stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
우주의 역사
초기 우주 > 쿼크 시대 > 중입자 생성

이 부분의 본문은 중입자 생성입니다.
경입자 생성 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
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.
초기 우주 > 강입자 시대

이 부분의 본문은 en:Hadron epoch입니다.
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.
초기 우주 > 중성미자 분리와 우주 중성미자 배경(CνB)

이 부분의 본문은 우주 중성미자 배경입니다.
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.
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.
초기 우주 > 원시 블랙홀의 형성 가능성

이 부분의 본문은 원시 블랙홀입니다.
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  \delta \rho /\rho \sim 0.1 (10%)의 밀도 대비(우주의 밀도의 지역적 변화)를 필요로 한며, 여기서  \rho 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.
초기 우주 > 렙톤 시대

이 부분의 본문은 en:Lepton epoch입니다.
대부분의 강입자들과 반강입자들은 강입자 시대가 끝날 때 서로를 쌍소멸시켜, 우주의 질량을 지배하는, 렙톤들(전자, 뮤온들 및 특정 중성미자 들)과 반랩톤들을 남긴다.
렙톤 시대는 이전 강입자 시대와 유사한 경로를 따른다. 처음에는 렙톤들과 반렙톤들이 쌍으로 생성된다. 대폭발(빅뱅) 후 약 10 초 후에 우주의 온도는 새로운 랩톤-반렙톤 쌍이 더 이상 생성되지 않고 대부분의 나머지 렙톤들과 반렙톤들이 서로 빠르게 쌍소멸되고, 고에너지 광자 쌍을 생성하는 지점까지 떨어지고 또한 소멸되지 않은 렙톤들의 작은 잔류물을 남긴다.
초기 우주 > 광자 시대

이 부분의 본문은 en:Photon epoch입니다.
대부분의 렙톤들와 반렙톤들이 렙톤 시대의 끝에 쌍소멸된 후, 우주의 대부분의 질량-에너지는 광자들의 형태로 남아 있다. (나머지 질량-에너지의 대부분은 중성미자와 다른 상대론적 입자들의 형태이다.) 따라서, 우주의 에너지와 우주의 전반적인 행동은, 광자들에 의해 지배된다. 이러한 광자들은 계속해서 전하를 띤 입자, 즉, 전자들, 양성자들 그리고 (결국) 핵들과 자주 상호작용한다. 그들은 다음의 약 37만 년 동안 계속 그렇게 한다.
초기 우주 > 가벼운 원소의 핵합성

이 부분의 본문은 대폭발 핵합성입니다.
대폭발(빅뱅) 후 약 2분에서 20분 사이에, 우주의 온도와 압력으로 인해 핵융합이 일어나 수소 이외의 몇 가지 가벼운 원소들의 핵들이 생성된다("대폭발 핵합성"). 양성자들의 약 25%와 모든 중성자들은 융합하여, 수소 동위원소인 중수소를 형성하고, 대부분의 중수소는 빠르게 융합하여 헬륨-4를 형성한다.
원자 핵들은 결합 에너지와 관련하여, 특정 온도 이상에서 쉽게 결합을 해제(분리)한다. 약 2 분부터, 온도가 떨어진다는 것은 중수소가 더 이상 결합을 풀지 않고, 안정하다는 것을 의미하고, 약 3 분부터, 중수소의 융합에 의해 형성된 헬륨과 다른 원소들도 더 이상 결합을 풀지 않고 안정적이다.
짧은 지속 시간과 떨어지는 온도는 가장 간단하고 빠른 핵융합 과정만 일어날 수 있음을 의미한다. 더 무거운 원소의 핵합성은 어렵고 별에서도 수천 년이 걸리기 때문에, 헬륨을 넘어서는 핵들은 극소량만 형성된다. 소량의 삼중수소(또 다른 수소 동위원소)와 베릴륨-7 및 -8이 형성되지만, 이들은 불안정하고 빠르게 다시 손실된다. 지속 시간이 매우 짧기 때문에 소량의 중수소가 융합되지 않은 상태로 남아 있다.
따라서, 대폭발(빅뱅) 핵합성이 끝날 때 생성되는 안정한 핵종은 프로튬(단일 양성자/수소 핵), 중수소, 헬륨-3, 헬륨-4 및 리튬-7뿐이다. 질량 기준으로 결과 물질은 약 75%의 수소 핵, 25%의 헬륨 핵, 그리고 아마도 10-10 질량의 리튬-7이다. 다음으로 생산되는 가장 일반적인 안정 동위원소는 리튬-6, 베릴륨-9, 붕소-11, 탄소, 질소 및 산소("CNO 순환")이지만 이들은 질량 기준으로 1015분의 5내지 30 부분으로 예상되어 본질적으로 감지할 수 없고 무시할 수 있다.
초기 우주의 각 가벼운 원소의 양들은 오래된 은하들에서 추정할 수 있으며 대폭발(빅뱅)에 대한 강력한 증거이다. 예를 들어, 대폭발은 양성자들 7개당 약 1개의 중성자를 생성하여, 모든 핵자들의 25%가 헬륨-4로 융합되도록 해야 하며(16개의 핵자들 중 2개의 양성자와 2개의 중성자), 이것이 우리가 찾은 양인데, 오늘날에는 다른 과정으로 쉽게 설명할 수 있는 것보다 훨씬 더 많다. 유사하게, 중수소는 극도로 쉽게 융합된다; 어떤 대안적인 설명은 중수소가 형성되기 위한 조건이 존재했지만, 중수소의 일부가 융합되지 않고 즉시 헬륨으로 다시 융합되지 않은 상태로 남겨졌음을 설명해야 한다. 어떤 대안은 또한 다양한 가벼운 원소들과 동위원소들의 비율을 설명해야 한다. 리튬-7과 같은, 몇몇 동위 원소는 이론과 다른 양으로 존재하는 것으로 밝혀졌지만, 시간이 지남에 따라, 이러한 차이는 더 나은 관측에 의해서 해결되었다.
초기 우주 > 물질 지배

