팽창하는 우주의 미래

Future of an expanding universe

관측 결과 우주팽창은 영원히 계속될 것으로 보인다.우주는 팽창하면서 차가워지고, 결국 너무 차가워져서 생명을 유지할 수 없다는 것이 지배적인 이론이다.이러한 이유로 한때 "Heat Death"라고 불리던 미래의 시나리오는 현재 "Big Chill" 또는 "Big Freeze"[1][2]로 알려져 있습니다.

어두워질 그 우주 상수에 의해 energy—represented, 일정한 에너지 밀도 우주 homogeneously,[3]또는 진수 또는 moduli, 동적 양과 같은 스칼라장을 메꾸는 것인 에너지 밀도 시간에 우주의 팽창 space—accelerates 다를 수 있다면, 은하단 사이의 공간은 증가율을 성장할 것이다..적색편이(redshift)는 고대의 들어오는 광자(심지어 감마선)를 탐지할 수 없을 정도로 긴 파장과 [4]낮은 에너지로 확장합니다.별들은 10-10년14(1-100조) 동안 정상적으로12 형성될 것으로 예상되지만, 결국 형성에 필요한 가스 공급이 고갈될 것이다.기존의 별들이 연료가 떨어지고 빛을 멈추면서, 우주는 천천히 그리고 가차없이 [5][6]어두워질 것입니다.양성자 붕괴를 예측하는 이론에 따르면, 남아 있는 별의 잔해는 블랙홀만 남기고 사라질 것이며, 블랙홀은 결국 호킹[7]방사선을 방출하면서 사라지게 된다.궁극적으로, 우주는 온도가 일정한 값에 근접하는 상태인 열역학적 평형에 도달하면, 더 이상의 작업이 불가능하게 되고,[8] 결과적으로 우주의 최종 열사(熱死)를 초래하게 된다.

우주론

무한 팽창은 우주의 전체적인 공간 곡률을 결정하지 않습니다.비록 그것이 닫혀있다면, 중력에 대항하기 위해 충분한 암흑 에너지가 존재해야 하지만, 그렇지 않으면 우주는 [9]크런치로 끝날 것입니다.

윌킨슨 마이크로파 이방성 탐사선과 플랑크 임무에 의한 우주 배경 복사 관측은 우주가 공간적으로 평평하고 상당한 양의 암흑 [10][11]에너지를 가지고 있다는 것을 암시한다.이 경우, 우주는 계속 빠른 속도로 팽창해야 합니다.우주의 팽창 가속은 먼 곳의 초신성 [9]관측을 통해서도 확인되었다.만약 물리 우주론의 일치 모델(Lambda-cold dark matter 또는 δCDM)에서와 같이 암흑 에너지가 우주 상수의 형태를 취한다면, 우주의 크기가 일정한 속도로 두 배로 증가하면서 결국 기하급수적으로 팽창할 것입니다.

만약 인플레이션 이론이 사실이라면, 우주는 빅뱅의 첫 순간에 다른 형태의 암흑 에너지에 의해 지배된 에피소드를 겪었다; 하지만 인플레이션은 끝났고, 오늘날 암흑 에너지에 대해 지금까지 가정된 것보다 훨씬 더 복잡한 상태 방정식을 보여준다.암흑 에너지 상태 방정식이 다시 변화하여 매개 변수화 [citation needed]또는 예측하기 매우 어려운 결과를 초래할 수 있습니다.

미래사

1970년대에 천체물리학자인 자말[12] 이슬람과 물리학자 프리먼 [13]다이슨이 팽창하는 우주의 미래를 연구했다.그리고 나서, 1999년 책 우주의 5대 시대라는 책에서, 천체물리학자인 프레드 아담스와 그레고리 러플린은 팽창하는 우주의 과거와 미래의 역사를 5개의 시대로 나누었다.첫 번째 원시시대빅뱅 직후의 과거로 별이 아직 형성되지 않은 시기이다.두 번째, 철석기 시대는 현재와 현재 보이는 모든 과 은하를 포함합니다. 시기는 별이 무너지는 가스 구름에서 형성되는 시기입니다.이후 퇴화 시대에 별들은 모두 타버리고 백색왜성, 중성자별, 블랙홀잔존물로 남게 됩니다.블랙홀 시대에는 백색왜성, 중성자별, 그리고 다른 작은 천체들이 양성자 붕괴에 의해 파괴되어 블랙홀만 남았다.마지막으로 암흑시대에는 블랙홀조차 사라져 광자와 렙톤[14]희박한 가스만 남았습니다.

