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염증 염증 질환
우울증과 염증은 밀접한 관련을 가진다. 예를 들어, 바이러스, 세균, 기생충 등의 감염원이 일으키는 염증반응이 우울증을 일으킬 가능성이 있다. 이러한 기전은 우울증의 원인을 설명하는 한가지 가설인 '병원체 숙주 방어 가설'(PATHOS-D)에서도 잘 드러난다. 염증성 사이토카인의 분비가 증가는 뇌가 우리 몸을 질병상태로 판단하도록 유도하고, 그 결과 우울한 감정 및 우울증이 발생할 수 있다. 몸이 아프면 생길 수 있는 병적인 증상들, 예를 들어 감기에 걸렸을 때 피곤하고 무기력하며 아픈 기분이 드는 것처럼 우울증도 똑같은 증상이 나타날 수 있다. 양극성장애를 겪는 환자에서 우울 삽화가 진행되면 염증성 사이토카인이 증가하고, 삽화가 종료됨에 따라 다시 감소하게 된다. 주요우울장애 환자에게 항우울제 투여와 함께 소염제나 항염증치료를 같이 진행한 경우 우울 증상을 유의하게 개선되었고, 항우울제에 대한 치료반응 역시 더 좋게 나타났다.
HIV에 감염된 사람들에게 단순한 면역기능의 저하뿐만 아니라 지속적인 염증과 비정상적인 면역기능 활성화가 관찰된다. 만성염증은 HIV 감염자에게 면역기능의 이상과 면역노화를 유도하여 노인성질병과 면역결핍의 조기발생을 일으킨다. 심지어 오랜 기간동안 항레트로바이러스요법을 통하여 잘 관리되고 있는 HIV 감염자의 경우에도 지속적인 저강도의 만성염증이 나타난다. 많은 학자들은 HIV 감염이 면역결핍과 함께 만성염증을 일으키는데 주목하고 있다. HIV 감염자의 만성염증은 AIDS 이외의 원인으로 HIV 감염자가 사망하는데 중요한 영향을 미친다.
염증성 근병증은 면역계가 불필요하게 근육을 공격하여, 근육의 염증이 일어나는 질환이다. 이러한 염증은 다양한 자가면역질환의 한 특징이기도 한데, 전신경화증, 다발성근염, 피부근염, 봉입체근염 등이 대표적이다.
백혈구는 염증의 진행과 전파에서 중요한 역할을 담당한다. 따라서 백혈구의 기능 손상은 염증의 방어 기능에 악영향을 미치며, 인체를 감염에 취약하도록 만든다. 기능이 손상된 백혈구는 부착수용체에 문제가 생겨 혈관벽을 빠져나갈 수 없거나(백혈구부착결핍증), 식작용에 문제가 생기거나(세디아크-히가시 증후군), 미생물 제거기능이 손상(만성 육아종병)되는 등의 유전질환에서 발견될 수 있다. 골수를 침범하는 다양한 질환들도 혈중 백혈구의 감소나 미성숙 백혈구 형성에 영향을 미친다.
염증 일상활동과 염증
열량이 높고 포화 지방산을 많이 포함한 식단은 염증성 반응의 증가와 연관된다. 과식과 체내 지방축적은 전신의 염증반응과 대사 증후군의 가능성을 높일 수 있다. 염증과 식습관의 관련성은 음식에 함유된 영양소 단위에서부터 각각의 식품, 식사 패턴까지 다양하게 연구되고 있다. 복합 탄수화물, 식이섬유, 다가불포화지방산, 비타민 C, 비타민 E 등이 염증을 감소시킬 수 있다는 보고가 있다. 낮은 포화지방과 높은 식이섬유를 특징으로 하는 지중해식 식단은 다양한 연구를 통하여 염증을 줄여주고 심혈관질환의 발생 가능성을 낮출 수 있다는 결과를 보였다. 지중해식 식단과 유사한 노르딕 다이어트 식사법 역시 항염증 효과가 있을 가능성이 제기되었다.
염증 일상활동과 염증
염증과 식습관 및 식사 패턴을 정량적으로 연결하려는 시도도 있다. 이러한 관점의 지표로는 식사염증지표와 건강식이지표(식생활평가지수) 등이 있다. 건강식이지표(HEI)는 미국 농무부에 의해 개발된 식사의 질 평가 도구로, 미국인을 위한 식사지침을 기준으로 식사 패턴을 평가한다. 이와 유사한 방식으로 한국인에 맞추어 식생활평가지수가 개발되었다. 식사염증지표는 항염증효과와 염증촉진효과를 동시에 평가하여 식단의 정량화된 염증 가능성을 추정하는 수단으로 쓰인다.
규칙적인 운동이 염증 반응의 감소에 도움이 될 수 있다. 이러한 염증의 개선은 운동의 강도와 지속 기간에 따라 달라질 수 있으며, 어떤 경우 운동과 염증 정도의 개선이 관련이 없다는 보고도 있다. 또한 건강한 일반인과 이미 만성질환 또는 대사성 질환을 앓고 있는 환자군의 운동에 대한 효과가 다를 수 있다. 연구 대상의 조건(나이, 성별, 기저질환), 체중 조절 여부, 운동의 정도 및 기간에 따라 상반되는 다양한 결과가 존재한다. 그럼에도 불구하고 생물학적, 의학적 기전에 따라 활동량의 증가와 운동이 염증 반응의 감소에 긍정적 영향을 끼친다는 의견이 지배적이다.
염증 일상활동과 염증
유산소운동을 한 결과 염증을 나타내는 표지자들의 농도가 감소함을 보여준 메타분석 결과가 있다. 만성 염증성 질환을 가진 사람들을 대상으로, 운동을 일회성으로 하고난 후에는 체내 염증을 나타내는 염증 수치들이 나빠졌지만, 장기간(8–12주)의 운동을 지속하는 경우 염증 수치들이 개선되는 것을 확인하였다. 가벼운 운동을 한 경우에는 염증 관련 수치가 감소하였으나, 중등도 이상의 운동을 하였을 때는 이러한 효과가 적게 나타났다. 특히 강도가 아주 높은 운동은 인체를 감염에 취약한 상태로 만들고, 급성 염증을 유발할 수도 있다. 예를 들어, 마라톤은 전염증성 사이토카인으로 분류되는 IL-6의 수치를 단기간에 상승시킬 수 있다. 그러나 중등도 이상의 운동이 더 효과가 있다는 연구 결과도 존재한다. 일반인과 운동선수의 기본적인 면역 기능에는 큰 차이가 없는 것으로 보인다.
운동을 통해서 지방세포를 줄이고, 면역세포(단핵구)를 늘릴 수 있으며, 활성산소에 대한 항산화작용과 항염증 사이토카인의 분비를 늘릴 수 있다. 또한 그렐린을 감소시키고 아디포넥틴을 증가시켜서 식욕을 조절하고, 뼈의 강도를 높여주며, 인슐린 저항성과 대사증후군에 긍정적인 영향을 미칠 수 있다.
염증 일상활동과 염증
식사 등으로 섭취하는 열량의 감소나 꾸준한 신체활동의 증가처럼 장기적인 행동의 변화가 염증을 반영하는 마커들의 수치를 개선할 수 있다. 현재까지 진행된 여러 연구에서도 입증되었듯이, 적절한 운동은 만성염증 상태의 개선에 도움이 되며, 비활동적인 생활은 염증질환의 발생과 악화에 영향을 미친다. 지나치게 과도한 운동의 경우 염증반응을 악화시킬 수 있지만, 운동을 시행하는 대부분의 일반인에게는 거의 도달할 수 없는 수준이다.
