우주의 지배적인 구성체가 물질로 바뀐 '물질 시대'(Matter Era)는 '복사 시대'의 마지막인 5만년 후부터 1억년 경까지인데 초기의 폭발이 그 강도가 감소하면서 우주 역사상 아마도 가장 중요한 변화가 생긴 것 같다. '핵시기'의 말에는 아직 복사가 물질을 압도해서 양성자와 전자가 결합을 하자마자 복사가 그들을 파괴시켜 가장 단순한 원자나 분자들이 생성되지 못하게 하였다. 그렇지만 우주가 팽창하고 차가워지면서 초기의 우세하던 복사는 마침내 끝났다. 그래서 일단 형성된 원자는 보존되었고 우리는 '원자 시기'(atom epoch)라고 부르는데 빅뱅 후 2억년경 끝나게 되는데 이 시기에 초기 별들이 생기고 그들의 강력한 복사가 우주를 재이온화시켰다(reionized).***
우리는 빅뱅 후 2억년 후부터 30억년까에 본격적으로 최초 별들과 은하들이 형성되었으므로 '은하 시기'(galactic epoch)라고 부른다. 이 시기말에는 거대구조(large-sclae structure)와 대부분의 은하가 형성되었고 퀘이사들이 밝게 빛나고 있었고 초기 세대의 별들은 타다가 폭발했고 그들 부모 은하의 미래 모습을 결정하게 되었다. 이후로는 은하들이 통합되고 진화해왔고 별들은 그 생성의 정점을 찍었으며 행성들과 생명이 우주에 탄생하였다. 그러한 빅뱅 후 30억년 이후 오늘날까지인 '별 시기'(stella epoch)는 아직도 은하들 안에서 무수한 별들이 생성되고 있으므로 붙여진 이름이다. '암흑에너지 시대'(Dark Energy Era)는 빅뱅 후 65억년경부터 알 수 없는 암흑에너지가 작용하면서 우주팽창 가속을 하게된 오늘날까지의 대분류 시대이다.
대통일이론 시기와 플랑크 시기 동안 네가지 기초힘들은 모두 혹은 대부분 결합되어 있었다. 이때의 통일은 양자역학에서 말하는 입자들의 상호작용이 그 입자들의 속성을 결정한다는 '스칼라장'(scalar fields)의 존재를 예측한다. 우리는 스칼라장의 기초힘들이 우주의 물리적 입자들과 가깝게 관계는 하되 분리되어서 모든 공간에 퍼져 있었다고 생각할 수 있다. 연구자들은 이 스칼라장들이 일시적으로 그들의 보통의 평형상태를 넘는 에너지가 증가하게 될 수 있음을 알게 되었다. 당시의 우주의 빈 공간은 진공 에너지(vacuum energy)을 획득하게되는데, 그 진공 에너지가 일정하게 남아있는 동안에 팽창이 가속되는 극적인 결과가 초래하게 되었다는 것이다. 지금의 우주 급팽창 모형에서는 위 도표에서처럼 우주는 아주 짧은 시간에 거대하게 팽창하고 이후로는 초기의 보통 팽창율로 돌아왔는데, 우주의 크기는 급팽창 이전보다 10^^50배가 커지게 되었다. 이 검증받지 않은 대략 1/2*10^^34초의 우주 급팽창의 기간이 '급팽창 시기'(inflation epoch)로 알려져 있다. 또한 대통일이론 시기(GUT epoch) 후에는 초미세적 스케일들이 '우주적'(cosmic) 크기로 팽창하게 되었다고 기술하고 있다.