이 미래의 역사와 아래의 연대표는 우주의 계속적인 팽창을 상정하고 있습니다.우주의 우주가 수축하기 시작하면, 빅뱅 이후와 유사한 뜨겁고 밀도가 높은 상태로 붕괴하는 빅 크런치([14][15]Big Crunch)가 더 이상 일어나지 않을 수 있습니다.

타임라인

철석기 시대

빅뱅 이후 현재에서14 약 10년(100조)까지

관측 가능한 우주는 현재 1.3810×10년([16]138억 년)이다.지금은 철석기 시대입니다.빅뱅이 일어난 지 약 1억5천5백만 년 후, 첫 번째 별이 형성되었다.그 이후로, 별들은 크고 차가운 수소 가스의 분자 구름에서 작고 밀도가 높은 중심 영역의 붕괴로 형성되었습니다.처음에 이것은 중력 수축에 의해 생성된 에너지 때문에 뜨겁고 밝은 원시성을 생성한다.원시성이 수축한 후, 중심핵은 수소를 융합할 수 있을 정도로 뜨거워질 수 있으며, 임계 질량을 초과하면 '별 점화'라고 불리는 과정을 거치게 되며, 별로서의 수명은 올바르게 [14]시작될 것이다.

질량이 매우 작은 별들은 결국 용해성 수소를 모두 소진하고 헬륨 백색왜성[17]입니다.우리 태양과 같이 질량이 낮은 별에서 중간 정도의 별들은 행성상 성운으로 질량의 일부를 쫓아내고 결국 백색왜성이 된다; 더 큰 질량의 별들은 핵 붕괴 초신성으로 폭발하여 중성자 별이블랙홀[18]남길 것이다.어떤 경우든, 별의 물질 중 일부는 성간 매체로 되돌아갈 수 있지만, 질량이 성간 매체로 되돌아가지 않는 퇴화된 잔여물은 남겨질 것입니다.따라서 의 형성에 사용할 수 있는 가스의 공급은 꾸준히 고갈되고 있다.

우리 은하와 안드로메다 은하가 하나로 합쳐지다

지금부터 40억~80억 년 후(빅뱅 이후 178억~218억 년 후)

안드로메다 은하는 현재 우리 은하인 우리 은하로부터 약 250만 광년 떨어져 있으며, 그들은 초당 약 300 킬로미터(186 마일)의 속도로 서로를 향해 이동하고 있습니다.지금부터 약 50억 년 후, 즉 빅뱅이 일어난 지 190억 년 후, 은하수와 안드로메다 은하는 서로 충돌하고 현재의 증거에 기초하여 하나의 큰 은하로 병합될 것입니다(안드로메다-밀키 은하 충돌 참조).2012년까지 충돌 가능성을 확인할 수 있는 방법은 없었다.[19]2012년,[20] 연구원들은 2002년과 2010년 사이에 안드로메다의 움직임을 추적하기 위해 허블 우주 망원경을 사용한 후 충돌이 확실하다는 결론에 도달했다.이로 인해 밀크로메다(일명 밀크로메다)가 형성된다.

= -1.[21][22]5암흑 에너지 모델을 가정할 때, 빅립 시나리오에서 미래의 220억 년은 우주의 가장 이른 종말일 수 있습니다.

힉스장이 전이되면 [23][24][25]200억 년에서 300억 년 후에 거짓 진공 붕괴가 일어날 수 있습니다.

국부 초은하단과 국부 초은하단의 결합은 더 이상 접근할 수 없습니다.

1011 (1000억)~1012 (1조)년

은하수와 안드로메다 은하를 포함하는 은하단인 국부 은하단에 있는 은하들은 서로 중력으로 묶여 있습니다.앞으로 10년(1000억12 년)에서 10년(1조 년) 사이에 이들의11 궤도는 붕괴되고 국부 은하단 전체가 하나의 큰 [5]은하로 합쳐질 것으로 예상된다.

