- 우주 나이 빅뱅 ~ 10-43초 : 플랑크 시간(Planck time)
- 하이젠베르크의 불확정성 원리에 따라 계산된 물리학이 정의할 수 있는 최소의 시간단위. 플랑크 시간보다 짧은 시간에 대해서는 어떠한 설명도 할 수 없다.
- 플랑크 시간이란 플랑크 단위로 알려진 시간 단위로, 광자가 빛의 속도로 플랑크 길이를 지나간 시간을 말한다. 물리적으로 의미가 있는 측정할 수 있는 최소의 시간단위이다.
- 이 시기의 우주는 약 10-33 cm정도의 크기였다.
- 우주 나이 10-43 ~ 10-35초 : 대통일 이론 시대(GUT era)
- 당시 우주의 온도 약10^27도. 원자핵도 존재할 수 없는 온도로, 빛과 입자의 원료들이 뒤섞인 형태의 에너지만이 존재한다. 물리학의 4가지 기본 힘인 중력, 전자기력, 약력, 강력 중에서 중력을 제외한 나머지 3가지 힘은 이 시기에 대통일력으로 통합되어 존재했을 것으로 추정하며, 이 시간을 대통일 이론 시대라고 부른다.
- 우주 나이 10-35 ~ 10-32초 : 급팽창(Inflation)
- 이 시기에 우주는 짧은 시간에 지름기준 1043배정도, 부피로는 10129 배의 엄청난 팽창을 겪는다(지수 함수적 팽창 조건의 경우). 이러한 급팽창은 우주의 에너지가 상태를 바꾸는 일종의 상전이현상(수증기가 물로 바뀌는 것처럼 물질의 성질이 바뀌는 현상)을 겪으며 강력이 대통일력에서 분리되며 시작되었을 것으로 추정된다.
- 우주 나이 10-32 ~ 10-4초 : 강입자의 시대(Hardron era)
- 쿼크로 구성된 최초의 강입자의 탄생. 위 쿼크와 아래 쿼크가 모여 양성자(up+up+down)와 중성자(down+down+up)가 탄생. (양성자=수소 원자핵)
- 우주의 온도는 100억도~1억도 정도까지 낮아진 상태로, 양성자간의 결합 작용, 즉 수소 핵융합 반응이 일어나는 환경이다. 그 결과로 전 우주에서 다량의 헬륨이 생성되었다.
- 우주 나이 3 분 ~ 38만 년 : 입자와 반입자의 쌍소멸, 입자만 남게 됨
- 우주 나이 38만 년 : 재결합(Recombination)
- 우주는 팽창하던 중 특정 온도(약3000도)까지 낮아지는 순간, 우주 전체에서 원자핵들이 자유전자와 결합하는 현상이 일어난다(재결합이라는 용어는 사실 적절한 단어가 아니다. 우주 역사상 최초의 핵-전자 결합이기 때문이다.).
- 그와 함께 단위 부피당 입자수는 절반으로 줄고, 입자들과의 충돌로 자유롭게 움직이지 못하고 있던 빛이 분리된다. 이 때 방출된 빛은, 우주 팽창에 역행하며 우주의 역사에 해당하는 시간동안을 움직여, 지구에 도달한다. 이 빛은 매우 큰 적색편이를 겪어 우리에게 미미한 에너지를 보이는 복사로 보인다. 이 때 방출된 전파는 지금도 텔레비전을 틀었을 때, 없는 채널일 경우 잡히는 화면에 노이즈 형태로 볼 수 있다고 한다. 이론적으로 예측된 이 빛을 우주배경복사라 불렀다.
- 최초의 별(first star)과 은하의 생성
- 당시 우주에 존재하던 원소들인 수소와 헬륨이 매우 많이 밀집된 곳에서 태양 질량의 수백 배에 이르는 무거운 별들이 탄생. 이 무거운 별들은 100만 년 정도의 짧은 수명이 지난 후 초신성 폭발과 비슷한 큰 폭발로 최후를 맞으며 자신이 핵융합을 통해 생성한 무거운 원소들을 우주에 뿌렸다.
