우주의 궁극적인 운명

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우주의 궁극적인 운명은 물리 우주론의 한 주제인데, 그 이론적 제한은 우주의 진화와 궁극적인 운명에 대한 가능한 시나리오를 설명하고 평가할 수 있게 해줍니다.이용 가능한 관찰 증거에 기초하여 우주의 운명과 진화를 결정하는 것은 신화적 또는 신학적 믿음의 대부분 증명할 수 없는 제약을 넘어서는 유효한 우주론적 질문이 되었습니다.우주가 유한하고 무한한 기간 동안 존재했을 수도 있다는 것 또는 우주의 시작의 방식과 상황을 설명하는 것을 포함하여 여러 과학적 가설에 의해 가능한 미래가 예측되었습니다.

1930년대에서 1950년대 사이에 에드윈 허블이 관측한 결과, 은하들이 서로 멀어지는 것처럼 보였고, 이는 현재 받아들여지고 있는 빅뱅 이론으로 이어졌습니다.이것은 우주가 약 137억 8700만 년 전에 매우 밀도가 높아지기 시작했고, 그 이후로 우주가 팽창하고 (평균적으로) 밀도가 낮아졌음을 시사합니다.^[1]빅뱅의 확인은 대부분 팽창 속도, 물질의 평균 밀도, 그리고 우주의 질량 에너지의 물리적 특성을 아는 것에 달려 있습니다.

우주론자들 사이에서는 우주의 모양이 "평평한" 것으로 간주되고 (평행선은 평행하게 유지됨) 영원히 팽창할 것이라는 강한 의견이 일치하고 있습니다.^[2][3]

우주의 기원과 궁극적 운명을 결정할 때 고려해야 할 요소는 은하의 평균 운동, 우주의 형태와 구조, 우주가 담고 있는 암흑 물질과 암흑 에너지의 양 등입니다.

신흥 과학적 기초

이론.

우주의 궁극적인 운명에 대한 이론적인 과학적인 탐구는 1915년 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론으로 가능해졌습니다.일반상대성이론은 가능한 한 가장 큰 규모로 우주를 묘사하는 데 사용될 수 있습니다.일반 상대성 이론의 방정식에는 몇 가지 가능한 해결책이 있으며, 각각의 해결책은 우주의 궁극적인 운명을 암시합니다.

Alexander Friedmann은 1922년에 몇 가지 해결책을 제안했고, 1927년 Georges Lema î트르도 마찬가지였습니다.이러한 해결책 중 일부에서, 우주는 본질적으로 빅뱅(Big Bang)이라는 초기 특이점에서 확장되고 있습니다.

관찰

1929년 에드윈 허블은 먼 은하계의 세페이드 변광성 관측에 근거하여 우주가 팽창하고 있다는 그의 결론을 발표했습니다.그때부터 우주의 시작과 가능한 종말은 진지한 과학적 조사의 주제가 되어 왔습니다.

빅뱅이론과 안정상태이론

1927년, 조르주 르마 î트르는 우주의 기원에 대한 빅뱅 이론이라고 불리게 된 이론을 제시했습니다.1948년, 프레드 호일은 우주가 계속적으로 팽창하지만 새로운 물질이 끊임없이 생성됨에 따라 통계적으로 변하지 않는 그의 반대되는 안정 상태 이론을 제시했습니다.이 두 이론은 1965년 아르노 펜지아스와 로버트 윌슨이 우주 마이크로파 배경 복사를 발견할 때까지 활발한 경쟁을 벌였습니다. 이 사실은 빅뱅 이론에 대한 직접적인 예측이며 원래의 안정 상태 이론은 설명할 수 없었던 것입니다.결과적으로 빅뱅 이론은 빠르게 우주의 기원에 대해 가장 널리 알려진 견해가 되었습니다.

우주 상수

아인슈타인과 그의 동시대 사람들은 정적인 우주를 믿었습니다.아인슈타인이 그의 일반 상대성 방정식이 현재 우주가 팽창하고 먼 미래에 수축할 수 있는 방식으로 쉽게 해결될 수 있다는 것을 발견했을 때, 그는 그 방정식들에 그가 우주 상수라고 부르는 것, 즉 본질적으로 일정한 에너지 밀도를 추가했습니다.어떤 팽창이나 수축에도 영향을 받지 않습니다. 우주 전체에 대한 중력의 영향을 우주가 정적인 상태로 유지되도록 상쇄하는 것이 그 역할입니다.하지만, 허블이 우주가 팽창하고 있다는 결론을 발표한 후, 아인슈타인은 그의 우주 상수가 "내 생애 가장 큰 실수"라고 썼습니다.^[5]