염증반응과 근육 성장은 관계가 있는 것으로 알려져 있다. 운동 및 근수축으로 인한 근육의 손상과 뒤따르는 국소적 염증반응은 근육의 성장에 필요하다. 근수축에 반응하여 근육에 급성 염증반응이 일어나 손상을 입은 근육조직이 제거, 분해된다.
신장성 운동과 단축성 운동, 등척성 운동을 시행한 후 근육의 염증이 일어날 수 있다. 특히 근육의 길이가 늘어나는 신장성 운동을 하고 난 이후 근육 조직에 염증이 주로 일어난다. 신장성 운동에 의한 운동유발성 근육 손상이 일어나고 복구되는 과정동안 염증 반응이 중요한 역할을 차지한다.
염증 일상활동과 염증
신장성 운동을 마친 후 24–48시간에 거쳐 근육통이 유발된다. 이러한 근육통을 지연성 근육통이라 부르며, 근육의 근섬유와 Z선에 대한 구조적인 손상이 그 원인으로 꼽힌다. Z선은 액틴과 마이오신 필라멘트가 붙어있는 부위로, 근섬유가 수축할 때 구조적인 지지대 역할을 한다. 그러나 근섬유에 과도한 부하가 걸리는 경우 Z선이 지지대 역할을 제대로 하지 못하고 움직이며 무너지는 현상이 발생한다. 이에 따라 평행하게 배열되어 있던 액틴과 마이오신 필라멘트의 배열이 흐트러지게 된다. 이러한 근섬유의 분열은 백혈구를 자극하여 근육통을 유발하고, 염증반응을 일으키게 한다. 혈액의 크레아틴 키나아제와 미오글로빈 농도가 상승하고, 근섬유의 손상으로 인해 정상 근육과는 다른 구조가 관찰된다. 손상 후 2일이 지난 후부터 서서히 근섬유가 재생되기 시작한다. 염증 반응의 결과로 생긴 물질들(히스타민, K+, 키닌류 등)은 근육의 자유신경말단을 자극한다.
염증 일상활동과 염증
운동유발성 근육 손상이 일어난 후 근육 조직에 백혈구가 동원되고, 다양한 사이토카인 및 마이오카인이 분비된다. IL-1β, IL-8, TNF-α, IL-6 등의 전염증성 사이토카인이 분비된다. 이러한 사이토카인들은 흔히 손상 후 5–7일 정도까지 분비될 수 있다. 염증이 생긴 근육에는 위성세포에 의해 근육의 성장과 손상 복구가 일어난다. 위성세포는 운동 등으로 인해 근육이 손상되면 활성화되고, 근육이 부하에 적응을 하거나 회복을 거쳐 더 강해지는데 중요한 역할을 하게 된다. 위성세포는 손상된 근섬유를 보수하기 위해 스스로 분열하고 다시 늘어나는 특성을 가진다. 구체적으로, 위성세포는 근핵을 새로 만들고 손상된 근섬유를 보수하며 단백질을 합성하는 과정을 통해 근육을 재생시키고 근비대를 유도한다. IL-6의 증가와 IL-6 수용체의 발현이 이 과정에 기여한다. 엘리트 파워리프팅 선수의 경우 일반인에 비해 근육의 위성세포 수가 2배까지 늘어날 수 있다고 한다.
근육에 대한 부하 운동 이후에는 근육의 성장과 분화를 억제하는 신호물질인 마이오스타틴이 감소하게 된다. 동시에 근육세포에서 근육의 수축에 반응하여 마이오카인의 분비량이 증가한다.
염증 일상활동과 염증
과도한 염증상태나 만성염증은 근육 성장에 필요한 동화작용을 방해한다. 만성염증은 노화에 따른 근육량의 감소에 일정 부분 기여하는 것으로 알려져 있다. 만성염증 상태에서 TNF-α가 증가하면서 IGF1-Akt/PKB 신호전달경로나 mTOR 신호전달경로가 억제되고, 그 결과 근육의 이화작용, 즉 근육량의 감소가 발생할 수 있다. 다양한 사이토카인이 IGF1이 작용하는 것을 방해하여 동화작용 및 근육 합성을 방해할 수 있다. 패혈증과 같이 전신의 심각한 염증상태가 지속되는 경우, 류신의 근육 합성 작용과 근원섬유, 근육세포질 합성이 일어나지 않는 것이 관찰되었다.
국소부위의 급성염증은 근육의 성장에 필요한 반면, 저강도의 만성염증은 근육의 동화작용을 방해한다. 염증의 정도에 따라서 근육의 성장이 달라질 수 있다는 사실은 염증과 근육 성장이 신호 대 잡음비 모델을 따른다는 것을 시사한다. 영양학자 브래드 필론은 이러한 이론을 제안하면서 만성염증으로 인한 "잡음"을 최소로 유지하고, 국소부위의 급성염증을 적절한 상태로 조절한다면 근육 성장에 도움을 줄 수 있다고 설명하였다.
염증 염증 조절
염증복합체는 선천성 면역계의 일부로, 염증반응의 활성화에 관여하는 다단백질 올리고머이다. 이들은 미생물의 감염이나 조직 손상 등의 염증유발 환경에서 발현, 조립된다. 이러한 자극에 노출되어 형성된 염증조절복합체는 캐스페이즈-1의 활성화 과정에 관여한다. 그 결과 전염증성 사이토카인인 IL-1β, IL-18의 분비와 가스더민 D의 분해 활성이 일어난다. 또한 가스더민 D의 분해를 통해 세포막 천공을 일으키는 파이롭토시스와 같은 세포사멸 기전에도 연관되어 있다. 염증복합체의 조절 기전이 비정상적일 경우, 제 1형 당뇨병, 류마티스 관절염, 다발경화증 등과 같은 자가면역질환이나, 암, 대사성 질환, 신경퇴행성 질환 등이 발병할 수 있다.
염증 염증 조절
항염증제는 염증을 억제할 수 있는 약물들이다. 코르티코스테로이드는 가장 강력한 항염증제 중 하나로, 다양한 염증성 질환에서 널리 사용된다. 이들은 유전자 전사 과정과 세포의 신호전달경로, 예를 들어 AP-1, NF-κB의 활성을 조절하여 염증을 조절한다. 흔히 NSAID로 불리는 비스테로이드 항염증제는 염증유발물질인 프로스타글란딘을 합성하는 COX 효소를 차단하여 항염증 작용을 한다. 이들은 COX-1, COX-2를 동시에 억제하는 비선택적 항염증제와 COX-2만을 선택적으로 억제하는 COX-2 선택적 항염증제로 분류할 수 있다. 특정한 면역세포나 염증성 사이토카인을 타겟으로 하는 생물학적 제제들도 개발되고 있다. 리툭시맙, 인플릭시맙 등은 류마티스 관절염에서 유용하게 사용된다. 스타틴 역시 항염증작용을 보인다.
특정한 약물이나 화학물질은 염증에 영향을 미칠 수 있다. 비타민의 적절한 섭취가 염증을 조절할 수 있다. 비타민 A 결핍은 염증반응을 증가시킨다. 비타민 C는 항산화작용을 통하여 염증마커의 감소를 유도한다. 마약류 중 코카인과 엑스터시 등의 약물은 NF-κB와 같이 염증과 관련된 신호전달경로를 활성화시켜 영향을 미칠 수 있다.