이 부분의 본문은 en:Scale factor § Matter-dominated era 및 en:Structure formation입니다.
지금까지, 우주의 거대규모(large-scale) 역학과 거동은 주로 복사―
광자들 및 중성미자들과 같이, 상대론적으로(광속으로 또는 광속에 가깝게) 움직이는 구성 요소들을 의미함―에 의해서 결정되었다. 우주가 식으면서, 약 47,000년 (적색편이 z = 3600)부터, 우주의 거대규모 거동은 대신 물질이 지배하게 된다. 이것은 물질의 에너지 밀도가 복사 에너지 밀도와 진공 에너지 밀도를 모두 초과하기 시작하기 때문에 발생한다. 약 47,000년 혹은 그 직후에, 비상대론적 물질(원자핵들)과 상대론적 복사(광자들)의 밀도가 같아지게 되며, 형성할 수 있는 가장 작은 구조를 결정하는, 진스 길이가 (중력적 인력과 압력 효과 간의 경쟁으로 인해서) 떨어지기 시작하고, 또한 섭동들은 자유 스트리밍(free streaming) 복사에 의해 소멸되는 대신, 진폭이 증가하기 시작할 수 있다.
ΛCDM 모형에 따르면, 이 단계에서 우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑 물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 암흑 물질이 존재하고 우리 우주를 지배하고 있다는 압도적인 증거가 있지만, 암흑 물질의 정확한 본질이 아직 이해되지 않았기 때문에, 대폭발(빅뱅) 이론은 현재 그 형성의 어떤 단계도 다루지 않는다.
이 시점부터, 그리고 앞으로 수십억 년 동안, 암흑 물질의 존재는 우리 우주의 구조 형성(structure formation)을 가속화한다. 초기 우주에서, 암흑 물질은 중력의 영향으로 거대한 필라멘트들로 점차 모여들며, 복사압에 의해 붕괴가 느려지지 않기 때문에 일반(중입자) 물질보다 빠르게 붕괴한다. 이것은 우주 팽창에 의해 남겨진 우주 밀도의 미세한 불균질성(불규칙성)을 증폭시킨다. 시간이 지남에 따라, 약간 더 고밀도의 지역들은 더 고밀도가 되고, 또한 약간 희박한(더 빈) 지역들은 더 희박해진다. 이러한 암흑 물질의 농축이 존재 때문에, 일반적인 물질은 그렇지 않은 경우보다 결국 더 빨리 함께 모인다.
복사압 없이 빠르게 붕괴되는 암흑 물질의 특성들은, 또한 복사로 에너지를 잃을 수 없다는 것을 의미한다. 입자가 특정 지점을 넘어 고밀도의 구조로 붕괴하려면 에너지를 잃는 것이 필요하다. 따라서, 암흑 물질은 거대하지만 확산된 필라멘트들와 헤일로들로 붕괴되고, 항성들이나 행성들로 붕괴되지는 않는다. 복사에 의해 에너지를 잃을 수 있는 일반 물질은 고밀도의 물체들을 형성하고, 또한 붕괴될 때 성간운들도 형성한다.
초기 우주 > 재결합, 광자 분리 및 우주 마이크로파 배경(CMB)

이 부분의 본문은 재결합 및 en:Decoupling (cosmology)입니다.
대폭발(빅뱅) 후 약 37만년경, 두 개의 연결된 사건이 발생했다: 재결합의 종말과 광자 디커플링(photon decoupling)이다. 재결합은 이온화된 입자들이 결합하여 첫 번째 중성 원자들을 형성하는 것을 설명하고, 디커플링은 새로 형성된 원자들이 보다 안정적인 에너지 상태들로 정착할 때 방출되는("디커플된") 광자들을 참조한다.
재결합 직전에, 우주의 중입자 물질은 뜨거운 이온화된 플라즈마를 형성하는 온도에 있었다. 우주에 있는 대부분의 광자들은 전자들 및 양성자들과 상호작용하며, 이온화된 입자와 상호작용하지 않고는 상당한 거리를 이동할 수 없었다. 그 결과, 그 우주는 불투명하거나 "안개가 자욱하게" 되었다. 비록 빛이 있었지만, 볼 수가 없었으며, 우리는 망원경으로 그 빛을 관측할 수도 없다.
약 18,000년경부터 시작하여, 우주는 자유 전자들이 헬륨 핵들과 결합하여 He+ 원자들을 형성할 수 있는 지점까지 냉각되었다. 중성 헬륨 핵들은 약 10만 년에 형성되기 시작하며, 중성 수소 형성은 약 26만 년에 정점에 달한다. 이 과정은 재결합으로 알려져 있다.그 이름은 약간 정확하지 않으며 역사적 이유로 주어졌다: 사실 전자들과 원자핵들은 처음으로 결합하고 있었다.
약 10만 년경에, 우주는 첫 번째 분자인 수소화 헬륨이 형성될 만큼 충분히 냉각되었다. 2019년 4월, 이 분자는 성간 공간에서, 우리 은하 내의 행성상 성운인 NGC 7027에서  관찰되었다고 처음 발표되었다. (훨씬 후에 원자 수소는 수소화 헬륨과 반응하여 항성 형성에 필요한 연료인 분자 수소를 생성했다.)
낮은 에너지 상태(바닥 상태)에서 직접 결합하는 것은 덜 효율적이므로, 이러한 수소 원자들은 일반적으로 여전히 높은 에너지 상태에 있는 전자들과 함께 형성되며, 일단 결합되면, 전자들은 낮은 에너지 상태로 전환할 때 하나 이상의 광자들의 형태로 에너지를 빠르게 방출한다. 이러한 광자들의 방출은 광자 디커플링이라고 알려져 있다. 이러한 디커플된 광자들 중 약간은 다른 수소 원자들에 의해 포획되고, 잔여물들은 자유로 남는다. 재결합이 끝날 때까지, 우주의 대부분의 양성자들은 중성 원자들을 형성했다. 전하를 띤 입자들에서 중성 입자들로의 이러한 변화는 포획 효과가 무한대가 되기 전에 광자가 이동할 수 있는 평균 자유 행로 광자들이 이동할 수 있다는 것을 의미하며, 따라서, 포획되지 않은 어떤 디커플링된 광자들은 장거리를 자유롭게 이동할 수 있음을 의미한다(톰슨 산란Thomson scattering 참조). 우주는 사상 처음으로 가시광선, 전파 및 기타 전자기파에게 투명해졌다.
이 새로 형성된 수소 원자에 의해 방출된 광자들은 초기에 약 4000K의 온도/에너지를 가졌다. 이것은 눈에 옅은 노란색/주황색 색조 또는 "부드러운" 흰색으로 보였을 것이다. 디커플링 후 수십억 년에 걸쳐, 우주가 팽창함에 따라 광자들은 가시광선에서 전파(약 2.7K의 온도에 해당하는 마이크로파 복사)로 적색편이되었다. 적색편이는 우주가 수십억 년에 걸쳐 팽창함에 따라 더 긴 파장과 더 낮은 주파수를 획득하는 광자들이 가시광선에서 전파로 점차 변화하는 것을 설명한다. 이 동일한 광자들은 오늘날에도 여전히 전파로 감지될 수 있다. 그것들은 우주 마이크로파 배경을 형성하고, 그리고 초기 우주와 그것이 어떻게 발전했는가에 대한 결정적인 증거를 제공한다.
재결합과 거의 같은 시기에, 전자-중입자 플라즈마내의 기존 압력파―중입자 음향 진동으로 알려진―가 응축되면서 물질의 분포에 포함되어 거대규모 물체의 분포에서 아주 경미한 선호도를 일으켰다. 따라서, 우주 마이크로파 배경은 급팽창(위의 '9년차 WMAP 이미지' 참조) 동안 생성된 작은 요동을 포함하는 이 시대 말의 우주의 그림이며, 또한 우주에서 은하들과 같은 물체의 확산은 시간이 지남에 따라 발전함에 따라 우주의 축척와 크기를 나타낸다.
암흑 시대와 거대구조의 출현