밀도파라미터

우주 이론의 운명에서 중요한 매개 변수는 밀도 매개 변수인 $($Omega {\displaystyle \$Omega })$이며,$$ 이는 우주의 평균 물질 밀도를 해당 밀도의 임계 값으로 나눈 값으로 정의됩니다.ω ${\displaystyle$ \$Omega$}이$($$가)$ 1 ${\displaystyle$ 1}보다$$같거나 작거나 큰지에 따라 가능한 3가지 지오메트리 중 하나를 선택합니다.이것들은 각각 평평한 우주, 열린 우주, 닫힌 우주라고 불립니다.이 세 가지 형용사는 우주의 전반적인 기하학을 의미하며, 더 작은 질량 덩어리(예를 들어 은하와 별)에 의해 발생하는 시공간의 국소적인 곡선을 의미하지 않습니다.만약 우주의 주요 내용이 20세기의 많은 시간 동안 인기 있었던 먼지 모델처럼 불활성 물질이라면, 각각의 기하학에 해당하는 특별한 운명이 있습니다.따라서 우주론자들은 ω ${\displaystyle \Omega},$즉 팽창이 감속되는 속도를 측정하여 우주의 운명을 결정하고자 했습니다.

반발력

1998년을 시작으로 먼 은하에서 초신성의 관측은 팽창이 가속화되고 있는 우주와 일치하는^[6] 것으로 해석되어 왔습니다.이후의 우주론적 이론화는 거의 항상 암흑 에너지를 불러일으켜 가능한 가속을 가능하게 하도록 설계되었으며, 이 에너지는 가장 간단한 형태로 양의 우주 상수에 불과합니다.일반적으로 암흑 에너지는 음의 압력을 가진 가설이 있는 모든 분야를 포괄하는 용어이며, 보통 우주가 팽창함에 따라 밀도가 변합니다.

우주의 형상 역할

현재 대부분의 우주론자들의 과학적 합의는 우주의 궁극적인 운명은 우주의 전체적인 형태, 암흑 에너지의 양, 그리고 암흑 에너지 밀도가 우주의 팽창에 어떻게 반응하는지를 결정하는 상태 방정식에 달려있다는 것입니다.^[3]최근 관측 결과에 따르면 빅뱅 이후 75억 년이 지난 시점부터 우주의 팽창 속도는 아마도 오픈 유니버스 이론에 부합하는 수준으로 증가하고 있다고 합니다.^[7]하지만 윌킨슨 극초단파 이방성 탐사선의 측정 결과는 우주가 평평하거나 매우 평평한 상태에 가깝다는 것을 보여줍니다.^[2]

닫힌 우주

ω > ${\displaystyle$ \$Omega$ >1$}$인 경우 공간의 지오메트리는 구의 표면처럼 닫혀 있습니다삼각형의 각의 합은 180도를 초과하고 평행선이 없습니다. 모든 선은 결국 만나게 됩니다.우주의 기하학은 적어도 매우 큰 규모로 타원형입니다.

닫힌 우주에서 중력은 결국 우주의 팽창을 멈추고, 그 후 우주의 모든 물질이 빅뱅의 반대인 "빅 크런치(Big Crunch)"라는 마지막 특이점으로 붕괴될 때까지 수축하기 시작합니다.일부 새로운 현대 이론은 우주가 상당한 양의 암흑 에너지를 가지고 있을지도 모른다고 가정합니다. 비록 ω > ${\displaystyle \Omega$> 1$}$일지라도, 그 반발력은 우주의 팽창을 영원히 계속하게 하기에 충분할 수 있습니다

열린 우주

ω < ${\displaystyle$ \$Omega$ <1$}$인 경우 공간의 기하학적 구조가 열려 있습니다 즉, 안장의 표면처럼 음의 곡선을 그립니다.삼각형의 각도는 합이 180도 미만이고, 만나지 않는 선들은 결코 등거리가 아닙니다; 그것들은 가장 작은 거리의 점을 가지고 있고, 그렇지 않으면 서로 멀어집니다.그러한 우주의 기하학은 쌍곡선입니다.^[9]

암흑 에너지가 없어도 음의 곡선을 이루는 우주는 영원히 팽창하며 중력은 팽창 속도를 무시할 정도로 느려집니다.암흑 에너지를 가진 그 팽창은 계속될 뿐만 아니라 가속화됩니다.암흑 에너지를 가진 열린 우주의 궁극적인 운명은 보편적인 열 죽음이거나 암흑 에너지에 의한 가속이 결국 중력, 전자기, 강한 결합력의 영향을 완전히 압도할 정도로 강력해지는 '빅 립'^{[10][11][12][13]}입니다.반대로 음의 에너지 밀도와 양의 압력에 해당하는 음의 우주 상수는 열린 우주조차도 큰 크런치로 다시 붕괴되게 할 것입니다.

편평우주

ω = 1 {\$displaystyle$ \$Omega$=${\displaystyle }$1$}$이 되도록 우주의 평균 밀도가 임계 밀도와 정확히 같다면 우주의 기하학은 평평합니다$.$ 유클리드 기하학에서와 같이 삼각형의 각도의 합은 180도이고 평행선은 계속 같은 거리를 유지합니다.Wilkinson 마이크로파 이방성 탐사선의 측정 결과 우주가 0.4% 오차범위 내에서 평평한 것으로 확인되었습니다.^[2]

암흑 에너지가 없을 때, 평평한 우주는 영원히 팽창하지만 계속해서 감속하는 속도로 팽창하며, 점차 0에 가까워집니다.암흑에너지로 우주의 팽창 속도는 처음에는 중력의 영향으로 느려지지만, 결국 증가하고, 우주의 궁극적인 운명은 열린 우주의 운명과 같아집니다.