염증 염증 조절
면역계의 조절을 통하여 비정상적인 염증을 조절할 수 있다. 면역조절은 다양한 질병에서 치료방법으로 사용되고 있으며, 면역계의 활성을 증가시키거나 감소시켜 질병을 조절할 수 있다. 면역요법이 사용되는 대표적인 질병은 암이며, 이 과정에서 염증이 암의 치료에 기여할 수 있다. 예를 들어 항 PD-1 단일클론항체와 같은 면역항암제들의 경우 T세포의 면역반응을 유도하여 암세포를 사멸시키는 기전을 가지는데, 종양의 미세환경에서 염증반응을 증가시켜 이러한 치료를 도울 수 있다. 많은 만성질환에서 염증의 조절을 통해 질병의 조절 및 치료를 시도한다. 자가면역질환, 천식, 감염질환 등의 질병에서 염증 조절을 위한 면역요법이 사용된다.
일부 건강기능식품은 면역기능을 조절하여 염증을 완화시킬 수 있는 가능성이 있으며, 고려인삼, 홍삼, 알로에 겔, 클로렐라, 상어간유 등이 식약처의 고시형 원료로 인정받았다. 나노입자를 통하여 면역조절 및 염증 완화를 유도할 수 있다.
염증 다른 생물의 염증
진화적으로 염증은 잘 보존되어 있는 현상이며, 척추동물과 무척추동물 모두에서 면역체계의 일차적인 방어기전으로 보인다. 다세포생물의 경우 조직의 손상과 감염에 대항하기 위한 반응이 필요하다. 무척추동물에게는 식세포의 식작용과 항균펩타이드 등의 선천성 면역이 존재하며, 적응 면역의 경우 진화적으로 나중에 나타나 척추동물 중 유악류에게서만 발견된다. 따라서 무척추동물의 면역반응, 염증반응은 척추동물의 염증반응과 다른 형태로 발현된다.
염증 다른 생물의 염증
무척추동물은 개방순환계를 가지고 있으며 모세혈관이 없다. 또한 혈액과 조직액이 서로 분리되지 않아 순환계를 도는 혈액을 체액으로 통칭한다. 따라서 척추동물과 동일한 형태의 염증반응이 일어날 수 없고, 외부 병원체에 대해 선천성 면역으로 대항한다. 체액 내에 다양한 체액세포(hemocyte)가 존재하여 무척추동물이 외부 병원체를 무력화시킬 수 있다. 대표적으로 세포성 면역기전으로 식작용, 결절 형성, 캡슐화를 꼽을 수 있고, 체액성 면역기전으로 항균펩타이드와 페놀옥시데이즈 시스템을 꼽을 수 있다. 히드라속 등의 무척추동물에서는 손상된 조직에서 발생하는 손상연관분자유형를 인식하여 선천성 면역 반응이 일어날 수 있다. 또한 응고반응의 형태로 면역작용을 하는 투구게와 같은 경우도 있다.
염증 다른 생물의 염증
인간에게 염증성 질환으로 알려진 질병들이 무척추동물에게도 발생할 수 있다. 예를 들어 무척추동물에게도 암이 발생할 수 있다. 초파리속에 속한 파리들의 경우, JAK-STAT 신호전달경로의 과도한 활성이 세포증식을 유도하고, 양성종양이나 특정한 종류의 암을 형성한다. 연체동물, 특히 조개류의 경우 체액(인간의 혈액에 대응됨)에서 비정상적인 체액세포(인간의 혈구에 대응됨)가 관찰되는, 인간의 백혈병과 대응되는 질병이 관찰되었고, p53 단백질 유전자의 돌연변이가 관찰되었다. 그러나 무척추동물에게 암은 매우 희귀하게 발견되며, 이는 척추동물에 비해 무척추동물이 구조적으로 단순하기 때문이라고 추정된다.
무척추동물은 때로 인간의 염증성 질환에 대한 연구 모델로 쓰이기도 한다. 예쁜꼬마선충은 감염에 대한 선천성 면역작용을 분석하기 위해 쓰인다. 노화, 암, 노인성 심장질환, 혈관신생, 저산소증 등 다양한 염증 관련 인간 질병들의 실험 대상으로 초파리, 예쁜꼬마선충, 이매패류 등이 사용된다.
척추동물 간에도 염증반응의 차이가 존재한다. 다른 척추동물에서도 인간과 겹치는 염증마커들이 발견되었다. 그러나 응고반응에 관여하는 응고인자가 척추동물 사이에서 조금씩 다르다. 상처에 대한 조직의 복구 과정도 동물별로 조금씩 다르다. 그럼에도 불구하고 쥐, 기니피그, 토끼, 개, 고양이, 영장류 등이 인간의 염증성 질환의 모델로 사용된다.
반려동물의 수명이 길어지면서 이들에게도 염증성 질환이 대두되고 있다.
염증 염증과 역사
인간이 출현한 이후 염증은 인류와 함께 공존해왔다. 현대의 고고학자들과 생물학자들은 6000년에 살았던 인간의 뼈에서 관절염의 흔적을 발견하기도 한다. 기원전 2000년의 이집트 파피루스에도 염증으로 인한 고름이 묘사되어 있을 만큼 염증의 역사는 길고 오래되었다.
고대 그리스와 로마의 사람들은 염증에 관한 기록을 역사에 남겼다. 염증을 뜻하는 영어의 inflammation은 "불에 타다"를 뜻하는 라틴어인 inflammare에서 기원하였다. 기원전 5세기의 히포크라테스는 염증을 조직이 손상된 후 조기 치유 과정의 하나라고 설명하였다. 1세기의 켈수스는 "염증"이라는 단어를 처음 사용하고, 염증의 4요소를 묘사하였다. 갈레노스는 조직의 기능 상실과 함께 사체액설을 이용하여 염증을 설명하였다.
염증 염증과 역사
19세기 중반에 들어서 과학의 발달과 함께 감염에 대한 패러다임 전환이 일어나면서 염증에 대한 본격적인 연구가 시작되었다. 다양한 학자들이 염증 반응에 대해 연구하여 각기 다른 발견을 할 수 있었다. 이 시기 생물학자들인 피르호와 콘하임, 메치니코프는 염증의 원인을 놓고 대립하였는데, 피르호는 조직세포의 과도한 대사작용 및 퇴행을, 콘하임은 혈관을, 메치니코프는 식세포 작용을 주 원인으로 주장하였다. 셋 모두 염증이라는 현상을 단편적으로 바라본 결과 통합적인 설명을 해내지 못하게 되었다.
20세기에 접어들며 면역학의 눈부신 발전과 함께 염증 과정이 통합적, 전체적으로 연구되기 시작하였다. 헨리 H. 데일은 자가약리학(Autopharmacology, 自家藥理學) 개념을 제안하며 염증을 설명하려 시도하였다. 1926년 칼 아쇼프에 의해 망상내피계가 제안되며 식세포 작용의 실체가 밝혀졌다. 같은 해 가스통 라몽은 디프테리아 백신을 연구하던 중 염증반응을 이용한 면역 보조제를 처음으로 개발하였다. 1900년대를 전후하여 리차드 파이퍼, 아돌프 빈다우스, 헨리 H. 데일, 윌리엄 S. 틸렛, 울프 폰 오일러 등 다양한 과학자들이 염증과 직·간접적으로 관련된 물질들을 발견하였다. 1970년대 중반 스탠리 코헨에 의해 사이토카인이란 용어가 사용된 이후 다양한 염증매개물질이 규명되었다. 분자생물학과 면역학적 기법을 이용하여 염증의 비밀이 계속해서 밝혀지고 있다.