- 우주 나이 38만 년 ~ 4억 년 : 암흑의 시대(Dark Era)
- 비슷한 시기에 생긴 별들이 비슷한 시기에 폭발로 우주에 에너지를 방출하자, 그 에너지가 재결합 때 이루어진 양성자와 전자의 결합을 분리시켰다. 이로 인해 수억 년간 별과 은하를 만들지 못하는 시기가 지속되었다.
빅 크런치(Big Crunch)는 물리우주론에서 우주의 시작인 빅뱅(Big Bang)과 반대로 온 우주가 블랙홀의 특이점과 같이 한 점으로 축소되면서 종말한다는 가설이다.
우주 전체의 질량이 우주가 팽창하는 에너지보다 클 경우, 우주는 그 자신이 가진 중력에 의해 일정수준까지 팽창한 뒤 수축하기 시작하게 될 것이다. 수축하는 우주는 결국 하나의 특이점으로 수렴하게 된다.
플랑크 길이보다 작게 수축한 우주에 대해 논하기 위해서는 일반 상대성 이론 이외에 양자역학적인 효과를 고려해야한다. 이와 관련된 이론을 양자 중력 이론이라고 하는데, 아직 양자 중력 이론은 구축되어있지 않기 때문에 빅 크런치가 일어날 경우 어떠한 현상이 일어나는가를 물리적으로 기술할 수 없다.
빅 크런치 이후 우주가 다시 팽창할지도 모른다고 추측하는 과학자도 있다. 뫼비우스의 우주?
가설 b. 대소멸(Big Rip): 현재로부터 200억 년 후
가설 c. 대결빙(Big Freeze): 1014 년부터 그 이후
- 축퇴 시대(1000조 년 ~ 1040년)
- 항성 형성 중단(1000조 년(=1014년)-
- 1000조 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(1015년)-
- 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(1019년 ~ 1020년)
- - 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(1020년)-
- 중력 복사로 인해 궤도 운동이 불가능해진다.
- 핵자의 붕괴 시작(1032년)-
- 대통일 이론에 따르면 양성자는 붕괴 한다는것으로 밝혀졌다. 양성자는 광자와 렙톤으로 붕괴하고 홀로 남은 중성자는 불안정하기 때문에 몇 분 내로 붕괴된다.
- 핵자 붕괴의 끝(1040년)-
- 이 시간이 되면 모든 핵자가 붕괴하게 되어 남는 것은 적은 양의 렙톤, 광자와 블랙홀뿐이다.
- 블랙홀 시대(1040년 ~ 10100년)-
- 1040년이 되면 블랙홀이 우주를 지배하게 된다. 블랙홀은 호킹 복사를 통해 질량이 작은 것부터 소멸하기 시작하고 10100년이 지나면 초질량 블랙홀마저도 소멸한다.
주 - 블랙홀의 증발
블랙홀의 온도가 외계보다 높은 경우 열복사를 하며 질량을 잃어 증발하게 된다. 이것을 호킹 복사라고 하는데, 현재의 우주 온도인 2.7K에서는 달 질량 정도의 작은 블랙홀만 증발하게 된다. 하지만 우주가 팽창하여 우주의 온도가 60n(나노)K까지 내려갈 경우, 질량이 항성 정도인 블랙홀도 증발한다. 온도가 10-19K까지 내려갈 경우 질량이 은하 규모인 블랙홀도 증발하기 시작한다. 은하 규모의 거대한 블랙홀이 증발하기 시작하기 위해서는 우주의 크기가 지금의 1019배 정도가 되어야하며, 거기까지 걸리는 시간은 약 7300억년 정도로 추정된다.
블랙홀이 증발하기 시작하더라도, 블랙홀이 완전히 증발하기까지는 오랜 시간이 걸린다. 질량이 태양 정도인 블랙홀의 증발시간은 약 1067년이다. 증발에 걸리는 시간은 블랙홀의 질량의 3제곱에 비례하기 때문에, 은하 규모의 블랙홀이 완전히 증발하기까지는 약 10100년이 소요된다.
- 암흑 시대(10100년 ~ 영원히)-
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