우주의 시작, 빅뱅(대폭발)에 대해서 (2/4)

 

 

특이점

일반 상대성이론을 사용해 시간을 거슬러 우주 팽창을 외삽하면 과거의 유한한 시간에 무한한 밀도와 온도가 산출됩니다.

중력 특이점으로 알려진 이 불규칙한 행동은 일반 상대성이론이 이 체제의 물리 법칙에 대한 적절한 설명이 아님을

나타내고 있습니다. 일반 상대성이론에 기초한 모형만으로는 소위 플랑크 시대가 끝나기 전-특이점을 향해

외삽할 수 없습니다. 이 원시 특이점은 때때로 "대폭발(빅뱅)"이라고 불리지만, 이 용어는 또한 우주의 더 일반적인

초기의 뜨겁고 조밀한 단계를 나타낼 수도 있습니다. 두 경우 모두, 하나의 사건으로서의 "대폭발"은

우리 우주의 "탄생"으로 구어체로 불리기도 하는데, 이는 우주가 물리 법칙이 다음과 같은 체제에 진입했음을

확인할 수 있는 역사적 시점을 나타내기 때문입니다. la형 초신성을 사용한 팽창 측정과 우주 마이크로파 배경의

온도 변동 측정에 기초했을 때, "우주의 나이"로 알려진-그 사건 이후 경과된 시간은 138억 년 정도입니다.

이 시기에 블랙홀을 형성하는 데 일반적으로 필요한 것보다 훨씬 더 밀도가 매우 높음에도 불구하고 우주는

다시 특이점으로 붕괴되지 않았습니다. 중력 붕괴를 설명하기 위해 일반적으로 사용되는 계산 및 한계는 일반적으로,

항성과 같이, 상대적으로 일정한 크기의 물체를 기반으로 하며 빅뱅과 같이 빠르게 팽창하는 우주에는 적용되지 않습니다.

초기 우주는 즉시 다수의 블랙홀로 붕괴되지 않았기 때문에 그 당시의 물질은 무시할 수 있는 밀도 기울기로 매우

고르게 분포되었음에 틀림없다고 보고 있습니다.

 

 

급팽창과 중입자 생성

대폭발(빅뱅)의 초기 단계는 이에 대한 천문학적 데이터가 없기 때문에 많은 추측의 대상이 됩니다. 가장 일반적인 모형에서

우주는 매우 높은 에너지 밀도와 거대한 온도와 압력으로 균질하고 등방성으로 채워졌으며 매우 빠르게 팽창하고

냉각되었습니다. 팽창 후 0초부터 10-43초까지의 기간인 플랑크 시대는 전자기력, 강한 핵력, 약한 핵력, 중력의

네 가지 기본력이 하나로 통합된 단계였습니다. 이 단계에서 우주의 특징적인 척도 길이는

플랑크 길이인 1.6 ×10-35m이었고, 결과적으로 섭씨 약 1032도의 온도를 가졌습니다.

심지어 입자라는 그 개념조차 이러한 조건에서는 무너지게 됩니다. 이 시기에 대한 적절한 이해는 양자 중력의 발전을

기다리고 있습니다. 플랑크 시대는 우주의 온도가 떨어지면서 중력이 다른 힘으로부터 분리되는 10-43초에서 시작하는

대통일 시대로 이어지게 됩니다. 팽창 후 약 10-37초에 상전이가 우주 급팽창을 일으켰고,

그동안 우주는 광속 불변성에 제약을 받지 않고 지수 함수적으로 성장했으며, 온도는 10만 배나 낮아졌습니다.

하이젠베르크의 불확정성 원리로 인해 발생한 미세한 양자 요동은 나중에 우주의 거대구조를 형성하는

씨앗으로 증폭되었습니다. 약 10-36초의 시간에 강한 핵력이 다른 힘과 분리되고 전자기력과 약한 핵력만

통합된 상태에서 약전자기 시대가 시작됩니다. 급팽창은 10-33초에서 10-32초대에 멈췄고, 우주의 부피는 적어도

1078배 증가했습니다. 재가열은 우주가 쿼크-글루온 플라즈마뿐만 아니라 다른 모든 기본 입자들을 생성하는데

필요한 온도를 얻을 때까지 일어났습니다. 입자의 무작위 운동이 상대론적 속도였을 정도로 온도가 아주 높았고,

모든 종류의 입자-반입자 쌍은 충돌로  지속적으로 생성 및 파괴되었습니다. 어느 시점에서 중입자 생성이라고 불리는

알려지지 않은 반응이 중입자수의 보존을 위반하여 쿼크와 렙톤이 반쿼크와 반렙톤보다 극히 적은-3000만 분의 일의 차수의

초과량으로 이끌었습니다. 이것이 현재 우주에서 물질이 반물질보다 우세한 결과를 초래했습니다.