암흑 에너지가 우주를 계속 빠른 속도로 팽창시킨다고 가정하면, 약 1500억 년 후에 국부 초은하단 밖의 모든 은하들은 우주론적 지평선 뒤로 지나갈 것입니다.그러면 국부 초은하단의 사건이 다른 은하에 영향을 미치는 것이 불가능하게 됩니다.마찬가지로, 멀리 있는 은하계의 관측자들이 보는 것처럼 1500억 년 후의 사건들이 국부 [4]초은하단의 사건들에 영향을 미치는 것은 불가능할 것입니다.그러나 국부 초은하단의 관측자는 계속해서 먼 은하를 보게 되지만, 그들이 관측하는 사건은 은하가 지평선에 가까워짐에 따라 멀리 있는 은하에서 시간이 멈출 때까지 기하급수적으로 더 붉게 변하게 됩니다.국부 초은하단의 관측자는 현지 시간으로 1500억 년이 지난 후에도 사건을 관찰하지 않으며, 결국 국부 초은하단 외부에 있는 모든 빛과 배경 방사선은 빛이 너무 빨갛게 변해서 파장이 지평선의 물리적 지름보다 길어짐에 따라 깜빡이는 것처럼 보일 것입니다.

기술적으로 국부 슈퍼클러스터와 이 빛 사이의 모든 인과적 상호작용이 멈추려면 무한히 오랜 시간이 걸릴 것입니다.그러나 위에서 설명한 적색편이 때문에 빛이 무한히 관측될 필요는 없으며 1500억 년 후에는 새로운 원인 상호작용이 관찰되지 않을 것이다.

따라서 1500억 년 후에는 국부 초은하단을 넘어서는 은하간 운송과 통신이 원인적으로 불가능해진다.

은하의 광도가 감소하기 시작합니다.

8×1011(8000억)년

8×1011(8000억)년 후, 나이가 들면서 남아있는 별들의 밝기가 증가하기 때문에 현재 은하와 거의 비슷했던 다른 은하들[26]밝기는 줄어들기 시작할 것입니다.

국부 초은하단 밖의 은하는 더 이상 탐지할 수 없습니다.

2×1012(2조)년

2×1012(2조)년 후, 국부 초은하단 밖의 모든 은하는 그들이 방출하는 감마선조차 관측 가능한 우주의 크기보다 긴 파장을 가질 정도로 적색편이 될 것입니다.따라서 이러한 은하는 더 이상 어떤 방식으로도 [4]관측할 수 없을 것입니다.

퇴보 시대

10년14(100조)에서40 10년(10조)까지

지금부터 10년(100조년) 에는14 별의 형성이 [5]끝나 모든 항성들이 퇴화된 잔해의 형태로 남게 될 것입니다.양성자가 붕괴하지 않으면 항성질량 물체는 더 천천히 사라져 이 시대가 더 오래 지속될 것이다.

별의 형성이 멈춘다.

10년12–14(1~100조)

지금부터 10년 후(100조 년 후)에는14 별의 형성이 끝날 것입니다.'퇴보 시대'로 알려진 이 기간은 퇴보한 잔재들이 마침내 [27]부패할 때까지 지속될 것이다.질량이 가장 작은 별은 수소 연료를 소진하는 데 가장 오랜 시간이 걸립니다(의 진화 참조).따라서 우주에서 가장 오래 사는 별은 질량이 낮은 적색왜성으로 질량은 태양질량 M0.08배이며, 수명은 10조 년 [28]이상입니다13.공교롭게도, 이것은 별의 형성이 [5]일어나는 시간과 맞먹는다.일단 별의 형성이 끝나고 가장 질량이 작은 적색왜성이 연료를 소진하면, 핵융합은 멈출 것이다.질량이 작은 적색왜성은 식어서 흑색왜성[17]이다.질량이 행성보다 큰 천체는 갈색왜성으로 질량이 0.08보다 작습니다.M퇴화 잔존물, 초기 질량이 약 0.08~8 태양 질량의 별에 의해 생성된 백색왜성, 초기 질량이 8 이상인 별에 의해 생성된 중성자별블랙홀M이 컬렉션의 질량의 약 90%는 백색왜성의 [6]형태를 띠고 있습니다.에너지원이 없을 경우 이전에 발광했던 모든 물체는 냉각되어 희미해집니다.