수소선 및 최원거리 천체 목록  문서를 참고하십시오.
암흑 시대와 거대구조의 출현 > 암흑 시대

수소선  문서를 참고하십시오.
재결합과 디커플링 후, 우주는 투명했고 빛이 장거리를 이동할 수 있을 만큼 충분히 냉각되었지만, 별들이나 은하들과 같이 빛-생성 구조들은 없었다. 별들과 은하들은 중력의 작용으로 기체의 고밀도의 영역이 형성될 때 형성되고, 이는 거의 균일한 기체 밀도 내에서 그리고 필요한 규모로는 오랜 시간이 걸리며, 그래서 별들은 재결합 (시기) 후 아마 수억 년 동안은 존재하지 않은 것으로 추정된다.
암흑 시대라고 알려진, 이 기간은, 대폭발(빅뱅) 후 약 37만 년경에 시작되었다. 암흑 시대동안 우주의 온도는 약 4000K에서 약 60K (3727 °C에서 약 -213 °C)로 냉각되었으며, 광자들의 두 가지 소스만 존재했다: 오늘날 우리가 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지할 수 있는 광자들과 중성 수소 원자에 의해 때때로 방출되는 중성 수소의 21cm 스핀 라인으로 알려진 광자들이다. 수소 스핀 라인은 주파수의 마이크로파 범위에 있으며, 3백만 년 이내에 CMB 광자들은 가시광선에서 적외선으로 적색편이되었다; 그때부터 첫 번째 별들까지, 가시광선 광자들이 없었다. 아마도 드문 통계적 변칙들을 제외하고는, 우주는 참으로 어두웠다.
종족 III의 별로 알려진, 1세대 별들은, 대폭발(빅뱅) 후 수억 년 이내에 형성되었다. 이 별들은 재결합 후 우주에서 가시광선의 첫 번째 원천이었다. 구조들은 약 1억5000만 년 전부터 나타나기 시작했고, 초기 은하들은 약 1억8000만 년에서 7억 년 사이에 나타났을 수 있다. 그들이 출현하면서 암흑 시대는 점차 끝났다. 이 과정이 점진적이었기 때문에, 암흑 시대는 우주가 현재의 모습을 갖추게 되면서, 약 10억 년경에 완전히 끝났다.
암흑 시대와 거대구조의 출현 > 암흑 시대 > 별들과 은하들의 가장 오래된 관측

이 부분의 본문은 허블 우주 망원경, 제임스 웹 우주 망원경 및 최원거리 천체 목록입니다.
현재, 우리가 관측한 별들과 은하들 중 가장 오래된 것은, 약 z≈11.1 (우주시 약 4억 년)에 있는 GN-z11 (허블 우주 망원경, 2016)과 같은 은하들과 함께하는, 재전리 시작 얼마 후부터이다. 2021년 12월에 발사된 허블의 후속작인 제임스 웹 우주 망원경은 허블보다 최대 100배 더 희미하고, 우주 역사에서 훨씬 더 일찍 적색편이 z≈20 (우주시 약 1억8000만 년)으로 거슬러 올라가는 물체를 감지하도록 설계되었다. 이것은 최초의 은하들보다 더 이른 시기이며 최초의 별들 시대 무렵으로 여겨진다.
원리적으로 초기 우주를 연구하기 위해서는 우주 마이크로파 배경보다 훨씬 더 강력한 도구이기 때문에, 또한 희미한 21cm 스핀 라인 복사를 감지하기 위해 진쟁 중인 관측 노력이 있다.
암흑 시대와 거대구조의 출현 > 암흑 시대 > 추측적인 "거주가능 시대"

약 660만 년 동안, 대폭발(빅뱅) (적색편이 137–100) 후 약 1,000만 년에서 1,700만 년 사이에 배경 온도는 273–373K(0–100 °C)였으며, 이는 액체 물과 일반적인 생물학적 화학 반응에 적합했다. 아브라함 롭Abraham Loeb(2014)은 원칙적으로 원시 생명이 이 기간 동안 나타났을 것이라고 추측했으며, 그는 이 기간을 "초기 우주의 거주 가능 시대"라고 불렀다. 롭은 탄소 기반의 생명체가 나중에 한 초신성에서 탄소를 방출하는 최소한 하나의 거대한 항성을 생성할 만큼 충분히 밀도가 높았고, 또한 행성을 생성할 만큼 밀도가 높았던 초기 우주의 가설상의 주머니에서 진화했을 수 있다고 주장한다. (만약 그런 고밀도의 주머니는, 만일 존재했다면, 극히 드물었을 것이다.) 생명체는 또한 균질한 배경 복사가 아니라, 열 차이(heat differential)가 필요했을 것이다; 이것은 자연적으로 발생하는 지열 에너지에 의해 제공될 수 있다. 그러한 삶은 원시 상태로 남아 있었을 것이다; 거주 가능 시대의 종말에 가설상의 바다가 얼어붙기 전에 지적 생명체가 진화할 충분한 시간을 가졌을 가능성은 거의 없다.
암흑 시대와 거대구조의 출현 > 가장 초기의 구조들과 별들 출현

