우주의 역사
개요 > 표 요약

en:Timeline of the early universe, en:Timeline of natural history, en:Geologic time scale, en:Timeline of the evolutionary history of life 및 en:Timeline of the far future 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
en:Graphical timeline of the universe, en:Graphical timeline of the Big Bang, en:Graphical timeline from Big Bang to Heat Death 및 en:Graphical timeline of the Stelliferous Era 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
| 시대 | 우주시 | 적색편이 | 복사 온도 (에너지)  | 설명 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 플랑크 시대 (Planck epoch) |  < 10−43초 |  |  > 1032 K ( > 1019 GeV) | 플랑크 척도는 현재의 물리적 이론이 적용되지 않을 수 있는 물리적 척도이며 발생한 일을 계산하는 데 사용될 수 없다. 플랑크 시대에 우주론과 물리학은 양자 중력 효과가 지배했다고 가정한다. |
| 대통일 시대 (Grand unification epoch) |  < 10−36초 |  |  > 1029 K ( > 1016 GeV) | 표준 모형의 세 가지 힘은 여전히 통합되어 있다 (자연이 대통일 이론으로 설명된다고 가정하고, 중력은 포함되지 않음). |
| 급팽창 시대 (Inflationary epoch)  전기약 시대 (Electroweak epoch) |  < 10−32초 |  | 1028 K ~ 1022 K (1015 ~ 109 GeV) | 우주 급팽창은 10-36에서 10-32초 정도의 시간에 걸쳐 1026배만큼 공간을 팽창시킨다. 우주는 약 1027에서 1022켈빈으로 과냉각된다. 강한 상호작용은 전기약 작용으로부터  구별되게 된다. |
| 전기약 시대 (Electroweak  epoch) 종료 | 10−12초 |  | 1015 K (150 GeV) | 온도가 150GeV 이하로 떨어지기 전에는, 입자 상호작용의 평균 에너지는 충분히 높기 때문에 W1 W2, W3 및 B 벡터 보손(전자기약 상호작용)과 H+, H−, H0, H0⁎ 스칼라 보손(힉스 상호작용)의 교환으로 설명하는 것이 더 간결하다. 이 그림에서, 힉스 장의 진공기대값은 영이고(그러므로 모든 페르미온들은 질량이 없다), 모든 전기약 보손들은 질량이 없으며(그들은 아직 무거워지기 위해 힉스 장의 한 구성 요소를 포함하지 않았다.), 광자들 (γ)은 아직 존재하지 않는다. (그것들은 상전이 후에 B와 W3 보손들의 선형결합으로 존재하여, γ = B cos θW + W3 sin θW, 여기서 θW 는 와인버그 각이다). 이는 대형 강입자 충돌기에서 직접 관측할 수 있는 가장 높은 에너지들이다. 관측 가능한 우주가 될 당시 공간의 구체 반지름은 약 300광초이다. |
| 쿼크 시대 (Quark epoch) | 10−12초 ~ 10−5초 |  | 1015 K ~ 1012 K (150 GeV ~ 150 MeV) | 표준모형의 힘들은 "저온" 형태로 재구성된다: 힉스와 약전자기 상호작용들은 무거운 힉스 보손 H0, W+, W-로 전달되는 약한 힘 및 Z0 보손과  질량이 없는 광자에 의해 전달되는 전자기력으로 재배열된다. 힉스 장은 진공 기댓값이 영이 아니므로, 페르미온들을 무겁게 만든다. 에너지가 너무 높아 쿼크들이  강입자에 합쳐질 수 없으며, 대신에 쿼크-글루온 플라스마(Quark–gluon plasma)를 형성한다. |
| 강입자 시대 (Hadron epoch) | 10−5초 ~ 1초 |  | 1012 K ~ 1010 K (150 MeV ~ 1 MeV) | 쿼크들은 강입자들로 묶여져 있다. 초기 단계로부터 약간의 물질-반물질 비대칭(중입자 비대칭)은 반중입자를 제거하는 결과를 초래한다. 0.1초까지, 뮤온들과 파이온들은 열평형 상태에 있으며, 또한 중입자들보다 약 10:1로 더 많다. 이 시대가 끝나갈 무렵에는, 빛에 안정한 중입자들 (양성자들과 중성자들)만 남는다. 경입자들, 양성자들 및 중성자들의 밀도가 충분히 높기 때문에 약한 힘의 작용으로 빠르게 서로 변한다. 중성자의 더 높은 질량으로 인해, 처음에는 1:1이었던 중성자:양성자 비율이 감소하기 시작한다. |
| 중성미자 디커플링 (Neutrino decoupling) | 1초 |  | 1010 K (1 MeV) | 중성미자들은 중입자 물질과의 상호 작용을 중단하고 우주 중성미자 배경을 형성한다. 중성자:양성자 비율은 대략 1:6에서 동결된다. 관측 가능한 우주가 될 공간의 구체는 당시에 반지름이 약 10광년이다. |
| 렙톤 시대 (Lepton epoch) | 1초 ~ 10초 |  | 1010 K ~ 109 K (1 MeV ~ 100 keV) | 렙톤들과 반렙톤들은 열평형 상태를 유지한다 - 광자들의 에너지는 여전히 전자-양전자 쌍들을 생성할 만큼 충분히 높다. |