우주는 마지막 별들이 다 타버린 후 극도로 어두워질 것이다.그렇다 하더라도, 우주에는 여전히 가끔 빛이 있을 수 있다.우주를 밝힐 수 있는 방법 중 하나는 태양 질량의 찬드라세카르 한계보다 질량이 더 큰 두 탄소-산소 백색왜성이 합쳐질 경우입니다.그 결과 생성된 물체는 Ia형 초신성을 만들어 내고 몇 주 동안 퇴화 시대의 어둠을 없애면서 폭주하는 열핵 융합을 겪게 될 것이다.중성자별도 충돌하여 더 밝은 초신성을 형성하고 최대 6 태양 질량의 퇴화 가스를 성간 매체로 방출할 수 있습니다.이러한 초신성의 결과로 생긴 물질은 잠재적으로 새로운 [29][30]별들을 만들어 낼 수 있다.결합된 질량이 Chandrasekhar 한계를 넘지 않지만 탄소를 융합할 수 있는 최소 질량보다 큰 경우(약 0.9)M6 10년(100만 년)[14]의 수명을 가진 탄소별이 생성될 수 있다.또한 질량이 최소 0.3인 헬륨 백색왜성 2개가 존재한다면M 충돌하면 수억 [14]년의 수명을 가진 헬륨 별이 생성될 수 있습니다.마지막으로 갈색왜성은 적색왜성을 형성하기 위해 서로 충돌하거나, 10조 [28][29]년 동안13 생존할 수 있는 새로운 별들을 형성하거나, 그들이 적색왜성으로 수소를 태울 수 있을 만큼 질량이 충분할 때까지 남은 성간 매체로부터 매우 느린 속도로 가스를 축적할 수 있습니다.이 과정은 적어도 백색왜성의 경우 Ia형 초신성을 유도할 [31]수 있다.

행성은 다른 별과의 근접한 조우 때문에 궤도에서 떨어지거나 떠내려간다.

10년15(1,000조)

시간이 지남에 따라 행성의 궤도중력 복사로 인해 붕괴되거나, 행성들은 다른 별의 [32]잔해와의 만남으로 인한 중력 교란으로 인해 국지적인 시스템에서 쫓겨날 것입니다.

별의 잔해가 은하를 벗어나거나 블랙홀로 떨어집니다.

1019 ~ 1020 (10 ~100조)년

시간이 지남에 따라, 은하의 물체는 동적 완화라고 불리는 과정에서 운동 에너지를 교환하여 속도 분포를 맥스웰-볼츠만 [33]분포에 가깝게 만듭니다.동적인 이완은 두 개의 별을 가까이서 만나거나 덜 격렬하지만 더 빈번한 먼 거리에서 [34]만나면서 진행될 수 있습니다.근접한 경우 두 개의 갈색왜성 또는 항성 잔해가 서로 가까이 지나갈 것입니다.이것이 일어날 때, 근접 조우하는 물체의 궤적은 약간 변화하며, 운동 에너지가 이전보다 거의 같아지도록 한다.많은 수의 조우 후에, 가벼운 물체는 속도를 높이는 경향이 있고 무거운 물체는 [14]속도를 잃는다.

동적 이완으로 인해, 일부 물체는 은하 탈출 속도에 도달하고 은하를 떠나기에 충분한 에너지를 얻고 더 작고 밀도가 높은 은하를 남깁니다.이 밀도가 높은 은하에서는 조우 빈도가 더 높기 때문에, 그 과정은 더 빨라집니다.그 결과 대부분의 물체(90~99%)가 은하에서 방출되어 중심 초대질량 [5][14]블랙홀로 떨어지는 작은 부분(1~10%)이 남습니다.떨어진 잔해의 물질이 퀘이사를 만드는 강착 원반을 형성할 것이라는 주장이 제기되었는데, 퀘이 [35]원반은 충분한 물질이 존재하는 한 퀘이사를 만들어 낼 것이다.

