의 별들, 일명 '모집단 II 별'로 알려진 별들은 이 과정에서 초기에 형성되며, 더 최근의 '모집단 I'별들은 나중에 형성된다.

중력으로 인한 인력은 또한 은하계를 점차 서로를 향해 끌어당겨 집단, 성단, 초은하단을 형성하게 된다.

허블 울트라 딥 필드 관측 결과 8억년(130억년 전)에 다수의 작은 은하들이 합쳐져 더 큰 은하들을 형성하고 있는 것이 확인되었다. (이 나이 추정치는 현재 약간 과장된 것으로 생각된다.)

현재의 우주

The Present Universe

빅뱅 이후 98억 년이 지난 후...

암흑 에너지의 지배 시대

Dark Energy Dominated Era

약 98억 년의 우주 시간으로부터, 우주의 대규모 행동은 역사상 세 번째로 점차적으로 변했다고 여겨진다.

이 행동은 원래 처음 47,000년 동안 방사선(광자, 중성미자와 같은 상대론적 성분)에 의해 지배되어 왔으며, 약 37만 년의 우주 시간 이후 그 행동은 물질에 의해 지배되어 왔다.

물질이 지배하는 시대에는 중력이 초기 외부 팽창에서 다시 결합되면서 우주의 팽창이 느려지기 시작했다. 그러나 약 98억 년의 우주 시간으로부터 관측에 의하면 우주의 팽창은 서서히 느려졌으나 이 때 점차적으로 다시 빨라지기 시작한다.

3세대 행성계의 역사

History of the Third Generation Planetary System

태양계의 역사

History of Solar System

기원전 약 50 ~ 46억 년 전 에서 기원후 2000년 까지

이전 세대의 이름 모를 존나 큰 항성이 핵을 깨부숴먹을 정도로 초신성 폭발을 하자 대량의 먼지와 가스, 암석질의 잔해들이 잔뜩 남았다. 이로 인해 생긴 철 이상의 무거운 원소들은 덤.

시간이 지나자 이 잔해들이 중력 붕괴로 인해 다시 하나로 뭉치기 시작했고 나머지 떨거지들은 이 중심 주위를 돌기 시작했다. 그리고 그 중심에 원시 태양이 탄생했다.

그러나 그 주변은 작은 우주선 하나 디딜틈 없이 좁아터져서 서로 충돌하기 시작했다. 소행성과 소행성 끼리의 충돌은 기본이고 소행성과 잔해 및 가루, 우주 미세먼지와의 충돌, 소행성과 혜성의 맞다이 등 각양각색의 충돌이 일어났다.

대부분은 충돌 후 모조리 박살났지만 몇몇은 점점 덩어리가 져 커져가기 시작했다. 그리고 점점 구 형태의 모습을 갖춰가기 시작한다.

초기 태양계는 이름도 모를 각기다른 크기를 가진 왜행성들이 무진장 많았다. 그러나 이 들도 소행성 및 혜성 폭격을 맞고 있었고 너무 많은 나머지 자기네들 끼리 충돌했다.

이들 중 크기가 꽤 되는 머장 왜행성들은 훗날 수금지화목토천해가 된다. 그 외 나머지 왜행성들 중 몇몇은 행성 수준으로 성장하지만 머장 왜행성들의 재료가 되거나 위성이 된다.

현 수성 궤도에 있던 소행성들은 태양 속으로 빨려들어가거나 다른 곳으로 튕겨나가거나 원시 수성과 충돌을 했다. 이 덕에 핵이 커졌지만 맨틀 대부분이 태양과 금성, 지구, 목성에게 뜯겨서 그런지 수성의 크기가 작다.

금성은 그 수성 궤도에서 나온 것들을 좋다고 받아쳐먹고 지구랑 크기가 엇 비슷해졌다.

지구의 경우 아시다시피 행성 테이아랑 충돌해 크기도 커지고 자전 속도도 빨라졌으며 달이라는 위성을 가지게 되었다. 이 후 지구사를 자세히 알고 싶으면 지구의 역사 문서로 가라.

화성은 다른 애들에게 크기를 키울 소행성들을 빼앗겨서 크기가 지구 보다 작다. 수성보다는 크지만.... 다만 남은 소행성들은 화성의 위성이 되거나 화성에 꼴아박거나 저 멀리 가버렸다.

그러나 대빵 원시 목성은 지구보다 더 커서 지 궤도 뿐만 아니라 다른 궤도에서 온 애들까지 먹어치워 크기를 키웠고 그 결과 대기가 두꺼워지기 시작했다.

이는 다른 원시 가스 행성들도 마찬가지만 대부분 목성이 지 항성 되겠다고 먹어치워 크기를 제대로 못 키웠다. 정작 결과는 시궁창.

남은 떨거지들은 서로 충돌해 명왕성, 1 세레스와 같은 왜행성이 되거나 지구 접근 천체, 소행성대, 카이퍼대, 오르트 구름이 되었다.