항성 형성, 왜소은하, 중입자 음향 진동, 관측 가능한 우주 § 거대구조, en:Structure formation 및 en:Stelliferous Era  문서를 참고하십시오.
우주의 물질은 약 84.5%가 차가운 암흑 물질이고 15.5%가 "일반" 물질이다. 물질-지배 시대가 시작된 이래, 암흑 물질은 중력의 영향으로 거대한 펼쳐진 (확산) 필라멘트로 점차 모여들고 있다. 일반 물질은, 이러한 암흑 물질의 농축의 존재 때문에, 다른 경우보다 결국 더 빨리 모이게 된다. 또한 광자들이 디커플링될 때 물질의 분포에 포함된 초기의 중입자 음향 진동(BAO)으로 인해 일정한 거리에서가 밀도가 약간 더 높다. 암흑 물질과 달리, 일반 물질은 여러 경로를 통해 에너지를 잃을 수 있으며, 이는 일반 물질은 붕괴하면서, 그렇지 않으면 그것을 별도로 보유할, 에너지를 잃을 수 있으며, 에너지를 더 빨리, 더 밀도가 높은 형태로 붕괴할 수 있다는 것을 의미한다. 일반 물질은 암흑 물질이 밀도가 높은 곳에 모이고, 그 장소들에서, 주로 수소 가스 구름들로 붕괴된다. 이 구름들에서 첫 번째 별들과 은하들이 형성된다. 수많은 은하들이 형성된 곳에서 결국 은하단들과 초은하단들이 생겨날 것이다. 별들이 거의 없는 거대한 공동은 그것들 사이에 형성되며, 어디에 암흑 물질이 덜 흔하게 되었는가를 표시한다.
최초의 별들, 은하들, 초대질량 블랙홀들, 그리고 퀘이사들의 정확한 시기, 그리고 재전리로 알려진 기간의 시작과 종료 시기와 진행은 여전히 활발히 연구되고 있으며, 새로운 발견이 주기적으로 발표되고 있다. 2019년을 기준으로 가장 초기에 확인된 은하는 약 3억8000만 ~ 4억 년(예로서 GN-z11)으로 추정되며, 이는 놀라울 정도로 빠른 가스 구름 응결과 별 탄생률을 제시하며, 또한 라이먼-알파 숲과 고대 천체의 빛에 대한 다른 변화들을 관측은 재전리화와, 그 궁극적 종말의 시기를, 좁힐 수 있다. 그러나 이들은 모두 여전히 활발한 연구 영역이다.
대폭발(빅뱅) 모형의 구조 형성은 중력 붕괴로 인해 계층적으로 진행되며, 큰 구조보다 작은 구조가 먼저 형성된다. 가장 초기에 형성되는 구조는 최초의 별들(종족 III 별들로 알려짐), 왜소은하들 및 퀘이사들(이는 내부로 나선 가스 강착 원반으로 둘러싸인 초대질량 블랙홀을 포함하는, 밝고, 초기 활동은하로 생각됨)이다. 이 시대 이전에 우주의 진화는 선형 우주론적 섭동 이론을 통해 이해될 수 있다: 즉, 모든 구조는 완전한 균질한 우주로부터 작은 일탈로서 이해될 수 있었다. 이것은 계산적으로 상대적으로 연구하기 용이하다. 이 시점에서 비선형 구조가 형성되기 시작하고, 예를 들어, 수십억 개의 입자가 있는 N-바디 시뮬레이션(N-body simulation)을 포함하는, 계산 문제는 훨씬 더 어려워진다. 볼쇼이 우주론 시뮬레이션(Bolshoi Cosmological Simulation)은 이 시대의 고정밀 시뮬레이션이다.
이 종족 III 별들은 또한 대폭발(빅뱅)에서 형성된 소수의 가벼운 원소들(수소, 헬륨 및 소량의 리튬)을 많은 무거운 원소들로 바꾸는 역할을 한다. 그것들은 거대할 수도 있고 작을 수도 있고―비금속일 수도 있다(수소와 헬륨을 제외하고는 원소들이 없음). 더 큰 별들은 오늘날 우리가 보는 대부분의 주계열성들보다 수명이 매우 짧기 때문에, 공통적으로 겨우 수백만 년 후에 수소 연료를 모두 태우고 초신성으로 폭발하여, 우주에 반복되는 세대에 걸쳐 더 무거운 원소들을 뿌린다. 그것들은 별의 시대의 시작을 표시한다.
아직까지는, 종족 III 별들이 발견되지 않았으므로, 그것들의 이해는 별들의 형성과 진화에 대한 계산 모형(computational models)을 기반으로 한다. 다행히도 우주 마이크로파 배경 복사의 관측은 별 형성이 본격적으로 시작된 날짜로 사용할 수 있다. 2016년 플랑크 마이크로파 우주 망원경에 의한 이러한 관측들의 분석은 1세대 별들은 대폭발 후 약 3억 년경부터 형성되었을 수 있다는 결론을 내렸다.
2010년 10월에 발견된 UDFy-38135539는 다음의 재전리 시대에 존재했던 최초의 관측 은하는, 우리에게 이 시간에 대한 창문을 제공한다. 결과적으로, 라이덴 대학의 라이카드 J. 보웬스Rychard J. Bouwens와 UC 천문대/릭 천문대(UC Observatories/Lick Observatory)의 가스 D. 일링워스Garth D. Illingworth는 은하 UDFj-39546284가 대폭발(빅뱅) 후 약 4억8천만 년 또는 132억 년 전 암흑 시대의 중간인 훨씬 더 오래된 것임을 발견했다. 여러 해 전에. 2012년 12월, 재이온화 이전의 첫 번째 후보 은하가 발견되었는데, UDFy-38135539, EGSY8p7 그리고 GN-z11 은하들은 대폭발 후 약 3억8000만 ~ 5억5000만 년경, 134억 년 전 그리고 약 320억 광년(98억 파섹) 거리에서 발견되었다.
퀘이사들은 초기 구조 형성에 대한 몇 가지 추가 증거를 제공한다. 그들의 빛은 탄소, 마그네슘, 철 및 산소와 같은 원소들의 증거를 보여준다. 이것은 퀘이사들은 형성될 즈음에, 이러한 원소들을 생성하기에 충분한 세대의 종족 III 별을 포함하여, 별 형성의 대규모의 단계가 이미 발생했다는 증거이다.
암흑 시대와 거대구조의 출현 > 재전리