| 대폭발(빅뱅) 핵합성 (Big Bang nucleosynthesis) | 10초 ~ 103초 |  | 109 K ~ 107 K (100 keV ~ 1 keV) | 양성자들과 중성자들은 원시 원자핵들: 수소와 헬륨-4로 결합된다. 극소량의 중수소, 헬륨-3 및 리튬-7도 형성된다. 이 시대가 끝날 때 관측 가능한 우주가 될 당시 공간의 구체 반지름은 약 300광년이고, 중입자 밀도는 m3당 4g (해수면 공기 밀도의 약 0.3%) 이다 - 그러나, 당시 대부분의 에너지는 전자기 복사 안에 있다. |
| 광자 시대 (Photon epoch) | 10초 ~ 37만 년 |  | 109 K ~ 4000 K (100 keV ~ 0.4 eV) | 우주는 핵들, 전자들 및 광자들의 플라스마로 구성된다; 온도는 전자-양전자 쌍들(또는 어떤 다른 무거운 입자 쌍들)을 생성하기에는 너무 낮지만 전자들이 핵들에 결합하기에는 너무 높다. |
| 재결합 시대 (Recombination epoch) | 18,000년 ~ 37만 년 | 6000 ~ 1100 | 4000 K (0.4 eV) | 전자들과 원자핵들은 먼저 중성 원자들을 형성한다. 광자들은 더 이상 물질과 열평형 상태에 있지 않고 우주는 처음으로 투명해진다. 재결합은 약 10만 년 동안 지속되며, 이 기간 동안 우주는 점점 더 광자에게 투명해진다. 우주 마이크로파 배경 복사의 광자는 이 시기에 발생한다. 관측 가능한 우주가 될 당시 우주의 구체 반지름은 약 4200만 광년이다. 이때의 중입자 물질 밀도는 m3 당 약 5억 개의 수소와 헬륨 원자로, 현재보다 약 10억 배 높다. 이 밀도는 10-17 차수 기압에 해당한다. |
| 암흑 시대 (Dark age) | 37만 년 ~ 1억5000만 년 ? (약 10억 년까지는  완전히 종료) | 1100 ~ 20 | 4000 K ~ 60 K | 재결합과 첫 번째 항성 형성 사이의 시간. 이 시기에 광자의 유일한 원천은 수소선에서 수소가 전파를 방출하는 것이었다. CMB 광자를 빠르게 전파하면서 (약 300만 년 이내) 적외선으로 바뀌었고, 우주는 가시광선이 없었다.  |
| 별 형성과  은하 생성 (Star formation and galaxy formation) | 가장 오래된 은하들:  약 3억–4억 년? (첫번째 별들: 비슷하거나 이전) 현대 은하들: 10억 년 ~ 100억 년  (정확한 타이밍은 연구 중) | 약 20부터 | 약 6만 년부터 | 알려진 최초의 은하들은 약 3억8천만 년 전에 존재했다. 은하들은 약 10억 년(적색편이 z = 6)에 "원시-은하단(proto-clusters)"으로 합체되고 30억 년(z = 2.1)에 은하단들로 합체되기 시작하며, 약 50억 년(z = 1.2)에 초은하단들로 합체된다. 참조: 은하군 및 성단 목록, 초은하단 목록. |
| 재전리 시대 (Reionization epoch) | 2억 년 ~ 10억 년}  (모든 타이밍은 대략적) | 20 ~ 6 | 60 K ~ 19 K | 망원경으로 관측할 수 있는 가장 멀리 떨어진 천체들은 이 기간으로 거슬러 올라가는데; 2016년 현재 관측된 가장 멀리 떨어진 은하는 GN-z11로 적색편이 11.09이다. 가장 초기의 "현대적" 종족 I 별들이 이 시기에 형성된다. |
| 현재 시간 (Present time) | 138억 년 | 0 | 2.7 K | 현재 관측 가능한 가장 먼 광자들은 CMB 광자들이다. 이들은 반지름이 460억 광년인 구체로부터 도착한다. 그 안의 구체형 부피는 흔히 관측 가능한 우주라고 불린다. |
연대기의 대안적인 세분화 (위의 여러 기간과 중복됨)
| 복사-지배 시대 (Radiation-dominated era) | 급팽창(~ 10−32초) 부터 ~ 4만천 년 | > 3600 | > 104 K | 이 시간 동안 광속으로, 또는 그에 가깝게 움직이는 광자들 및 중성미자들과 같은 질량이 없거나 또는 질량이 거의 없는 상대론적 구성요소들의 에너지 밀도가 물질 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배한다. |
| 물질-지배 시대 (Matter-dominated era) | 4만7천 년 ~ 98억 년 | 3600 ~ 0.4 | 104 K ~ 4 K | 이 시기 동안 물질의 에너지 밀도는 복사 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배하므로 공간의 계량(거리 함수) 팽창이 느려진다. |
| 암흑 에너지-지배 시대 (Dark-energy-dominated era) | > 98억 년 | < 0.4 | < 4 K | 물질 밀도가 암흑 에너지 밀도(진공 에너지(vacuum energy_) 아래로 떨어지고 공간의 팽창이 가속화되기 시작한다. 이 시기는 태양계 생성 시기와 생명 진화 역사와 대략 일치한다. |
| 별의 시대 (Stelliferous Era) | 15억 년 ~ 100조 년 | 20 ~ −0.99 | 60 K ~ 0.03 K | 종족 III 별들의 첫 번 째형성과 모든 별들이 퇴화한 잔해들의 형태로 남는 모든 별 형성 중단 사이의 시간, |
| 먼 미래 (Far fiture) | > 100조 년 | < −0.99 | < 0.1 K | 마침내 별들은 죽고 별을 대신할 별이 더 적게 태어나면서 우주가 어두워지면서 별의 시대는 끝날 것이다. 다양한 이론이 여러 후속 가능성을 제시한다. 양성자 붕괴를 가정하면 물질은 결국 암흑기로 증발할 수 있다 (열죽음). 대안적으로 우주가 대함몰로 붕괴될 수도 있다. 다른 제안된 종말에는 가짜 진공 파국, 또는 우주의 종말로 가능한 빅 립이 포함된다. |