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지구가 명왕 누대를 끝내고 선캄브리아대 시생 누대에 접어들 무렵(약 39 ~ 38억 년 전) 표면이 식은 금성과 화성에서도 생명체를 만들기 위해 노오오오오력을 하고 있었다.

그러나 시간이 지날수록 갓-지구를 따라잡을 수 없었다. 금성은 자기장의 약함 때문에 골머리를 앉고 있었는데 7억 년 전에 시베리아 트랩 이상 크기를 가진 슈퍼화산이 뜬금없이 콰콰쾅 터져 그 근처에 있던 원시 생명체들은 모조리 다 뒤졌다.

거기다가 태양풍으로 인해 생명체에게 중요한 대기들은 우주 저 멀리 날아거가나 근처에 지나가던 지구가 극미량이지만 낼름 먹었다.

그러자 남은 것은 황산과 같은 무거운 원소들로 이루어진 대기로 온실 효과가 시작되었고 결국 금성 생명체들은 고등 생물로 진화하지도 못한 채 전부 멸종했다. 그리고 높은 기온으로 인해 변성이 일어나기 시작했다.

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화성의 경우 크기가 지구와 금성보다 작고 수성보다 큰 어중간한 크기에 위성도 좆만한데다가 자체 질량도 적어서 열도 제대로 안나지만 플루토늄-244가 열을 낸 덕에 어느정도 굴러갈 수 있었다.

근데 이것도 시간이 지나면서 제기능을 하지 못한다. 그러나 자기장은 건재했다. 40억 년 전 지름 1000km의 소행성이 화성에 꼴아박으면서 북반구의 지대가 남반구보다 평균 4.9km나 낮아졌지만 이 때 생긴 열 덕에 수명 연장을 할 수 있었다.

그러나 42억 년 전에 플루토늄-244가 죽어가고 우라늄과 포타슘-40이 지배적인 시대가 되자 화성 내부가 불안정해지고 열의 생산은 더욱 약화되었다.

39억 년 전 ~ 35억 년 전이 되자 자기장을 잃어가기 시작했다. 그러자 태양풍에 대기가 쓸려나가기 시작했다. 소행성이 충돌한 지역에는 존나 큰 쓰나미가 몰려오고 지질 활동이 병신이 된 탓이 대지진이 터져 또 큰 쓰나미가 육지를 후려팼다.

대기가 우주로 달아난 탓에 화성은 건조해지기 시작했고 35억 년 전부터 32억 년 전까지 건조화성 시대가 시작된다. 표면 온도는 영하 50도로 내려가고 대기압도 약해졌다. 액체의 물이 표면에 존재하지 못하고 얼음으로 변해 모래에 파묻혔다.

물이 어쩌다 증발해 구름을 형성해도 태양풍이 몽땅 다 날려버리니 원....

32억 년 전 ~ 18억 년 전에는 그동안 쌓인 열로 인해 금성 마냥 지질 활동이 존나 일어나 용암 지대와 올림푸스 화산이 생겨났고 이 화산은 성장을 거듭해 22억 년 전에는 높이 35km를 기록했다. 지금은 침식으로 인해 이 때 보다는 작다.

이 것을 화성의 마지막 발악이라고 하며 이걸 마지막으로 화성은 완전히 죽어가기 시작했다. 소규모 화산 활동 및 단층 활동만 일어나고 자기장은 존나게 약해졌으며 결국 돌덩이 모래 사막 꼬라지가 되버렸다.

그리고 화성에 있던 원시 미생물들은 대부분 뒤졌지만 그 기간 사이 진화를 거듭해 생명력이 높거나 지하로 기어들어간 애들은 포자 형태든 각기 다른 형태로 동면에 들어갔다. 다시 깨어날 기회를 잡으며...

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밀레니엄 구분
기원전 4천년기 이전 기원전 3천년기 - 기원전 2천년기 - 기원전 1천년기 제1천년기 - 제2천년기 - 제3천년기 - 제4천년기 이후
세기 목록
21세기 - 22세기 - 23세기 - 24세기 - 25세기 26세기 - 27세기 - 28세기 - 29세기 - 30세기

이후 헬지구의 좆간사를 우주의 역사에 포함시키기에는 너무 미개해서 여백이 부족해 여기 적지 않는다.

이 문단은 다음 대상의 근황을 서술합니다. 이 문단은 다음 대상의 근황을 설명합니다. 물론 그 근황은 좋을 수도 있고 안 좋을 수도 있습니다. 만약 지금 보고 있는 내용보다 더 최신의 소식을 알고 계신다면 문서에 서술해 주시기 바랍니다. 그런데 디시위키가 섭종하는 바람에 이 틀은 영원히 승리 출소 짤로 고정될 예정입니다.

이제 외계에서 소행성과 혜성이 날아오고 있다는 소식이 들려온다.

관측 기술이 높아져서 오오 한거지 오래전에도 알게모르게 날아들어왔다 갔을지도 모른다.