재전리, 왜소은하 및 퀘이사  문서를 참고하십시오.
최초의 별들, 왜소은하들 및 퀘이사들이 점차 형성됨에 따라, 이들이 방출하는 강렬한 복사는 주변 우주의 많은 부분을 재전리시킨다; 재결합 및 디커플링 이후 처음으로, 중성 수소 원자들을 자유 전자들와 양성자들의 플라즈마로 다시 분열 시킨다.
재전리는 퀘이사들의 관측들로부터 입증된다. 퀘이사들은 활동 은하의 한 형태로 우주에서 관찰되는 가장 밝은 천체이다. 중성 수소 내의 전자들은, 전자 에너지 준위와 관련되어 라이먼 계열이라고 불리는, 특정 패턴의 자외선 광자들을 흡수한다. 이온화된 수소는 이런 종류의 전자 에너지 준위를 갖지 않는다. 따라서, 이온화된 수소와 중성 수소를 통과하는 빛은 다른 흡수선들을 보인다. 은하간 매질(특히 전자)에서 이온화된 수소는 재결합 전과 마찬가지로 톰슨 산란을 통해 빛을 산란시킬 수 있지만, 우주의 팽창과 가스의 은하단 응집으로 인해 재이온화 시점까지 우주를 완전히 불투명하게 만들기에는 너무 낮은 농도가 되었다. 재전리 동안 존재하는 구조에서 지구에 도달하기까지 빛이 이동한 엄청난 거리(수십억 광년) 때문에 중성 수소에 의한 흡수는 하나의 특정 양이 아닌 다양한 양으로 적색편이되며, 이는 언제 당시의 자외선가 있어났는 가를 나타낸다.  이러한 특징들은 과거의 많은 다른 시간들에서 이온화 상태를 연구하는 것을 가능하게 한다.
재전리는 중성 수소에 의한 흡수선이 드물어지는 전체 은하계 매질이 이온화될 때까지 시간이 지남에 따라 커지는 이온화된 수소의 "거품"으로 시작되었다. 그 흡수는 우주의 일반적인 상태 (은하간 매질(intergalactic medium)) 때문이지 은하들이 다른 고밀도 지역을 통과하기 때문이 아니다. 재전리는 z = 16 (우주시로 2억5000만년)만큼 일찍 일어나기 시작하여 z = 9 또는 10 (5억 년) 정도에 대부분 완료되며, 많은 양의 중성 수소의 존재를 보여주는 건-피터슨 트로프(Gunn-Gunn–Peterson trough)가 사라질 때. 남아있는 중성 수소는 완전히 이온화된다. 은하간 매체는 오늘날까지 주로 이온화된 상태로 남아 있으며, 그 예외는 중성 수소 구름들로 남아 있는데, 그것들은 스펙트럼들에 라이만-알파 숲이 나타나게 한다.
이러한 관측은 재전리가 발생한 기간을 좁혔지만 재전리를 일으킨 광자들의 출처는 아직 완전히 확실하지 않다. 중성 수소를 이온화하기 위해서는 13.6eV 이상의 에너지가 필요하며, 이는 파장 91.2nm 이하의 자외선 광자에 해당하며, 이는 소스가 상당한 양의 자외선 및 더 높은 에너지를 생성했음을 의미한다. 양성자와 전자는 에너지가 지속적으로 제공되지 않으면 재결합하게 되며, 이는 또한 소스의 수와 수명에 한계를 설정한다. 이러한 제약으로 인해 퀘이사와 1세대 항성과 은하가 주요 에너지원이 될 것으로 예상된다. 현재 가장 중요한 후보에서 가장 낮은 것으로 여겨지는 후보로는 현재 종족 III 별(가장 이른 별)(70%), 왜소은하(매우 초기의 작은 고에너지 은하)(30%), 그리고 퀘이사(활동은하핵의 일종)의 기여로 여겨진다.
그러나 이때까지 물질은 우주의 지속적인 팽창으로 인해 훨씬 더 널리 퍼졌다. 중성 수소 원자가 다시 이온화되었지만 플라즈마는 훨씬 더 얇고 확산되었으며 광자가 산란될 가능성이 훨씬 적었다. 재전리되었음에도 불구하고, 우주는 재전리 동안 대체로 투명하게 유지되었다. 우주가 계속 냉각되고 팽창함에 따라 재전리는 점차적으로 끝났다.
암흑 시대와 거대구조의 출현 > 은하, 은하단 및 초은하단

은하의 형성과 진화  문서를 참고하십시오.
물질은 계속해서 중력의 영향을 받아 모여 은하계들을 형성한다. 종족 II 별들로 알려진 이 시기의 별들은 이 과정의 초기에 형성되고, 보다 최근의 종족 I 별들은 나중에 형성된다. 중력은 또한 은하들을 점차적으로 끌어당겨 그룹들, 은하단들 및 초은하단들을 형성한다. 허블 울트라 딥 필드 관측은 우주시 8억 년(130억 년 전)에 병합되어 더 큰 은하들을 형성하는 다수의 작은 은하들을 확인했다. (이 추정치는 현재 약간 과장된 것으로 여겨진다.)
마우나 케아에서 10미터 켁 II 망원경을 사용하여 패서디나에 있는 캘리포니아 공과대학의 리처드 엘리스Richard Ellis와 그의 팀은 약 132억 광년 떨어진 6 개의 별 형성 은하를 발견했으며 따라서 우주의 나이가 겨우 5억 살일 때 생성되었다. 이 극도로 초기의 천체 중 현재 알려진 것은 약 10개에 불과하다. 보다 최근의 관측에 따르면 이 연령은 이전에 표시된 것보다 더 짧은 것으로 나타났다. 2016년 10월 현재 관측된 가장 먼 은하인 GN-z11은 시공간 팽창을 통한 광대한 거리 (z = 11.1; 공변거리 320억 광년; 134억 년의 회고 시간(lookback time))인 320억 광년 떨어진 것으로 보고되었다.
오늘날 보이는 것과 같은 우주

우주는 수십억 년 동안 지금과 매우 유사하게 나타났으며. 미래에도 수십억 년 동안 계속 비슷하게 보일 것이다.
en: Graphical timeline of the universe 및 en: Stelliferous Era  문서를 참고하십시오.
핵우주연대학(nucleocosmochronology)라는 새로운 과학에 기초하여, 우리은하의 얇은 원반은 88억 ± 17억 년 전에 형성된 것으로 추정된다.
오늘날 보이는 것과 같은 우주 > 암흑 에너지-지배 시대