염증 관련 서적
Roy, Sashwati; Bagchi, Debasis; Raychaudhuri, Siba P. 편집 (2013). 《Chronic Inflammation: Molecular Pathophysiology, Nutritional and Therapeutic Interventions》 1판. Taylor & Francis Group, LLC. ISBN 978-1-4398-7215-4.
후쿠오카 현립 후쿠오카 고등학교
후쿠오카 현립 후쿠오카 고등학교(福岡縣立福岡高等學校)는 일본의 후쿠오카현 후쿠오카시 하카타구에 있는 공학의 현립 고등학교이다. 약칭 '훗코우'(福高ふっこう).
후쿠오카 현립 후쿠오카 고등학교 개요
후쿠오카현 굴지의 진학교이며, 규슈 대학을 비롯해 일본의 패전 전에 제국대학의 합격자 수는 전국 최고 수준이다. 그 고장의 진학 학원등으로부터는 「御三家」 (후쿠오카현립 슈유관 福岡縣立修猷館 고등학교, 후쿠오카현립 지쿠시가오카 고등학교(福岡縣立筑紫丘高等學校) 이라고 불린다. 특히 슈유칸(修猷館)고등학교하고는 후쿠오카(福岡) 중학교 개교이래, 교사에 화재가 났을 때에 슈유칸(修猷館) 고등학교의 기숙사를 빌리는 등의 지원을 받은 사실을 배경으로, 양교의 관계는 깊으며 특히 럭비부는 매년 정기전을 갖고 있다.
시설
본관의 설계·감독은 건축가인 산조 에이사부로(三條 榮三郎)로, 교사(校舍)는 후쿠오카시 도시 경관상에 뽑혔다.
우주의 역사
우주의 연대기(宇宙年代記, chronology of the universe), 또는 우주의 역사는 대폭발(빅뱅) 우주론에 따라 우주의 역사와 미래(future of an expanding universe)를 설명한다.
우주 존재의 가장 초기 단계는 1년 전에 발생한 것으로 추정되며, 68% 신뢰 수준에서 약 2100만 년의 불확실성이 있다.
우주의 역사 개요
이 요약의 목적을 위해서, 기원 이후의 우주 연대기를 다섯 부분들로 나누는 것이 편리하다. 시간이 이 연대기 이전에 존재했는지 여부는 일반적으로 무의미하거나 불분명한 것으로 간주된다:
우주시의 첫 번째 피코초picosecond (10-12초). 여기에는 현재 확립된 물리 법칙이 적용되지 않을 수 있는 플랑크 시대(Planck epoch)를 포함한다; 네 가지 알려진 기본 상호작용들 또는 힘들의 단계적인 출현-먼저 중력, 나중에 전자기, 약한 그리고 강한 상호작용들; 그리고 우주 자체의 팽창과 또한 우주 급팽창으로 인한 여전히 엄청나게 뜨거운 우주의 과냉각. 
이 단계에서 엄청난 가속팽창을 통해 원자핵보다 작은 공간을 거시적인 크기의 공간으로 키우는 과정에서 미시세계에 숨어있던 급팽창장의 양자요동은 거시세계 물질의 밀도요동으로 바뀐다. 이는 우주의 구조와 그 속 모든 정보의 기원이 된다. 가장 초기 부분은 입자물리학에서는 실제의 실험의 범위를 벗어나지만 극한의 고온에 대한 알려진 물리 법칙의 외삽을 통해 탐색할 수 있다.
우주의 역사 개요
이 시기는 약 37만 년 동안 지속되었다. 처음에, 다양한 종류의 아원자 입자가 단계적으로 형성된다. 이 입자에는 거의 같은 양의 물질과 반물질이 포함되어 있으므로, 대부분이 빠르게 쌍소멸되고, 우주에 소량의 초과(excess) 물질을 남긴다.
약 1초경에, 중성미자들이 디커플링된다(neutrinos decouple); 이 중성미자들은 우주 중성미자 배경(CνB)을 형성한다. 만일 원시 블랙홀들이 존재한다면, 역시 우주시 약 1초경에 형성된다. 합성 아원자 입자들이 나타나며-양성자들과 중성자들을 포함하여-약 2분경으로부터, 핵합성에 적합한 조건이 된다: 양성자들의 약 25%와 모든 중성자들은 더 무거운 원소들로 융합되는데, 처음에는 자신이 빠르게 주로 헬륨-4로 융합되는 중수소로.
20분이 지나면, 우주는 더 이상 핵융합을 할 만큼 뜨겁지 않지만, 중성 원자들이 존재하거나 광자들이 멀리 여행하기에는 한참 너무 뜨겁다. 그것은 따라서 불투명한 플라스마이다.
우주의 역사 개요
재결합 시대가 약 1만8000년경에 시작되어, 전자들이 헬륨 핵들과 결합하여 He+를 형성한다. 약 4만7000년경에, 우주가 냉각됨에 따라, 우주의 거동은 복사보다는 물질에 의해 지배되기 시작된다. 약 10만 년경, 중성 헬륨 원자들이 형성된 후, 헬륨 수소화물은 첫 번째 분자이다. (훨씬 후에, 수소와 수소화 헬륨 이온이 반응하여 최초의 별(항성)들에 필요한 연료인 수소분자 (H2)를 형성한다.) 약 37만 년 후에, 중성 수소 원자들이 형성을 마치고("재결합"), 그 결과 우주는 더불어 처음으로 투명해졌다. 새로 형성된 원자들-주로 리튬의 흔적들이 있는 수소와 헬륨-은 광자들을 방출하여 가장 낮은 에너지 상태(바닥 상태)에 빠르게 도달하는데("광자 분리"), 이 광자들은 오늘날에도 여전히 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지될 수 있다. 이것은 현재 우리가 우주에 대해 가지고 있는 가장 오래된 관측이다.
우주의 역사 개요
37만 년에서 약 10억 년까지. 재결합 및 광자 디커플링(decoupling) 후, 우주는 투명했지만 수소 구름들은 매우 천천히 붕괴되어 별들과 은하들을 형성할 뿐이므로, 새로운 광원들은 없었다. 우주에서 유일한 광자들(전자기 복사 또는 "빛")은 분리 중에 방출되는 광자들(오늘날 우주 마이크로파 배경으로 볼 수 있음)과 때때로 수소 원자들에서 방출되는 21cm 전파 방출이었다. 분리된 광자들은 처음에는 밝은 옅은 주황색 빛으로 우주를 채웠을 것이며, 약 300만년 후에는 점차적으로 보이지 않는 파장으로 적색편이되어, 가시광선이 없게 되었다. 이 기간을 우주 암흑 시대(Dark Ages)라고 한다.
우주의 역사 개요
약 2억 ~ 5억 년의 어느 시점에서, 가장 초기 세대의 별들과 은하들이 형성되고(정확한 타이밍은 아직 연구 중임), 또한 우주 전체에 이미 뭉쳐지기 시작한 거품-같은 암흑 물질 은하 필라멘트들에 이끌려, 초기의 거대한 구조들이 점차 나타난다. 가장 초기 세대의 별들은 아직 천문학적으로 관찰되지 않았다. 그것들은 거대하고(태양질량의 100-300배) 비금속성일 수 있으며, 오늘날 우리가 보는 대부분의 별들에 비해 수명이 매우 짧기 때문에, 일반적으로 수소 연료를 모두 태우고 단지 수백만 년 후에 높은 에너지의 쌍불안정성 초신성들로서 폭발한다. 다른 이론에 따르면 작은 별들이 포함되었을 수 있으며, 일부는 오늘날에도 여전히 타오르고 있다고 제안한다. 어느 쪽이든, 이 초기 세대의 초신성들은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 대부분의 일상적인 원소들을 만들어냈고, 우주에 그것들로 씨를 뿌렸다.