현재 지구의 근황

이 문서가 설명하는 것은 지금 이 순간에도 일어나고 있습니다. 이 문서가 설명하는 것은 지금 너가 이 문서를 보고 있는 이 순간에도 일어나고 있습니다. 이를테면 미국이 주도하는 질서라든지, 쌍생성과 쌍소멸이라든지... 하여튼 주위를 둘러보시기 바랍니다.

The Present/Current State Of The Earth

2024년 기준으로 2010년대 부터 수면 위로 떠오른 별별 이상한 놈들이 사회, 문화를 어지럽히고 있다. 특히 꼴페미와 PC충이 그러하다.

종교의 경우 극단주의자들이 빼애액 하고 있으며 치안이 안좋은 동네는 대놓고 범죄를 저지르고 치안이 좀 좋다 싶으면 법을 악용하거나 암수범죄를 저지르고 있다.

사이비 종교의 병신 짓은 덤이다. 미개하기 짝이 없다.

국제정세의 경우 짱깨국과 북한이라는 시한폭탄이 존재한다.

20세기 초중반 항생제의 등장으로 병원성 세균이 퇴물화 되자 바이러스의 시대가 찾아왔다. 1918년 독감 대유행, 사스, 신종플루, 우한 코로나가 이를 증명해준다.

바이러스들은 언제든지 인간을 어떻게든 최대한 많이 조지거나 만성 불치병으로 만들려고 오늘도 그 기회를 노리고 있다.

지구 근접 소행성의 경우 언제든지 지구랑 꼴아박기 위해 호시탐탐 기회를 노리고 있다.

다른 3세대 행성계의 역사

주의! 이 글이 다루는 대상은 존나 미스터리합니다. 씨ㅡ발 뭐가 뭔지 몰?루겟소요. 무섭습니다. ㅠㅠ

본 문서는 향후에 일어날지도 모르는 미래를 담고 있습니다. 이 문서의 내용은 디시 친구들이 미래에서 흘러들어온 전파를 수신하여 사실에 가깝게 적었습니다. 하지만 전파의 상태가 워낙 나빠 실현될지 안 될지는 모르겠습니다.

이 문서가 설명하는 것은 먼 미래의 이야기입니다. 그러니 지금은 신경쓰지 않아도 됩니다. 상상으로만 하세요. 하지만 그때쯤이면 디시위키가 없어진지는 한참이겠지만요.

History of Other Third Generation Planetary Systems

외계인을 만나보거나 그 행성계에 직접 가봐야 자세히 알 듯.

이 문단은 다음 대상의 근황을 서술합니다. 이 문단은 다음 대상의 근황을 설명합니다. 물론 그 근황은 좋을 수도 있고 안 좋을 수도 있습니다. 만약 지금 보고 있는 내용보다 더 최신의 소식을 알고 계신다면 문서에 서술해 주시기 바랍니다. 그런데 디시위키가 섭종하는 바람에 이 틀은 영원히 승리 출소 짤로 고정될 예정입니다.

이건 진짜 외계인을 만나봐야 알 듯.

우주의 미래

근미래

태양계

지금이랑 별 다를 바 없다. 차이점이라면 지금보다 우주가 약간 더 커졌다는 것...?

인류 문명의 경우 시간이 지날 수록 기술이 지금보다 더욱 발전되어서 우주 진출을 존나하고 성간 여행을 할 것이다. 판데믹이나 핵전쟁 같은 거만 없다면 말이다.

우주적인 기준으로 근미래는 21세기 중반 부터 26세기 까지로 봐야 한다.

다른 행성계

주의! 이 글이 다루는 대상은 존나 미스터리합니다. 씨ㅡ발 뭐가 뭔지 몰?루겟소요. 무섭습니다. ㅠㅠ

약간 먼 미래

27세기 ~ 50세기 까지의 기간.

먼미래

이 문서가 설명하는 것은 먼 미래의 이야기입니다. 그러니 지금은 신경쓰지 않아도 됩니다. 상상으로만 하세요. 하지만 그때쯤이면 디시위키가 없어진지는 한참이겠지만요.

51세기 ~ 500세기 까지의 기간.

더 먼 미래

501세기 에서 1500세기 까지의 기간.

더욱 더 먼 미래

1501세기 에서 2500세기 까지의 기간.

멀고도 먼 미래

4444세기 4월 4일 오전 4시 44분 44초 이전의 시간대.

우주 최후의 날

주의! 이 문서는 암흑에 잠식되었습니다. 어둠이 빛을 집어삼켜 버렸습니다. 아무것도 보이지 않습니다. 이제 더 이상 미래 따위는 없습니다....

4444세기 이후.., 우주 멸망 문서 참조.

참조 읶키

영문 위백의 비중이 많다. 한국어 위백은 아시다시피 속 빈 강정이다.

위백 우주의 역사 문서

영문 위백 우주의 역사 문서