물질의 이온화 가능성

10년23

밀도가 감소하고 0이 아닌 우주 상수로 팽창하는 우주에서는 물질 밀도가 0에 도달하여 흑색 왜성, 중성자 별, 블랙홀, 그리고[36]평형 상태에서 이온화되고 소멸되는 행성을 제외한 대부분의 물질이 생성될 것입니다.

양성자 붕괴를 수반하는 미래

다음 연대표는 양성자가 붕괴한다고 가정합니다.

기회: 1032 (100조)~10년42 (1조)

우주의 후속 진화는 양성자 붕괴의 가능성과 속도에 달려있다.실험 증거는 양성자가 불안정하면 적어도 10년의35 [37]반감기를 갖는다는 것을 보여준다.일부 대통합 이론(GUTs)은 10년에서38 10년 사이의32 장기 양성자 불안정성을 예측하며, 표준(비대칭성) 양성자 붕괴 상한은 1.4×10년36,[38][39] 양성자 붕괴 상한은 6×10년이다42.10-10년37 범위에서 양성자 수명(불안한 경우)을 나타내는36 최근의 연구는 단순한 GUT와 대부분의 비대칭 모델을 배제한다.

핵자가 부패하기 시작하다

결합된 중성자도 양성자와 비슷한 반감기로 붕괴하는 것으로 의심된다.행성(별 아래 천체)은 에너지를 [40]방출하는 동안 무거운 원소로부터 순수한 수소로 가는 단순한 캐스케이드 과정으로 붕괴될 것이다.

양성자가 전혀 부패하지 않는다면, 항성 물체는 여전히 사라지지만 더 느리게 사라질 것이다.아래의 양성자 붕괴 없는 미래를 참조하십시오.

양성자의 반감기가 짧거나 길면 과정이 가속되거나 감속됩니다.이는 10년 후(Adams40 & Laughlin(1997년)에 사용된 최대 양성자 반감기) 모든 중입자 물질의 절반이 양성자 붕괴를 통해 감마선 광자와 렙톤으로 전환된다는 것을 의미한다.

모든 핵자는 붕괴한다.

1043 (10 tredecillion)년

우리가 가정한 양성자의 반감기를 고려할 때, 핵자(원자와 결합된 중성자)는 우주가 10년이43 될 때까지 약 1,000개의 반감기를 겪게 될 것이다.이것은 핵자가 약 0.5개1,000(약−301 10개) 있을 것이라는 것을 의미합니다;[41] 현재 우주에80 약 10개의 양성자가 있기 때문에, 축퇴기 말기에는 아무것도 남지 않을 것입니다.사실상, 모든 중입자 물질은 광자렙톤으로 바뀔 것이다.일부 모델은 10년 후98 관측 가능한 우주의 현재 지름(대략 6 · 10m34)[42]보다 큰 직경을 가진 안정적인 포지트로늄 원자의 형성을 예측하며, 10년 [5][6]후에는176 감마선으로 붕괴할 것이다.

초대질량 블랙홀은 모든 양성자가 붕괴된 후 은하에 남는 모든 것입니다. 하지만 이 거대 블랙홀들조차도 영원하지는 않습니다.

양성자가 고차 핵 과정에서 붕괴하는 경우

기회: 1076~10년220

위에서 설명한 이론대로 양성자가 부패하지 않으면 퇴화시대는 더 오래 지속되고 블랙홀시대와 겹치거나 이를 능가할 것이다.10년이라는 시간65 척도에서 고체 물질은 양자 터널링을 통해 잠재적으로 원자와 분자를 재정렬하도록 이론화되며, 액체처럼 [13]작용하고 확산과 중력에 의해 매끄러운 구체가 될 수 있다.퇴화된 항성 물체는 아들러-벨-재키우 이상, 가상 블랙홀, 또는 [5]반감기가 10년 미만인220 고차원 초대칭과 관련된 과정을 통해 양성자 붕괴를 겪을 수 있습니다.

10년145

2018년 거짓 진공 붕괴표준 모델 수명 추정치. 95% 신뢰 구간은 상단 쿼크 [43]질량에 대한 불확실성 때문에 10년에서 10년725 사이이다65.

