우주의 대폭발과 연대기에 대하여

우주의 대폭발

초기에는 우주흑의 사료가 크게 변화하여 암물질의 힘이 작용하는 현상이 발생했습니다. 중력에 의해 영향을 받는 저소득층은 일반 물질은 궁극적으로 에너지 소비의 감수가 가장 높은 별과 은폐되고 싶어지고 가장 높은 곳에서 감소하는 공동으로 큰 가스구름을 형성합니다. 빅뱅 이후 약 1억~3억 년 후에 최초의 별을 소수 III 별이라고 합니다. 아마도 매우 큰, 광택이 나고, 비금속이고, 생활이 짧았을 것입니다. 2억~5억~10억 년에 관한 우주 약가는 재이온화되는 원인이자 항성 핵합성을 통해 헬륨보다 즐거웠던 우주에 남는 이유가 있었습니다. 우주는 또한 암흑 에너지라고 상당한 힘에 의존하고 있습니다. (아마도 벡터장), 그 고무는 시간이 지나도 베어링입니다. 98억 년이 약하다는 후, 우주는 암흑에너지보다 물질의 본체가 더 낮을 만큼 크기로 성장했고, 현재 암흑에너지가 지배하는 시대의 시작을 의미합니다. 이 시기에는 암흑에너지로 인해 우주의 증가가 증가하고 있습니다.

 

우주가 성장함에 따라 저항하는 것과 관련된 에너지의 양은 물질의 양보다 더 현실적입니다. 그 이유는 광의 에너지가 길이가 합쳐질 수 있도록 하기 때문입니다. 47,000년 전, 물질의 에너지 양이 광자와 중성미의 에너지 양보다 커졌기 때문에, 때문에 우주의 속성이 물질에 의해 지배적으로 더 많았습니다. 유명 인사 시대의 스타와 알렉산더의 스타를 상징합니다.

우주의 대폭발과 연대기

우주의 빅뱅

핵합성이 끝난 후 우주는 광자시대라고 불리는 시대에 들어섰습니다. 이 기간 동안 우주는 물질이 중성 원자를 형성하기에는 여전히 너무 뜨거웠기 때문에 음전하를 띤 전자, 중성 중성미자, 양전하를 띤 핵으로 구성된 뜨겁고 밀도가 높으며 안개가 자욱한 플라스마를 포함하고 있었습니다. 약 377,000년 후, 우주는 전자와 핵이 최초의 안정된 원자를 형성할 만큼 충분히 냉각되었습니다. 역사적인 이유로 이를 재결합이라고 부르는데, 실제로 전자와 핵이 처음으로 결합합니다. 플라스마와 달리 중성 원자는 다양한 파장의 빛에 투명하여 처음으로 우주를 투명하게 만듭니다.

 

이러한 원자가 형성되었을 때("분리") 방출된 광자는 오늘날에도 여전히 볼 수 있으며, 우주 마이크로파 배경(CMB)을 형성합니다. 우주가 존재한 지 1초도 안 되어 네 가지 기본 힘이 분리되었습니다. 우주가 상상할 수 없을 정도로 뜨거운 상태에서 계속 냉각됨에 따라 쿼크 시대, 하드론 시대, 렙톤 시대로 알려진 다양한 유형의 아원자 입자가 짧은 기간에 걸쳐 형성될 수 있습니다. 전체적으로 이 시대는 빅뱅 이후 10초 미만에 해당됩니다. 이러한 기본 입자는 안정적인 양성자와 중성자를 포함한 더 큰 조합으로 안정적으로 결합되어 핵융합을 통해 더 복잡한 원자핵을 형성합니다. 빅뱅 핵합성으로 알려진 이 과정은 약 17분 정도만 지속되었고 빅뱅 이후 약 20분 후에 끝났기 때문에 가장 빠르고 간단한 반응만 일어났다. 질량 기준으로 우주에 있는 양성자와 모든 중성자의 약 25%가 헬륨으로 변환되었으며, 소량의 중수소(수소의 한 형태)와 미량의 리튬도 함께 변환되었습니다. 다른 모든 원소는 매우 적은 양으로 형성됩니다. 나머지 75%의 양성자는 영향을 받지 않으며 수소 핵입니다.

연대기에 대하여

초기 열 밀도 상태는 플랑크 주기로 알려져 있으며, 이 짧은 주기는 지점 0에서 시작하여 약 10~43초의 플랑크 시간 단위로 구성됩니다. 모든 종류의 물질과 모든 종류의 에너지는 밀도가 높은 상태로 집중되어 있고, 중력(현재 알려진 네 가지 힘 중 가장 약한 힘)은 다른 기본 힘만큼 강력하며, 모든 힘은 통일되어 있다고 믿어집니다. 이러한 초기 시대를 지배했던 물리학(플랑크 시대의 양자 중력 포함)이 아직 이해되지 않았기 때문에 영국 시대 이전에 어떤 일이 일어났는지 알 수 없습니다. 플랑크 시대 이후 우주는 현재 크기로 팽창했으며, 처음 10~32초 내에 발생한 것으로 추정되는 매우 짧지만 강렬한 우주 팽창 기간이 동반되었습니다. 이것은 오늘날 우리가 보는 것과는 다른 종류의 확장이었습니다. 공간 속의 물체는 물리적으로 움직이지 않지만, 공간을 정의하는 '거리 함수'가 변한다. 시공간의 물체는 빛의 속도보다 빠르게 이동할 수 없지만 이러한 제한은 시공을 지배하는 거리 함수 자체에는 적용되지 않습니다. 초기 급속 팽창은 왜 우주가 그렇게 평평해 보이는지, 왜 우주가 처음부터 빛이 이동할 수 있는 것보다 훨씬 더 크게 성장했는지 설명하기 위한 것입니다.

 

초기 열 밀도 상태를 플랑크 사이클이라고 하며, 지점 0에서 시작하고 약 10~43초의 플랑크 시간 단위로 구성된 짧은 사이클입니다. 모든 유형의 물질과 모든 유형의 에너지는 밀도가 높은 상태로 집중되어 있으며, 중력(현재 알려진 네 가지 힘 중 가장 약한 힘)은 다른 기본 힘만큼 강력하며 모든 힘은 통합된 것으로 간주됩니다. 우리는 영국 시대 이전에 무슨 일이 일어났는지 모릅니다. 왜냐하면 이 초기 시대를 지배했던 물리학(플랑크 시대의 양자 중력 포함)이 아직 이해되지 않았기 때문입니다. 플랑크 시대 이래로 우주는 현재의 크기로 팽창했으며, 처음 10~32초 내에 발생한 것으로 추정되는 매우 짧지만 강렬한 우주 팽창 기간이 동반되었습니다. 이것은 오늘날 우리가 보는 것과는 다른 유형의 확장이었습니다. 공간 속의 물체는 실제로 움직이지 않지만, 공간을 정의하는 '거리 함수'가 변한다. 시공간의 물체는 빛의 속도보다 빠르게 이동할 수 없지만 이러한 제한은 시공을 지배하는 거리 함수 자체에는 적용되지 않습니다. 초기 급속 팽창은 우주가 왜 그렇게 평평해 보이는지, 그리고 우주가 처음에는 빛이 이동할 수 있는 것보다 훨씬 더 커진 이유를 설명하기 위한 것이었습니다.