우주의 역사 개요
은하단들과 초은하단들은 시간이 지남에 따라 나타난다. 어떤 시점에서는, 가장 초기의 별들, 왜소은하들, 그리고 아마도 퀘이사들의 고에너지 광자들은 약 2억5000만 년에서 5억 년 사이에 점진적으로 시작하여 약 10억 년 정도(정확한 타이밍은 아직 연구 중임)에 끝나는 재전리 기간에 이른다. 암흑 시대는 우주가 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 우주로 점차 전환되면서 약 10억 년 만에 완전히 끝났지만, 그러나 거대한 타원은하들과 달리, 더 밀도가 높고, 더 뜨겁고, 별 형성이 더 강렬하며, 또한 더 작은 (특별히 금지되지 않은) 나선은하들과 불규칙은하들이 더 풍부하다.
초기 별들은 관찰되지 않았지만, 일부 은하들은 우주시 약 4억 년(재전리 시작 직후인, 적색편이 z≈11.1에서 GN-z11)부터 관찰되었다. 이것들은 현재 별들과 은하들에 대한 우리의 초기 관측이다. 2021년에 발사된 제임스 웹 우주 망원경은 이것을 z≈20 (우주시 1억8000만 년)으로 되돌리기 위해 의도된 것으로, 최초의 은하들(≈2억7000만년)과 초기 별들(≈1억에서 1억8000만 년)을 보기에 충분하다.
10억 년부터, 약 128억 년 동안, 우주는 오늘날과 매우 유사해 보였고, 미래에도 수십억년 동안 계속해서 매우 유사하게 보일 것이다. 우리은하의 얇은 원반은 약 50억 년(88억 년전)에 형성되기 시작했으며, 태양계는 약 92억년(46억년전)에 형성되었으며, 지구에서 가장 오래된 생명의 흔적들은 약 103억년(35억년전)경에 나타난다.
시간이 지남에 따라 물질이 얇아지면 우주의 팽창을 늦추는 중력의 능력이 감소한다; 대조적으로, 암흑 에너지(가시적 우주 전체를 통한 일정한 스칼라 장으로 믿어짐)는 우주의 팽창을 가속화하는 경향이 있는 일정한 요소이다. 우주의 팽창은 약 50 또는 60억 년 전경 변곡점을 지나, 현대의 "암흑 에너지-지배 시대"에 들어섰으며, 여기서는 우주의 팽창이 현재 감속보다는 가속되고 있다. 현재의 우주는 아주 잘 이해되고 있지만, 우주시 약 1000억 년(약 860억 년 미래)의 시간을 넘어서면, 현재의 지식의 불확실성으로 인해 이 우주가 어떤 경로를 따를지 확신하기 힘들다.
언젠가는 별의 시대(Stelliferous Era)는 더 이상 별이 태어나지 않으면서 끝날 것이고 또한 우주의 팽창은 관측 가능한 우주가 국부 은하에 국한된다는 것을 의미한다. 먼 미래와 우주의 종말에 대한 다양한 시나리오가 있다. 우리의 현재 우주에 대한 더 정확한 지식은 이것들을 더 잘 이해할 수 있게 해줄 것이다.
참고: 아래 표의 복사 온도는 우주 배경 복사를 나타내며 2.725 K·(1 + z)로 표시된다. 여기서 z는 적색편이이다.
우주의 역사 대폭발(빅뱅)
우주론의 표준 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커(FLRW) 계량이라고 하는 시공간의 모형을 기반으로 한다. 거리 함수(계량)는 물체 사이의 거리 측정을 제공하며, FLRW 계량은  만일 균질성 및 등방성과 같은 공간의 일부 주요 속성이 사실로 가정되면 아인슈타인 방정식(EFE)의 일반 상대성이론의 정확한 해이다. FLRW 계량은 우주가 대폭발(빅뱅) 이후에 팽창했음을 보여주는 압도적인 다른 증거들과 매우 밀접하게 일치한다.
FLRW 계량 방정식이 우주의 시작까지 거슬러 올라가서도 유효하다고 가정하면 방정식이 우주의 모든 물체 사이의 거리가 영이거나 극도로 작음을 시사하는 지점까지 시간을 거슬러 올라갈 수 있다. (이것은 가능성 중 하나이지만, 빅뱅 당시 우주가 물리적으로 작았다는 것을 반드시 의미하지는 않는다.) 이것은 현재의 모든 물리적 관측과 매우 밀접하게 일치하는 우주 모형을 제공한다. 우주 연대기의 시초의 기간은 "대폭발(빅뱅)"이라고 불린다. 우주론의 표준 모형은 그 순간이 발생한 후에 우주가 물리적으로 어떻게 발전했는지 설명하려고 시도한다.
우주의 역사 대폭발(빅뱅)
FLRW 계량의 특이점은 현재 이론들이 대폭발(빅뱅) 자체가 시작될 때 실제로 일어난 일을 설명하기에는 부적절하다는 의미로 해석된다. 양자 중력에 대한 정확한 이론이 그 사건에 대한 더 정확한 설명을 가능하게 할 수 있다고 널리 믿어지고 있지만, 그러한 이론은 아직 개발되지 않았다. 그 순간 이후, FLRW 계량 자체가 시간이 지남에 따라 변경되어 모든 곳에서 결합되지 않은 모든 천체 사이의 거리에 영향을 미치기 때문에 우주 전체의 모든 거리는 (아마도) 영으로부터  증가하기 시작했다. 이러한 이유로, 대폭발은 "모든 곳에서 일어났다"고 말한다.
우주의 역사 극초기 우주
우주시의 가장 초기에는 에너지와 조건이 너무 극단적이어서 현재의 지식으로는 가능성들만을 제시할 수 있으며, 이는 잘못된 것으로 판명될 수 있다. 한 가지 예를 들자면, 영원한 급팽창(eternal inflation) 이론은 급팽창이 우주 대부분에 걸쳐 영원히 지속되어 "대폭발(빅뱅) 이후 N초"라는 개념을 잘못 정의한다고 제안한다. 따라서 초기 단계는 활발한 연구 영역이며 과학적 지식이 향상됨에 따라 여전히 추측이고 수정될 수 있는 아이디어를 기반으로 한다.
우주의 역사 극초기 우주
특정 "급팽창 시대"가 약 10−32초 경이라고 강조 표시되지만 관측들과 이론들 모두 대폭발(빅뱅) 이후 우주의 물체 사이의 거리들이 항상 증가하고 있으며, 아직도 (한 때 팽창 속도가 크게 느려지면 은하들와 대부분의 은하단들과 같이 중력에 의해 묶인 물체를 제외하고) 여전히 증가하고 있다고 제안한다. 급팽창 기간은 규모에서 매우 급격한 변화가 발생한 특정 기간을 표시하지만, 그러나 다른 시간에도 동일하게 유지되었음을 의미하지는 않는다. 보다 정확하게는, 급팽창 기간 동안, 팽창은 가속화되었다. 급팽창 이후, 그리고 약 98억 년 동안, 팽창은 훨씬 더 느렸고 시간이 지남에 따라 더 느려졌다 (비록 그것이 결코 역전되지 않았지만). 그것은 약 40억 년 전에 다시 약간 빨라지기 시작했다.