10년200

표준 모델 물리학에서는 양성자가 안정적이지만, 양자 이상은 전기 약자 수준에서 존재할 수 있으며, 이는 스팔레론 [44]전환을 통해 중입자(단자와 중성자) 그룹을 전멸시킬 수 있습니다.이러한 바리온/렙톤 위반은 3개의 바리온으로 이루어진 배수 또는 그룹에서만 발생할 수 있으며, 이는 이러한 이벤트를 제한하거나 금지할 수 있습니다.높은 에너지와 온도에서 정기적으로 발생하는 것으로 알려져 있지만, 낮은 에너지 수준에서 스팔레론의 실험적인 증거는 아직 관찰되지 않았다.

광자, 전자, 양전자, 중성미자이제 마지막 초대질량 블랙홀이 증발하면서 우주의 마지막 잔해가 된다.

블랙홀 시대

1043 (10 tredecillion) ~ 약 10100 (1 googol)년, 최대 초대질량 블랙홀의 경우 최대110 10년

10년43 후 블랙홀이 우주를 지배할 것이다.그것들은 호킹 [5] 방사선을 통해 서서히 증발할 것이다.질량이 약 1인 블랙홀M 약 2×10년64 후에 사라질 것입니다.블랙홀의 수명은 질량의 세제곱에 비례하기 때문에, 더 큰 블랙홀은 붕괴하는 데 더 오랜 시간이 걸립니다.질량이 100(1000억 개)인11 초대질량 블랙홀M 약 2×[45]10년93 후에 증발할 것입니다.

우주에서 가장블랙홀은 계속 성장할 것으로 예상됩니다.최대 1014(100조)의 대규모 블랙홀M 은하의 초은하단이 붕괴하는 동안 형성될 수 있습니다.이마저도 10년에서110 10년 사이에109[46] 증발할 것이다.

호킹 방사선은 열 스펙트럼을 가지고 있다.블랙홀의 수명의 대부분 동안, 방사선은 낮은 온도를 가지며 주로 광자와 가상의 중력자와 같은 질량 없는 입자의 형태를 띤다.블랙홀의 질량이 줄어들면 온도가 상승해 블랙홀의 질량이 10kg으로19 줄어들면 태양과 비슷한 수준이 된다.이 구멍은 블랙홀 시대의 일반적인 암흑기 동안 일시적인 광원을 제공합니다.블랙홀이 증발하는 마지막 단계 동안, 블랙홀은 질량 없는 입자뿐만 아니라 전자, 양전자,[14] 양성자, 그리고 반양성자와 같은 더 무거운 입자들도 방출할 것입니다.

암흑 시대와 광자 시대

10년100 후(10년 후 또는 1구골년 후

모든 블랙홀이 증발한 후(그리고 양성자로 구성된 모든 일반 물질이 분해된 후, 양성자가 불안정하다면) 우주는 거의 텅 비게 될 것입니다.광자, 바리온, 중성미자, 전자, 양전자는 서로 거의 마주치지 않고 이곳저곳을 날아다닐 것이다.중력적으로, 우주암흑 물질, 전자, 그리고 [47]양전자에 의해 지배될 것이다.

매우 확산된 물질만 남아 있는 이 시대까지, 우주의 활동은 매우 낮은 에너지 수준과 매우 큰 시간 척도로 (이전 시대에 비해) 극적으로 줄어들 것입니다.우주를 떠돌고 있는 전자와 양전자는 서로 마주칠 것이고 때때로 양전자를 형성할 것이다.그러나 이러한 구조는 불안정하며, 그 구성 입자는 결국 전멸해야 한다.그러나 대부분의 전자와 양전자는 [48]결합되지 않은 상태로 남아 있을 것이다.매우 느리지만 다른 저수준의 전멸 사건도 일어날 것이다.우주는 이제 극도로 낮은 에너지 상태에 도달했다.

양성자 붕괴 없는 미래

양성자가 붕괴하지 않으면 항성질량 물체는 여전히 블랙홀이 되지만 더 느리게 됩니다.다음 연대표는 양성자 붕괴가 일어나지 않는다고 가정한다.

10년139

2018년 거짓 진공 붕괴표준 모델 수명 추정치. 95% 신뢰 구간은 상단 쿼크 [43]질량에 대한 불확실성 때문에 10년에서 10년241 사이이다58.