 

 

냉각

우주는 계속해서 밀도가 감소하고 온도가 떨어졌고, 따라서 각 입자의 전형 에너지가 감소하고 있었습니다.

대칭을 깨는 상전이는 약 10의 -12승 초에 전자기력과 약한 핵력이 분리되면서 물리학의 기본 힘과 기본 입자의

매개변수를 현재 형태로 만들었습니다. 약 10의-11승 초 후에 입자 에너지가 입자 가속기에서 얻을 수 있는

값으로 떨어지기 때문에 좀 더 정확하게 측정할 수 있게 됩니다. 약 10의-6승 초 후에 쿼크와 글루온이

결합하여 양성자 및 중성자와 같은 중입자를 형성합니다. 반쿼크에 비해 작은 양의 쿼크 초과가 반중입자에

비해 작은 양의 중입자 초과를 초래했습니다. 온도는 이제 더 이상 새로운 양성자-반양성자 쌍을 생성할 만큼

충분히 높지 않았으므로 대량 쌍소멸이 즉시 뒤따랐고 원래 물질 입자는 10의 8승 분의 1만 남고 반입자는

하나도 남지 않았습니다. 비슷한 과정이 전자와 양전자에 대해 약 1초에서 일어났습니다. 이러한 쌍소멸 후에

나머지 양성자, 중성자 및 전자는 더 이상 상대론적으로 움직이지 않고 우주의 에너지 밀도는 광자에 의해

지배되었습니다. 팽창 몇 분 후, 온도가 약 10억 켈빈이고 우주의 물질 밀도가 현재 지구의 대기 밀도와 

비슷할 때 중성자는 양성자와 결합하여 우주의 중수소와 헬륨 핵을 형성하는 대폭발 핵삽성이라는

과정을 거쳤습니다. 대부분의 양성자는 결합되지 않은 상태로 수소 핵으로 남아 있었습니다.

우주가 냉각됨에 따라 물질의 정지 에너지 밀도는 광자 복사의 에너지 밀도를 중력적으로 

지배하게 되었습니다. 약 379,000년 후, 전자와 핵은 원자로 결합되어 복사를 방출할 수 있게 됩니다.

거의 방해받지 않고 우주를 통해 계속된 이 유물 복사는 우주 마이크로파 배경으로 알려져 있습니다.

 

 

우주 가속

Ia형 초신성과 CMB의 독립적인 일련의 증거는 오늘날 우주가, 분명히 모든 공간에 침투하고 있는, 암흑 에너지로 알려진

신비한 형태의 에너지에 의해 지배되고 있다는 것을 암시합니다. 관측에 따르면 오늘날 우주의 총 에너지 밀도의 73%가

이 형태로 되어 있습니다. 우주가 아주 어렸을 때 암흑 에너지가 주입되었을 가능성이 있지만, 공간이 적고 모든 것이

더 가까워서, 중력이 우세했고, 그래서 그것은 천천히 팽창을 제동하고 있었습니다. 그러나 결국, 수십억 년의 팽창 후에는

암흑 에너지의 밀도에 비해 물질의 밀도가 감소가 우주의 팽창을 천천히 가속하기 시작하게 하였습니다.

가장 단순한 공식의 암흑 에너지는 일반 상대성이론의 아인슈타인 방정식에서 우주상수 항의 형태를 취하지만,

그 구성과 메커니즘은 알려져 있지 않으며, 보다 일반적으로, 그것의 상태 방정식의 세부사항과 입자 물리학의

표준 모형과의 관계는 관찰을 통하여 그리고 이론적으로 계속 조사되고 있습니다.

급팽창 시대 이후의 이 모든 우주적 진화는 양자역학과 일반 상대성 이론의 독립적인 틀을 사용하는

우주론의 ΛCDM 모형에 의해 엄격하게 기술되고 모델링 될 수 있습니다. 약 10-15초 전에 상황을 설명하는

쉽게 테스트 가능한 모형은 없습니다. 우주 역사상 가장 초기의 이 시대를 이해하는 것은 현재

가장 큰 물리학의 미해결 문제 목록 중 하나입니다.