이 부분의 본문은 암흑 에너지 및 척도인자입니다.
우주시 약 98억 년부터 우주의 대규모 거동은 역사상 세 번째로 점진적으로 변화한 것으로 믿어진다. 그것의 거동은 원래 처음 47,000년 동안 복사(광자들과 중성미자들과 같은 상대론적 구성 요소)에 의해 지배되었으며, 우주 시간의 약 37만 년 이후에는 그 거동이 물질에 의해 지배되었다. 물질-지배 시대 동안, 중력이 초기 외부로의 팽창을 억제함에 따라, 우주의 팽창은  느려지기 시작했다. 그러나 약 98억 년의 우주시부터, 관측들은 우주의 팽창은 천천히 감속하기를 멈추고, 점차 가속하기 시작한다는 것을 보여준다.
정확한 원인은 알려져 있지 않지만, 우주론자 커뮤니티에서는 관측이 정확한 것으로 받아 들여지고 있다. 지금까지 가장 많이 받아들여진 이해는 이것이 "암흑 에너지"라는 이름이 부여된 알려지지 않은 형태의 에너지 때문이라는 것이다. 이 문맥에서 "어둡다"는 것은 그것이 직접적으로 관찰되지 않는다는 것을 의미하지만, 그것의 존재는 그것이 우주에 미치는 중력적 효과를 조사함으로써 추론될 수 있다. 이 암흑 에너지를 이해하기 위한 연구가 진행 중이다: 암흑 에너지는 현재 물리적 우주의 전체 질량-에너지의 약 68.3%를 구성하기 때문에, 우주의 가장 큰 단일 구성 요소로 여겨진다.
암흑 에너지는 한 우주 상수―공간 전체에 존재하는 한 스칼라 장과 같이 작용하는 것으로 믿어진다. 중력과 달리, 그러한 장의 효과는 우주가 성장함에 따라 줄어들지 않는다(또는 천천히 감소할 뿐이다). 물질과 중력은 처음에는 더 큰 영향을 미치지만, 우주가 계속 팽창함에 따라 그 효과는 빠르게 감소한다. 우주가 팽창함에 따라 처음에는 멀어지는 것처럼 보였던, 우주 안의 물체들은, 계속해서 멀어지지만 바깥쪽으로의 움직임은 점차 느려진다. 이 감속 효과는 우주가 더 넓게 펼쳐질수록 작아진다. 결국, 암흑 에너지의 외부로의 그리고 척력적 효과가 중력의 내부로의 인력을 지배하기 시작한다. 우주시 약 98억 년부터 중력의 영향으로 속도가 느려지고 안쪽으로 움직이기 시작하는 대신, 공간의 팽창은 점차 증가하는 속도로 바깥쪽으로 천천히 가속되기 시작한다.
먼 미래와 궁극적 운명

이 부분의 본문은 우주의 종말 및 en:Timeline of the far future입니다.
빅 프리즈 및 열죽음 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
우주의 장기적인 진화에 대한 몇 가지 경쟁적 시나리오들이 있다. 그 중 어느 것이 일어날 것인가는, 만일 있다면, 우주 상수, 양성자 붕괴 가능성, 진공 에너지(energy of the vacuum)("빈" 공간("empty" space) 자체를 의미하는), 그리고  표준 모형을 넘어선 자연 법칙과 같은 물리 상수들의 정확한 값에 의존한다.
우주의 팽창이 계속되고 현재의 형태를 유지한다면, 결국 가장 가까운 것들을 제외한 모든 은하들이 우주의 팽창에 의해 우리의 관측 가능한 우주가 우리 자신의 중력으로 묶인 국부 은하단으로 제한될 정도로 빠른 속도로 우리에게서 멀어지게 될 것이다. 아주 장기적으로(수조 년 후, 우주시) 별이 태어나는 것을 멈추고, 가장 장수한 별들조차도 점차적으로 죽기 때문에, 별의 시대가 끝날 것이다. 이 외에도, 우주의 모든 물체는 냉각되고 (양성자들의 가능한 예외와 더불어) 점진적으로 구성 입자로 다시 분해된 다음, 다양한 가능한 과정에 의해서, 아원자 입자, 그리고 매우 낮은-레벨 광자들 및 기타 기본 입자들로 분해된다.
궁극적으로, 극한의 미래에는, 우주의 궁극적인 운명에 대해 다음과 같은 시나리오들이 제안된다:
| 시나리오 | 시나리오 | 설명 |
| --- | --- | --- |
| 열죽음 (Heat Death) | 팽창이 계속됨에 따라, 우주는 더 커지고, 더 차가워지고, 또한 희석된다; 시간이 지나면, 모든 구조들은 결국 아원자 입자들과 광자들로 분해된다. | 무한히 계속되는 공간의 계량(거리 함수) 확장의 경우, 우주의 에너지 밀도는 101000년으로 추정되는 시간이 지난 후, 열역학적 평형에 도달하고 또한 더 이상 어떤 구조도 가능하지 않을 것이다. 먼저 일부(0.1% 미만) 물질이 블랙홀로 붕괴되어 호킹 복사를 통해 매우 천천히 증발하기 때문에, 이것은 극히 오랜 시간이 지난 후에야 일어날 것이다. 이 시나리오에서 우주는, 별 형성이 중단되는, 약 1014년이나 그 무렵 보다 훨씬 더 일찍 생명체를 지원할 수 없게 될 것이다.:§IID. 일부 대통일 이론에서는, 적어도 1034년 후의 양성자 붕괴는 남아 있는 성간 가스와 별의 잔해들을 렙톱들(양전자들과 전자들과 같은)과 광자들로 변환시킬 것이다. 일부 양전자들과 전자들은 광자들로 재결합한다.:§IV, §VF. 이 경우, 우주는 입자들와 저에너지 복사로 구성된 수조(bath)로 구성된 고엔트로피 상태에 도달했다. 그러나 그것이 결국 열역학적 평형을 달성하는지 여부는 알려져 있지 않다.:§VIB, VID. 보편적인 열사에 대한 가설은 열과 비가역성의 고전 이론(열역학의 처음 두 법칙에 구현됨)을 우주 전체에 외삽한 윌리엄 톰슨(켈빈 경)의 1850년대 아이디어에서 비롯된다. |
| 빅 립 (Big Rip) | 공간의 팽창은 가속화되고 어느 시점에는 너무 극단적이 되어 아원자 입자와 시공간의 구조(fabric)조차 떨어져서 존재하지 않게 된다. | 음압 비율이 -1미만인 우주의 암흑 에너지 함량 값에 대해서는, 우주의 팽창 속도는 제한 없이 계속 증가할 것이다. 은하단들, 은하들, 그리고 궁극적으로 태양계와 같은 중력으로 묶인 시스템들은 분해될 것이다. 결국 팽창은 분자와 원자를 함께 묶는 전자기력을 극복할 정도로 급속할 것이다. 원자핵들조차도 쪼개진다. 마지막으로,  플랑크 규모―현재 "공간"이라는 개념이 의미하는 가장 작은 크기―에서 조차도 힘과 상호 작용은 시공간 자체의 구조가 찢겨지고 또한 우리가 알고 있는 우주는 특이한 종류의 특이점으로 끝날 것이다. |
| 대함몰 (Big Crunch) | 팽창은 결국 느려지고 멈추고, 그다음 모든 물질이 공통의 중심을 향해 가속하면서 역전된다. 현재로서는 잘못되었을 것으로 간주되고 있다. | "빅 립" 시나리오와 반대로, 우주의 계량저(거리 함수)적 팽창은 어느 시점에서 역전되고 우주는 뜨겁고, 고밀도의 상태로 수축할 것이다. 이것은 순환 모형(cyclic model)과 같은 진동 우주 시나리오들의 필수 요소이지만, 대함몰이 반드시 진동 우주를 의미하는 것은 아니다. 현재 관측에 따르면 이 우주 모형은 정확하지 않을 것이며, 또한 팽창은 계속되거나 가속화될 것이다. |
| 진공 불안정 (Vacuum instability) | 모든 힘들, 입자들 및 구조들을 뒷받침하는 양자 장들이 다른 형태로 붕괴된다. ........................ | 우주론은 전통적으로 안정적이거나 최소한 준안정적인 우주를 가정했지만, 그러나 양자장 이론에서 가짜 진공(false vacuum)의 가능성은 시공간의 어느 지점에서든 우주가 자발적으로 더욱 저에너지 상태(거품 핵생성(Bubble nucleation) 참조)로 붕괴될 수 있음을 의미한다. "참 진공"은 그 지점에서 바깥쪽으로 빛의 속도로 확장된다. 그 효과는 모든 힘들, 입자들 및 구조들을 뒷받침하는 양자 장이 보다 안정적인 형태로 전환된다는 것이다. 새로운 힘들과 입자들은 우리가 아는 현재의 것들을 대체하여, 현재의 모든 입자들, 힘들 및 구조들을 부작용과 더불어 파괴하고 또한 결과적으로 (가능하다면) 다른 입자들, 힘들 및 구조들로 재구성할 것이다. |
이와 같은 극단적인 시간 척도에서는, 수조 년 미만의 시간 척도에서는 보기 힘든, 극히 드문 양자 현상도 발생할 수 있다. 이것들은 또한 더 작은 시간 척도에서는 중요하지 않을 것 같은 우주 상태에 대한 예측할 수 없는 변화로 이어질 수도 있다. 예를 들면, 수백만 조 년의 시간 척도에서 블랙홀은 거의 즉시 증발하는 것처럼 보일 수 있고, 흔하지 않은 양자 터널링 현상이 일반적으로 나타날 수 있으며, 양자 (또는 기타) 현상은 1조 년에 한 번 일어날 것 같지 않은 현상이 여러 번 발생할 수 있다.
같이 보기