대폭발(빅뱅)부터 10-43초 까지 (플랑크 시간)
우주의 역사 극초기 우주
플랑크 시대는 알려진 우주를 시작한 사건 직후의 전통적인 (비-급팽창) 대폭발(빅뱅) 우주론의 시대이다. 이 시대 동안, 우주 내부의 온도와 평균 에너지가 너무 높아 일상적인 아원자 입자가 형성될 수 없었고, 우주를 구성하는 네가지 기본 힘들―중력, 전자기력, 약한 핵력, 그리고 강한 핵력―이 결합되어 하나의 근본적인 힘을 형성했다. 이 온도에서의 물리학은 거의 이해되지 않는다; 다른 가설들은 다른 시나리오들을 제안한다. 기존의 대폭발 우주론은 이 시대 이전에 중력 특이점을 예측했지만, 이 이론은 이 시대에는 양자 효과로 인해  무너질 것으로 생각되는 일반 상대성이론에 의존한다.
우주론의 급팽창의 모형에서는, 급팽창이 끝나기 전의 시간 (빅뱅 후 대략 10-32 초)은 전통적인 대폭발(빅뱅) 우주론에서와 같은 연표를 따르지 않는다. 플랑크 시대의 우주와 물리학을 설명하는 것을 목표로 하는 모형은 일반적으로 추론적이며 "신 물리학(New Physics)"의 범주에 속한다. 그 예들은 하틀-호킹 상태, 끈 이론 풍경(String theory landscape), 끈 가스 우주론, 그리고 에크파이로틱 우주가 포함한다.
우주의 역사 극초기 우주
대폭발(빅뱅) 후 10-43초에서 10-36초 사이
우주가 팽창하고 냉각되면서, 서로 힘이 분리되는 전이 온도를 넘었다. 이러한 상전이는 일반 물질의 응축 및 동결 상전이와 유사하게 시각화할 수 있다. 특정 온도/에너지에서 물 분자는 거동과 구조를 바꾸고, 또한 완전히 다르게 거동한다. 증기가 물로 변하는 것처럼, 우리 우주의 기본 힘들과 입자들을 정의하는 장도 온도/에너지가 특정 지점 아래로 떨어지면 거동과 구조를 완전히 바꾼다. 이것은 우리가 현재의 우주에서 일반적으로 보는 것보다 훨씬 더 높은 온도에서만 발생하기 때문에, 일상 생활에서는 분명하지 않다.
우주의 기본 힘들에서 이러한 상전이는 "대칭 깨짐(symmetry breaking)"라고 불리는 양자 장의 현상에 의해 발생하는 것으로 믿어진다.
우주의 역사 극초기 우주
일상 용어로는, 우주가 냉각됨에 따라 우리 주위에 힘들과 입자들을 생성하는 양자 장이 더 낮은 에너지 수준들과 더 높은 수준들의 안정성으로 정착하는 것이 가능해진다. 그렇게 함으로써, 그들은 상호 작용 방식을 완전히 바꾼다. 힘들과 상호작용들은 이러한 장으로 인해 발생하므로 우주는 상전이 위와 아래에서 매우 다르게 행동할 수 있다. 예를 들어, 후기 시대에 하나의 상전이의 한 부작용은 갑자기, 질량이 전혀 없는 많은 입자들이 질량을 얻고(힉스 장과 다르게 상호작용하기 시작한다), 하나의 힘이 두 개의 분리된 힘으로 나타나기 시작한다는 것이다.
이른바 대통일 이론(GUT)으로 자연을 기술한다고 가정하면, 대통일 시대는 중력이 보편적으로 결합된 게이지 힘으로부터 분리될 때, 이러한 종류의 상전이로부터 시작되었다. 이로 인해 두 가지 힘:중력과 전기강 작용(electrostrong interaction)이 지금 존재하게 되었다. 그러한 결합된 힘이 존재했다는 확실한 증거는 아직 없지만 많은 물리학자들은 그렇게 믿고 있다. 이 전기강 상호작용의 물리학은 대통일 이론으로 설명될 것이다.
우주의 역사 극초기 우주
대통일 시대는 전기강 작용이 차례로 분리됨에 따라, 두 번째 상전이로 끝났고, 강한 상호작용과 전기약 작용이라고 하는 두 개의 개별 상호작용으로 나타나기 시작했다.
대폭발(빅뱅) 후 10–36초(또는 급팽창 종료)에서 10–32초 사이
시대가 어떻게 정의되고 따라야 하는 모형에 따라서, 전기약 시대(electroweak epoch)는 급팽창 시대 이전이나 이후에 시작되는 것으로 간주될 수 있다. 일부 모형들에서는 급팽창 시대를 포함하는 것으로 설명된다. 다른 모형에서는 대략 10–32초에 급팽창 시대가 끝난 후 전기약 시대가 시작된다고 한다.
전통적인 대폭발(빅뱅) 우주론에 따르면, 전기약 시대는 대폭발 후 10–36초에 시작되었으며, 이때 우주의 온도는 전기핵력(electronuclear force)이 두 개의 개별 상호작용, 강한 것과 전기약 작용들로 나타나기 시작하기에 충분히 낮았다(1028K). (전기약 작용도 나중에 분리되어 전자기 상호작용과 약한 상호작용으로 나뉜다.) 전기강 대칭(electrostrong symmetry)이 깨진 정확한 지점은, 추측적이고 아직 불완전한 이론적 지식으로 인해서, 확실하지 않다.
우주의 역사 극초기 우주
대폭발(빅뱅) 후 약 10-32초 이전
극초기 우주의 이 시점에서, 공간 내 거리를 정의하는 거리 함수는 공간이 갑자기 매우 빠르게 척도가 변경되어, 초기 우주가 이전 부피의 최소 1078 배(그리고 훨씬 더 많을 수 있음)를 남겼다. 이것은 모든 공간 차원―길이가 1나노미터(10-9m, DNA 분자 너비의 약 절반)인 물체에 해당하는―에서 최소 1026 배의 선형 증가에 해당하며,아주 작은 찰나의 순간에 약 10.6 광년(100조 킬로미터)의 길이로 팽창한다. 이 변화는 급팽창으로 알려져있다.
시공간 내의 빛과 물체는 광속보다 빠르게 이동할 수는 없지만, 이 경우 척도에서 변화한 시공간 자체의 크기와 기하학을 지배하는 것은 계량(거리 함수)이다. 거리 함수에의 변경은 빛의 속도에 의해 제한되지 않는다.
강력한 관측 증거에 근거하여, 그것이 실제로 일어났다는 것이 널리 받아들여지고 있다. 그렇지만, 그것이 발생한 이유는 추측의 문제이다. 왜 그리고 어떻게 발생했는지를 설명하는 모형들이 존재하지만, 어떤 모형이 올바른지는 불확실하다.
우주의 역사 극초기 우주
더 걸출한 몇몇 모형들에서는, 그것은 대통일 시대를 끝낸 강한 상호작용과 전기약한 상호작용의 분리에 의해 촉발된 것으로 생각된다. 이 상전이의 이론적 산물 중 하나는 인플라톤 장이라고 하는 스칼라 장이었다. 이 장이 우주 전체에서 가장 낮은 에너지 상태로 정착하면서, 엄청난 척력을 발생시켜 공간 자체를 정의하는 거리 함수의 급속한 팽창을 초래했다. 급팽창은 오늘날의 우주가 초기 단계에서 매우 무질서했음에도 불구하고, 어떻게 매우 큰 규모로 극도로 균질하게 (유사한) 끝나게 되었는 설명하는 것을 포함하여, 다른 방법으로는 설명하기 어려운 현재 우주의 몇 가지 관측된 속성들을 설명한다.