실제로 이상하게 느껴질 수 있지만 별도로 기술한 암흑 에너지(우주 상수와 제5원소)의 선구적 모형들은 모두 스칼라장들이다. 잠깐 언급한 것처럼 제로가 아닌 진공 에너지는 우주팽창 가속을 일으킨다고 여겨지고 있다. 마침내 그 스칼라장들이 평형상태로 돌아오고나서 그 지역은 일반적인 진공으로 회복되었다. 도표에서처럼 그 에피소드는 단 1/10^^32초간 지속되었지만 약 10^^50배라는 믿을 수 없는 크기로 불안정하게 부풀어 올랐다. 앨런 구스(A. Guth)는 1980년에 최초로 '우주 급팽창'(cosmic inflation) 모형을 발표하였는데 스칼라장이 강력과 전자기력의 분리를 일으키는 원인으로 생각되었었다. 이후로도 연구자들은 초기의 우주에서 다른 환경과 아마도 여러번 급팽창이 일어날 수 있음을 알게되었다. 이러한 일반화는 정확히 언제 급팽창이 일어나 우리의 우주로 되었는가를 불분명하게 만들고 있지만 실제로는 이 급팽창이 표준 이론으로 굳혀지고 있다.
아무튼 '양자 요동'(quantum fluctuation) 팽창으로 지금의 우주가 되었다는 기본적 아이디어는 이제는 상당히 정립되고 있는 것이다. 절대적인 '무(無)'로부터의 초기 우주 에너지의 "통계적"(staticstical) 창조이론은 앨런 구스의 '궁극적인 공짜 점심'(the ultimate free lunch)라는 말로 비유되어 왔다. 많은 이론가들에 의하면 모든 우주가 급팽창을 경험하지는 않을 수 있고 오직 어떤 지역만이 불안정해져서 우주에 거대한 급팽창한 '거품'(bubble)들을 형성하였는데 우리는 그 중의 한 거품속에 살고 있으며 그 밖의 우주에 대해서는 아마도 알 수 없을 것 같다는 것이다. 그래서 우리는 '우주'(universe)라는 용어를 바로 이 거품-우리 우주-과 그 내용에 대해서만 사용하고 있다.
* 양자중력 이론의 유력한 후보 하나가 모두 입자와 힘들을 끈(string)으로 알려진 초소립자적(submicroscopic) 기본 단위-플랑크 길이 정도-의 특정한 진동 모드로서 해석하는 '끈 이론/M 이론'(string theory/M theory)이다. 이는 기존 점입자 이론의 어려운 기술적 문제들을 해결하여 지금으로서는 자연의 힘들을 통합하여 설명하는 가장 희망적인 '모든 것의 이론'-끈아론은 10차원, M이론은 11차원-이라 간주된다. 하지만 아직 입증되지는 못하였고 비판의 소리들도 많다. 1921년 테어도어 칼루자(T. Kaluza)는 전자기장에 의한 맥스웰 방정식과 중력에 관한 아인슈타인의 방정식을 통합하는 5차원 시공간 이론과 1926년 오스카르 클레인(A. Klein)이 이를 설명하는 축소화를 가정한 "여분의 공간 차원은 플랑크 크기 정도로 감추어져 있다."는 칼루자-클레인 이론이 끈이론/M이론에서 추가된 6/7개 차원들을 설명하는 데 사용된다. [Brian Green 지음 'The Elegant Universe'(엘러건트 유니버스) ⓒ 1999/2002 번역 참조]
** 1968년 셀던 글래쇼(S. Glashow), 스티븐 와인스버그(S. Weinberg)와 압두스 살람(A. Salam)이 개발한 '전자기약력 이론'(Electroweak Theory)에서는 질량이 없는 광자(photon)이외에 이들에게 질량을 갖도록 매개하는 3가지 W+, W-, Z 보손[W+, W- and Z bosons]들을 예측하였다. 이들 보손들은 뒤에 실험적으로 증명되어서 1979년 노벨물리학상을 수상하였다.
*** 재이온화란 수소의 이온화로 중성수소가 수소원자로 변환되는 과정으로서, 빛이 직진할 수 없게 되어 나중의 관측이 어려워진다. 별들의 생성된 후에도 중원소 함유량이 낮은 별이 99%였는데 그들의 표면 온도가 매우 높아서 주위의 가스를 자외선과 방사선으로 재이온화시켜 대부분의 우주는 플라스마(plasma)로 채워졌었다.