우주의 나이 – 대폭발 이후 경과된 시간
우주 달력(Cosmic Calendar) – 우주의 연대기를 시각화하는 방법 – 일 년으로 축척화한 우주의 나이
순환 모형(Cyclic model)
암흑 에너지-지배 시대(Dark-energy-dominated era)
다이슨의 영구 지성(Dyson's eternal intelligence) – 천체 물리학의 가상 개념
엔트로피 (시간의 화살)
대폭발(빅뱅)에서 열죽음까지 그래픽 연표(Graphical timeline from Big Bang to Heat Death)
대폭발(빅뱅)의 그래픽 연표 – 우주를 시작한 사건의 로그 연대기
별의 시대의 그래픽 연표(Graphical timeline of the Stelliferous Era)
일러스트리스 프로젝트 – 컴퓨터 시뮬레이션 우주
물질-지배 시대(Matter-dominated era)
복사-지배 시대(Radiation-dominated era)
초기 우주의 연표(Timeline of the early universe) – 138억년 전 대폭발 이후의 우주 사건의 연표
먼 미래의 연표(Timeline of the far future) – 먼 미래에 대한 과학적 예측
우주의 종말 – 우주의 종말에 관한 이론들
노트

↑  12 게이지 보손, 2 힉스 섹터 스칼라, 3 왼손 쿼크 x 2 SU(2) 상태 x 3 SU(3) 상태 및 3 왼손 경입자 x 2 SU(2) 상태, 6 오른손 쿼크 x 3 SU(3) 상태와 6개의 오른손잡이 경입자, 스칼라를 제외한 모두는 2 스핀 상태를 가짐
우주(관측 가능한 부분)의 대폭발(왼쪽)에서, 우주 마이크로파 배경(CMB)-기준 잔광, 현재까지의 진화 다이어그램.
허블 우주망원경-허블 울트라 딥 필드 은하들에서 레거시 필드(Legacy Field)로 줌아웃 
(비디오 00:50, 2019년 5월 2일)
우주 마이크로파 배경 복사의 9년차 WMAP 이미지(2012). 복사는 대략 10만분의 1 부분에 대해 등방성이다..
대폭발(빅뱅) 4억년 후, 첫 별들에 대한 예술가의 인상
허블 울트라 딥 필드는 초기 별의 시대가 어땠는지 알려주는 고대 시대의 은하들을 종종 진열한다.
또 다른 허블 이미지는 근처에서 한 어린 은하가 형성되고 있는 것을 보여준다. 이는 이것이 우주론적 시간 척도로는 아주 최근에 발생했음을 의미한다. 이것은 우주에서 새로운 은하 형성이 여전히 일어나고 있음을 보여준다.
약 5000만 광년에 걸친 우주의 한 부분에 대한 거대구조의 컴퓨터 시뮬레이션 뷰
태양에 대한 질량 대비 적색왜성 별의 예측된 주계열 수명
1994년 수페르코파 수다메리카나

| 1994년 수페르코파 수다메리카나 |
| --- | --- |
개최기간: 1994년 9월 7일 ~ 11월 9일
참가팀: 16개 클럽 (6개국)
결과
우승:  인데펜디엔테 (1번째 우승)
준우승:  보카 주니어스
« 19931995 »
1994년 수페르코파 수다메리카나(1994 Supercopa Libertadores)는 수페르코파 수다메리카나의 7번째 시즌이다. 아르헨티나의 인데펜디엔테가 결승전에서 아르헨티나의 보카 주니어스를 누르고 우승을 차지했다.
참가 팀

아르헨티노스 주니어스
보카 주니어스
에스투디안테스
인데펜디엔테
라싱
리버 플레이트
크루제이루
그레미우
플라멩구
산투스
상파울루
콜로-콜로
아틀레티코 나시오날
올림피아
나시오날
페냐롤
16강전

| 팀 1 | 합계 | 팀 2 | 1차전 | 2차전 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 올림피아  | 2-4 |  크루제이루 | 2-0 | 0-4  |
| 플라멩구  | 0-2 |  에스투디안테스 | 0-0 | 0-2  |
| 산투스  | 1-4 |  인데펜디엔테 | 1-0 | 0-4  |
| 그레미우  | 3-2 |  라싱 | 1-1 | 2-1  |
| 아틀레티코 나시오날  | 1-3 |  상파울루 | 0-2 | 1-1  |
| 콜로-콜로  | 5-2 |  아르헨티노스 주니어스 | 4-1 | 1-1  |
| 리버 플레이트  | 3-2 |  나시오날 | 2-2 | 1-0  |
| 페냐롤  | 2-4 |  보카 주니어스 | 1-0 | 1-4 |
8강전

| 팀 1 | 합계 | 팀 2 | 1차전 | 2차전 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 에스투디안테스  | 1-3 |  크루제이루 | 1-0 | 0-3  |
| 그레미우  | 1-3 |  인데펜디엔테 | 1-1 | 0-2  |
| 콜로-콜로  | 3-5 |  상파울루 | 2-1 | 1-4  |
| 리버 플레이트  | 1-1 (승부차기 4-5) |  보카 주니어스 | 0-0 | 1-1 |
준결승전

| 팀 1 | 합계 | 팀 2 | 1차전 | 2차전 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 크루제이루  | 1-4 |  인데펜디엔테 | 1-0 | 0-4  |
| 보카 주니어스  | 2-1 |  상파울루 | 2-0 | 0-1 |
결승전

| 팀 1 | 합계 | 팀 2 | 1차전 | 2차전 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 보카 주니어스  | 1-2 |  인데펜디엔테 | 1-1 | 0-1 |
같이 보기