공간의 급속한 팽창은 대통일 시대에 남아 있던 기본 입자들이 이제 우주 전체에 아주 얇게 분포되어 있음을 의미한다. 그렇지만, 인플라톤 장의 거대한 퍼텐셜 에너지는 급팽창 시대가 끝날 때 방출되었는데, 이는 인플라통 장이 "재가열"로 알려진, 다른 입자들로 붕괴됨에 따라 발생했다. 이 가열 효과로 인해 우주는 쿼크들, 반쿼크들 및 글루온들의 조밀하고 뜨거운 혼합물로 채워졌다. 다른 모형에서는, 재가열은 종종 전기약 시대의 시작을 표시하는 것으로 간주되며, 또한 따뜻한 급팽창(warm inflation)과 같은 일부 이론들은 재가열 단계를 완전히 회피한다.
대폭발(빅뱅) 이론의 비전통적 버전("급팽창적" 모형으로 알려짐)에서 급팽창은 대폭발 후 대략 10-32초에 해당하는 온도에서 끝났지만, 이것이 급퍙창의 시대가 10-32초 미만으로 지속되었음을 의미하지는 않는다. 관측된 우주의 균질성을 설명하려면 이러한 모형의 지속 시간이 10-32초보다 길어야 한다. 따라서, 인플레이션적 우주론에서 "박뱅 이후" 가장 의미 있는 시점은 급팽창의 끝의 시점이다.
급팽창이 끝난 후에도, 우주는 계속 팽창했지만, 훨씬 느린 속도로 팽창했다. 약 40억년전에 팽창이 점차 다시 가속화되기 시작했다. 이것은 우주의 거대규모 거동에서 암흑 에너지가 우세해지기 때문인 것으로 여겨진다. 오늘날에도 여전히 팽창하고 있다.
2014년 3월 17일 BICEP2 공동 연구의 천체물리학자들은 급팽창 이론에 대한 명확한 실험적 증거로 해석된 B-모드(B-mode 파워 스펙트럼(power spectrum)에서 급팽창 중력파의 탐지를 발표했다. 그헣지만, 2014년 6월 19일에 우주 급팽창 발견을 확인하는 데 대한 신뢰도가 낮아졌음이 보고되었고 마지막으로, 2015년 2월 2일에 BICEP2/Keck과 유럽 우주국의 플랑크 마이크로파 우주 망원경은 의 데이터의 공동 분석은 통계적 "[데이터의] 의미가 너무 낮아 원시 B-모드의 탐지로 해석하기에는 너무 낮으며" 또한 주로 우리 은하의 편광된 먼지에 기인할 수 있다고 결론지었다.
만약 초대칭이 우리 우주의 속성이라면 그것은 1TeV 이상의 에너지로 깨져야한다. 그러면 입자들의 질량과 그 초대칭짝은 더 이상 같지 않을 것이다. 이 매우 높은 에너지는 알려진 입자의 초대칭짝이 관찰되지 않은 이유를 설명할 수 있었다.
우주의 역사 초기 우주
우주 급팽창이 끝난 후, 우주는 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)로 채워져 재가열의 잔해들이 된다. 이 시점부터 초기 우주의 물리학은 훨씬 더 잘 이해되고, 쿼크 시대와 관련된 에너지들은 입자 물리학 실험들 및 기타 검출기들에서 직접 접근할 수 있다.
대폭발(빅뱅) 후 10-22초에서 10-15초 사이 어딘가에서 시작하여 대폭발 후 10-12초까지
급팽창 후 얼마 지나, 생성된 입자들은 상호작용이 열평형으로 이어지는 열평형화(thermalization)를 거쳤다. 우리가 꽤 확신하는 가장 초기 단계는, 대폭발(빅뱅) 후 약 10-15 초 후, 약 1015K의 온도에서 전기약 대칭이 깨지기 전의 시간이다. 전자기적 상호작용과 약한 상호작용은 아직 분리되지 않았으며, 힉스 메커니즘이 아직 작동하지 않았기 때문에, 우리가 아는 한 모든 입자들은 질량이 없었다. 그러나 이국적인 거대한 입자 모양의 존재인, 스팔레론(sphaleron)들이 존재했을 것으로 생각된다.
우주의 역사 초기 우주
이 시대는 전기약 대칭이 깨지면서 끝났다; 입자 물리학의 표준 모형에 따르면, 이 단계에서 중입자 생성이 이 단계에서 일어나 (이 모형을 확장하면 더 일찍 발생했을 수 있지만) 물질과 반물질 사이의 불균형을 만든다. 이러한 과정의 세부 사항에 대해서는 알려진 바가 거의 없다.
각 입자 종들의 수 밀도는 슈테판-볼츠만 법칙과 유사한 분석에 의해:
,
이것은 대략적으로 바로 . 상호작용이 강했기 때문에, 단면 는 대략 입자 파장의 제곱이었고, 그것은 개략 이다. 따라서 입자 종당 충돌률은 평균자유행로로부터 계산될 수 있으며 대략 다음을 제공한다:
.
비교를 위해 이 단계에서 우주 상수는 무시할 수 있으므로 허블 매개변수는:
,
여기서 x ~ 102는 사용 가능한 입자 종들의 수였다.
따라서 H는 입자 종들당 충돌률보다 낮은 차수이다. 이것은 이 단계에서 열평형화를 위한 충분한 시간이 있었다는 것을 의미한다.
우주의 역사 초기 우주
이 시대에서 ,충돌률은 수 밀도의 세제곱근, 에 비례하는데, 여기서 는 척도인자이다. 허블 매개변수는, 그렇지만,  에 비례한다. 시간을 거슬러 올라가 더 높은 에너지로 이동하고, 이러한 에너지에서 신 물리학이 없다고 가정하면, 신중한 추정에 따르면 온도가 다음과 같을 때 열화가 처음 가능했다.:
,
대략 빅뱅 후 10−22초에.
대폭발 후 10~12초
우주의 온도가 계속해서 159.5±1.5GeV 아래로 떨어지자 전기약 대칭 깨짐(electroweak symmetry breaking)이 일어났다. 우리가 아는 한, 그것은 우리 우주 형성의 끝에서 두 번째 대칭 깨짐이었고, 마지막 것은 쿼크 섹터의 카이랄 대칭 깨짐(Chiral symmetry breaking)이었다. 여기에는 두 가지 관련 효과가 있다:
우주의 역사 초기 우주
부작용으로서, 약한 핵력과 전자기력, 그리고 각각의 보손들(W와 Z보손들과 광자)이 현재 우주에서 다르게 나타나기 시작한다. 약전기 대칭을 깨기 전에는 이들 보존들이 모두 질량이 없는 입자들였으며 장거리에서 상호 작용했지만, 이 시점에서 W와 Z 보손은 갑자기 무거운 입자들이 되어 원자 크기보다 작은 거리에서만 상호 작용한다. 반면 광자는 질량이 없고 장거리 상호작용으로 남는다.
전기약 대칭이 깨진 후, 우리가 알고 있는 기본 상호작용들―중력, 전자기력, 약한 및 강한 상호작용들―은 모두 현재 형태를 취하고, 기본 입자들은 예상 질량을 갖지만, 우주의 온도는 여전히 너무 높아서 안정을 허용하지 않으므로,  우리가 지금 우주에서 볼 수 있는 많은 입자의 형성에는 양성자들나 중성자들, 그러므로 원자들, 원자 핵들 혹은, 분자들이이 없으므로 원자, 원자핵들 또는 분자들이 없다. (더 정확하게는, 우연히 형성되는 모든 복합 입자들은, 극단적인 에너지로 인해 거의 즉시 다시 깨진다.)