퇴보 시대

물질은 쇠로 변하다

101100~10년32000

10년 후1500, 양자 터널링을 통해 발생하는 냉간 핵융합은 항성질량 물체의 핵을 철-56 핵으로 융합시킬 것이다(철의 동위원소 참조).핵분열과 알파 입자 방출은 무거운 핵을 철로 붕괴시켜, 별 덩어리의 물체들[13]철성이라고 불리는 차가운 철의 구로 남겨야 한다.이런 일이 일어나기 전에, 일부 흑색 왜성에서는 이 과정이 찬드라세카르 한계를 낮춰 10년1100 에 초신성을 발생시킬 것으로 예상됩니다.비퇴화 실리콘은 약 10년32000 [49]후에 철에 터널을 뚫는 것으로 계산되었습니다.

블랙홀 시대

철성 붕괴에서 블랙홀로

101030~10년10105

양자 터널링은 또한 큰 물체를 블랙홀로 변화시켜야 하며, 블랙홀은 (이러한 시간에) 순식간에 아원자 입자로 증발할 것입니다.가정 내용에 따라서는 10년에서1026 10년으로1076 계산될 수 있습니다.양자 터널링은 또한 약 10년1076 [13]안에 철별을 중성자별로 붕괴시킬 수도 있다.

암흑 시대(양자 붕괴 없음)

1010105~10년10120

블랙홀이 증발하면서, 모든 중입자는 이제 아원자 입자(전자, 중성자, 양성자, 쿼크)로 붕괴될 것이다.우주는 이제 거의 순수한 진공상태이다.우주의 팽창은 서서히 절대 [citation needed]0까지 식힌다.

너머에

양성자 붕괴가 발생하는 경우 10년 이상1076, 또는 양성자 붕괴가 없는 경우 10년 이상2500

Big Rip 이벤트가 먼 [50][51]미래에도 발생할 수 있습니다.이 특이점은 유한한 규모 인수로 발생할 것이다.

현재의 진공 상태가 거짓 진공일 경우 진공은 낮은 에너지 [52]상태로 붕괴될 수 있습니다.

아마도 극단적으로 낮은 에너지 상태는 국지적인 양자 사건이 무시할 수 없는 미시적인 사건이라기 보다는 주요한 거시적인 현상이 된다는 것을 암시한다. 왜냐하면 가장 작은 섭동이 이 시대에 가장 큰 차이를 만들기 때문이다. 그래서 공간과 시간에 무슨 일이 일어날지는 알 수 없다.거시물리학의 법칙이 무너져 양자물리학의 법칙이 [8]우세할 것으로 인식된다.

대략101056 10년 [53]후에 새로운 빅뱅이 발생할 확률이 0이 아니라는 점을 감안할 때, 우주는 무작위 양자 터널링과 양자 변동을 통해 영원한 열사를 피할 수 있을 것이다.

무한의 시간에 걸쳐, 푸앵카레의 반복 또는 열변동에 의해 자발적인 엔트로피 감소가 있을 수 있다(변동정리 [54][55][56]참조).

거대 흑색 [57]왜성은 양성자가 붕괴하지 않는다고 가정하면 최대 10년32000 후에 초신성으로 폭발할 수도 있다.

위의 가능성은 단순한 형태의 암흑 에너지에 기초하고 있다.하지만, 암흑 에너지의 물리학은 여전히 매우 활발한 연구 분야이고, 암흑 에너지의 실제 형태는 훨씬 더 복잡할 수 있다.예를 들어, 인플레이션 동안, 암흑 에너지는 현재와 매우 다르게 우주에 영향을 끼쳤기 때문에, 미래에 암흑 에너지가 또 다른 인플레이션 시기를 촉발할 수 있습니다.암흑 에너지가 더 잘 이해될 때까지, 그것의 가능한 영향은 예측하거나 매개 변수를 지정하기가 매우 어렵습니다.

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    예를 들어 은하계의 초은하단과 같은 중력 결합의 최대 규모를 가정했기 때문에 블랙홀 형성은 결국 최대 10개의14 질량을 가진 모형에서 끝이 납니다.M ...블랙홀이 모든 에너지 범위를 방출하는 시간 척도...최대 10개의14 블랙홀에 대해 10년109M를 클릭합니다.

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