1994년 코파 리베르타도레스
1995년 레코파 수다메리카나
TEPPEN

〈TEPPEN〉은 NEWS의 4번째 싱글이다.
개요

초회 생산 한정반과 통상반은 자켓 디자인·수록곡이 다르다. 본작으로 NEWS는 메이저 데뷔 싱글 〈희망~Yell~〉이래, 오리콘 차트에서 4작 연속의 첫 등장 1위를 획득. 이 기록은 1989년의 오토코구미에 줄서는 것이다.
본작의 발매 직후, 멤버의 불상사가 발각되어, 프로모션때문에 출연한 《뮤직 스테이션》(2005년 7월 15일, TV 아사히 계열)은 일부의 지역에서 방송 자숙이 되었다.
수록곡 > 초회 생산 한정반

TEPPEN 작사·작곡: 히비노 히로후미 / 편곡: ha-j, 요시오카 타쿠
《배구 월드 그랑프리 2005》(후지 TV 계열) 이미지 송.
夢の数だけ愛が生まれる / 꿈의 수만큼 사랑이 태어난다 작사: zopp / 작곡: Larry Forsberg, Sven-lnge Sjoberg, Lennart Wastesson
《배구 월드 그랑프리 2005》(후지 TV 계열) 엔딩 테마. 선행 앨범 《touch》에서 아 카펠라 버전으로 하이라이트 부분만 수록되고 있던 악곡을, 어레인지를 바꾸어 풀 코러스로 수록하고 있다. 또, 동앨범의 특전 DVD에는, 콘서트에서 풀 코러스를 노래하는 모습이 수록되고 있다. 작사가 zopp는, 보스턴 체제중에 경험한, 미국 동시다발 테러 사건에 구상을 얻고 가사를 썼는데, 평화에 대한 생각을 전하는 내용이다. 작사는 매우 고생했다고 하는데, 약 반년간에 걸쳐 완성이 되었다.
NANDE×2 DAME
작사·작곡: Shusui, Rui, Stefan Aberg / 편곡: 나카니시 료스케 / Rap: Lowarth
TEPPEN（オリジナルカラオケ）
12페이지 스페셜 소책자
보석 케이스
수록곡 > 통상반

TEPPEN
夢の数だけ愛が生まれる / 꿈의 수만큼 사랑이 태어난다
NANDE×2 DAME
Fiesta
작사·작곡: 이데 코지 / 편곡: 스즈키 마사야
2번 접힘 4페이지 소책자
2피스 케이스
뉴욕의 교통

그랜드 센트럴 역
뉴욕의 교통의 특징은 대중 교통이 잘 발달되어 있다는 것이다. 2005년 기준으로 시민의 54.6%가 대중 교통을 이용해 통근, 통학하고 있다. 미국의 모든 대중교통 이용자의 약 3분의 1, 철도 사용자의 약 3분의 2가 뉴욕과 그 근교에 살고 있다. 이는 다른 지역에서 약 90%가 출퇴근 차량을 이용하고 있는 것과는 대조적이다. 미국 인구조사국에 따르면, 뉴욕 시민이 출퇴근에 걸쳐있는 시간은 하루 평균 34.6분이며, 대도시 중에서는 최장이다. 또한, 뉴욕은 인구 밀도는 높지만 자동차 이용률이 낮고 대중 교통 이용률이 높기 때문에, 미국에서 가장 에너지 효율이 높은 도시 중 하나이다.
철도

뉴욕에는 암트랙이 다니고 있으며, 펜실베이니아 역을 출발한다. 암트랙 북동쪽 회랑을 통해, 보스턴, 필라델피아, 워싱턴 D.C. 등과 연결되어 있으며, 시카고, 뉴올리언스, 마이애미, 토론토, 몬트리올 등도 장거리 철도로 연결되어 있다.
뉴욕 지하철은 영업역 수가 468개이며, 그 수로는 세계 최대의 지하철망이다. 2006년의 승객수는 총 15억명이며, 연간 승객수로 세계 3위이다. 런던 지하철, 파리 메트로, 몬트리올 지하철, 워싱턴 메트로, 마드리드 지하철, 도쿄 지하철 등 대부분의 도시에서 야간에 폐쇄되는 반면, 거의 전 노선에서 하루 24시간 영업하고 있는 것도 큰 특징이다.
뉴저지주, 코네티컷주, 뉴욕은 철도에 의해 연결되어있어, 롱 아일랜드 철도, 메트로 노스 철도, 뉴저지 트랜짓이 달리고있다. 이 철도는 그랜드 센트럴 역과 펜실베이니아 역에 집중되고 있으며, 250개 이상의 역과 20개 이상의 노선이 있다. 그 외, 스태튼아일랜드를 달리는 스태튼아일랜드 철도, 뉴욕 지하철과 뉴저지 북서부를 연결하는 경로 트레인이있다.
버스

메트로폴리탄 트랜스포테이션 오서리티 (MTA)의 버스는 다섯 개의 행정구를 모두 달리고 있다. 버스 정류장의 수는 1만 2,507개가 있다. 2008년 1년간 총 7억 4,700만명이 이용하고 있다. 포트 오서리티 버스 터미널에는 하루에 7000개의 버스가 발착하고 1일 20만명의 통근객이 이용하고 있다.
항공

뉴욕의 공항  문서를 참고하십시오.
뉴욕은 국제 여객에게 있어서 미국 최대의 관문이다. 뉴욕 도시권에는 퀸스 지역에 존 F. 케네디 국제공항, 라가디아 공항, 뉴저지에 뉴어크 리버티 국제공항 3개가 있다. 특히 존 F. 케네디 공항은 전 세계의 편리한 장소로 거점이 되고있다. 또한 네 번째 공항으로 뉴욕 뉴버그 근교의 스튜어트 국제공항이 위 3개의 공항을 관리하는 뉴욕 뉴저지 항만 공사에 흡수하여, 증가하는 여객에 대응하기 위한 완화 공항으로 확장 및 정비될 계획이 있다.