대폭발(빅뱅) 후 10-12초에서 10-5초 사이
우주의 역사 초기 우주
쿼크 시대는 대폭발 후 약 10-12초 후에 시작되었다. 이것은 전기약 대칭 깨짐 직후 초기 우주의 진화 시기였는데, 그때는
이것은 중력, 전자기력, 강한 상호작용 및 약한 상호작용의 근본적인 상호작용들이 현재의 형태를 취했지만, 우주의 온도는 여전히 쿼크가 서로 결합하여 강입자를 형성하도록 허용하기에는 너무 높았다.
쿼크 시대 동안 우주는 쿼크, 렙톤들 및 그 반입자들을 포함하는 조밀하고 뜨거운 쿼크-글루온 플라즈마(quark–gluon plasma)로 채워졌다. 입자들 사이의 충돌은 너무 강력하여 쿼크가 중간자들 또는 중입자들로 결합하도록 허용할 수 없었다.
쿼크 시대는 입자 상호작용들의 평균 에너지가 가장 가벼운 강입자인 파이온의 질량 아래로 떨어졌을 때인, 우주의 나이가 약 10-5초였을 때 끝났다.
아마도 10-11초 정도
우주의 역사 초기 우주
중입자는 3개의 쿼크로 구성된 양성자들 및 중성자들과 같은 아원자 입자들이다. 중입자들와 반중입자들로 알려진 입자는 모두 같은 수로 형성되었을 것으로 예상된다. 그헣지만, 이것이 일어난 것 같지 않고―우리가 아는 한, 우주에는 반중입자들보다 훨씬 더 많은 중입자들이 남아 있었다. 사실, 자연에서는 거의 반중입자들은 관찰되지 않는다. 이것이 어떻게 발생했는지는 분명하지 않다. 이 현상에 대한 설명은 중입자 생성과 관련된 사하로프 조건(Sakharov conditions)이 우주 급팽창이 끝난 후 어느 시점에 충족되었다는 것을 허용해야만 한다. 현재 입자 물리학은 이러한 조건이 충족되는 비대칭을 제안하지만, 이러한 비대칭들은 관측된 우주의 중입자-반중입자 비대칭을 설명하기에는 너무나 작아 보인다.
대폭발(빅뱅) 후 10-5초에서 1초 사이
우주의 역사 초기 우주
우주를 구성하는 쿼크-글루온 플라즈마는, 양성자들 및 중성자들과 같은 중입자를 포함한, 강입자들이 형성될 때까지 냉각된다. 처음에는 강입자/반강압자 쌍들이 형성되어 물질과 반물질이 열평형 상태에 있었다. 그렇지만, 우주의 온도가 계속 내려가면서, 새로운 강입자/반강입자 쌍들은 더 이상 생성되지 않고, 새로 형성된 강입자와 반강입자 대부분이 서로 쌍소멸되어, 고에너지 광자들이 생성된다. 비교적 적은 양의 강입자들이 이 시대가 끝났을 때 우주시의 약 1 초경에 남아 있었다.
이론에 따르면 양성자 6개당 약 1개의 중성자가 남아 있으며, 중성자 붕괴로 인해 시간이 지남에 따라 비율이 1:7로 감소한다고 예측한다. 이것은, 나중 단계에서, 중성자들과 일부 양성자들이 융합되어 수소, 중수소라고 하는 수소 동위원소, 헬륨 및 기타 측정할 수 있는 다른 원소를 남겼기 때문에, 정확하다고 믿어진다. 강입자의 1:7 비율은 실제로 초기 및 현재 우주에서 관찰된 원소 비율을 생성할 것이다.
대폭발(빅뱅) 후 약 1초
우주의 역사 초기 우주
대폭발(빅뱅) 후 약 1초 후에 중성미자가 디커플링되어 공간을 자유롭게 여행하기 시작한다. 중성미자들은 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에 이러한 중성미자는 오늘날에도 여전히 존재하며, 이는 대폭발 후 약 37만년경, 재결합 중에 방출된 우주 마이크로파 배경과 유사하다. 이 사건의 중성미자들은 매우 낮은 에너지를 가지며, 오늘날 직접 탐지로 가능한 것보다 약 10-10배 작다. 고에너지 중성미자조차도 탐지하기 어렵기로 악명이 높기 때문에, 이 우주 중성미자 배경(CvB)은 몇 년 동안 조금도 직접적으로 자세히 관찰되지 않을 수 있다.
우주의 역사 초기 우주
그렇지만, 대폭발(빅뱅) 우주론은 CvB에 대해 많은 예측을 하며, 대폭발 핵합성으로부터 헬륨 존재도의 예측, 그리고 우주 마이크로파 배경(CMB)에서의 비등방성 둘다로부터, CvB가 존재한다는 매우 강력한 간접적 증거가 있다. 이러한 예측 중 하나는 중성미자들이 CMB에 미묘한 흔적을 남길 것이라는 것이다. CMB에 불규칙성이 있다는 것은 잘 알려져 있다. CMB 요동들 중 일부는, 중입자 음향 진동의 영향으로 인해, 대략적으로 규칙적인 간격을 유지했다. 이론상으로, 디커플링된 중성미자들은 다양한 CMB 요동의 위상에 아주 미미한 영향을 미쳤을 것이다.
2015년에는, 이러한 변화가 CMB에서 감지된 것으로 보고되었다. 게다가, 그 요동은 대폭발(빅뱅) 이론에서 예측한 거의 정확한 온도(1.95K의 예측에 비해 1.96±0.02K)의 중성미자, 그리고 표준 모형에서 예측한 정확히 3가지 유형들의 중성미자, 중성미자 맛깔(neutrino flavor)들의 동일한 수에 해당했다.
대폭발(빅뱅) 후 약 1초 이내에 발생했을 수 있음
우주의 역사 초기 우주
원시 블랙홀은 1966년에 제안된 가상의 블랙홀 유형으로, 우주 시간의 1 초 이내에 고밀도와 불균일한 조건으로 인해 소위 복사지배 시대(radiation-dominated era)에 형성되었을 수 있다. 임의의 요동으로 인해 일부 지역은 중력 붕괴를 겪을 만큼 밀도가 높아져, 블랙홀들을 형성할 수 있다. 현재의 이해와 이론들은 이러한 물체의 존재도과 질량에 엄격한 제한을 두고 있다.
전형적으로, 원시 블랙홀 형성은 약  (10%)의 밀도 대비(우주의 밀도의 지역적 변화)를 필요로 한며, 여기서 는 우주의 평균 밀도이다. 초기 우주 동안 재가열, 우주론적 상전이들 그리고 (소위 "하이브리드 급팽창 모형"에서) 액시온 급팽창을 포함하는, 여러 메커니즘들이 이 기준을 충족하는 고밀도의 지역들을 생성할 수 있다. 원시 블랙홀들은 별의 중력 붕괴로 형성되지 않았기 때문에 질량은 별의 질량보다 훨씬 낮을 수 있다(~2×1033g). 스티븐 호킹은 1971년에 원시 블랙홀들의 질량이 10−5g 만큼 작을 수 있다고 계산했다. 그러나 그것들은 어떤 크기도 가질 수 있으므로, 또한 크기가 클 수도 있고, 또한 은하의 형성에 기여했을 수도 있다.