우주의 종말론

우주의 운명은 밀도에 따라 결정될 수 있습니다.팽창 속도와 질량 밀도의 측정에 기초한 현재까지의 증거의 우세는 무한히 팽창할 우주를 선호하며, 이로 인해 아래의 "큰 동결" 시나리오가 발생합니다.^[14]그러나 관측치는 결정적이지 않으며 대체 모형은 여전히 가능합니다.^[15]

대동결 또는 열사

빅 프리즈(Big Freeze) 또는 빅 칠(Big Chill)로도 알려진 우주의 열사는 지속적인 팽창이 절대영도에 점차 접근하는 우주를 만드는 시나리오입니다.^[16]이러한 시나리오 하에서 우주는 결국 모든 것이 균등하게 분포되어 있고 에너지 구배가 없는 최대 엔트로피 상태에 도달하게 됩니다. 이러한 에너지 구배는 정보 처리를 지속하는 데 필요하며, 그 중 하나가 생명입니다.이 시나리오는 가장 유력한 운명으로 자리 잡았습니다.^[17]

이 경우 항성은 10년에서 10년(1¹²¹⁴~100조) 동안 정상적으로 형성될 것으로 예상되지만, 결국 항성 형성에 필요한 가스 공급은 고갈될 것입니다.기존의 별들이 연료를 다 써버리고 빛을 멈추면서 우주는 천천히 그리고 가차없이 어두워질 것입니다.결국 블랙홀이 우주를 지배하게 될 것이고, 호킹 방사선을 방출하면서 블랙홀 자체는 시간이 지남에 따라 사라지게 될 것입니다.^[18]무한한 시간에 걸쳐 푸앵카레 재발 정리, 열 변동 ^[19][20]및 변동 정리에 의해 자발적인 엔트로피 감소가 있을 수 있습니다.^[21][22]

열사 시나리오는 세 공간 모델 중 어느 것과도 호환되지만, 우주가 궁극적으로 최소 온도에 도달해야 합니다.^[23]암흑 에너지가 없다면, 그것은 평평하거나 쌍곡 기하학 아래에서만 발생할 수 있습니다.양의 우주 상수를 가진다면, 그것은 닫힌 우주에서도 발생할 수 있습니다.

빅 립

현재의 허블 상수는 중력에 의해 결합되어 있는 은하와 같은 국부적인 구조물을 파괴할 만큼 충분히 크지 않지만 그들 사이의 공간을 증가시킬 수 있을 만큼 충분히 큰 우주의 가속도 비율을 정의합니다.허블 상수가 무한대로 꾸준히 증가하면 은하에서 시작하여 (유한 시간 안에) 모든 형태가 아무리 작더라도, 우주의 모든 물질적인 물체가 결합되지 않은 기본 입자, 복사 및 그 너머로 분해됩니다.에너지 밀도, 규모 계수 및 팽창 속도가 무한대가 되면서 우주는 사실상 특이점으로 끝납니다.

다른 우주 상수들이 예측하는 것보다 더 높은 가속률을 초래할 음의 운동 에너지를 가진 팬텀 다크 에너지의 특별한 경우, 더 갑자기 큰 찢김이 발생할 수 있습니다.

빅 크런치

빅 크런치 가설은 우주의 궁극적인 운명에 대한 대칭적인 관점입니다.이론화된 빅뱅이 우주론적 팽창으로 시작되었듯이, 이 이론은 우주의 평균 밀도가 팽창을 멈추고 우주가 수축하기 시작할 것이라고 가정합니다.그 결과는 알려지지 않았습니다. 단순한 추정은 우주의 모든 물질과 시공간을 무차원 특이점으로 붕괴시켜 우주가 빅뱅으로 시작된 과정으로 돌아가게 하지만, 이러한 규모에서 알려지지 않은 양자 효과를 고려해야 합니다(양자 중력 참조).최근의 증거에 따르면 이러한 시나리오는 가능성이 낮지만 배제되지 않은 것으로 나타나는데, 비교적 짧은 기간 동안만 측정이 가능했으며 미래에는 역전될 수 있기 때문입니다.^[17]

이 시나리오는 빅뱅이 앞선 우주의 대폭발 직후에 일어날 수 있게 해줍니다.이런 일이 반복되면, 그것은 진동 우주라고도 하는 순환 모델을 만듭니다.그러면 우주는 유한한 우주의 무한한 순서로 구성될 수 있으며, 각각의 유한한 우주는 다음 우주의 빅뱅으로 끝나는 빅 크런치로 끝납니다.순환 우주의 문제는 엔트로피가 진동에서 진동으로 축적되어 우주의 궁극적인 열사멸을 야기하기 때문에 열역학 제2법칙과 조화를 이루지 못한다는 것입니다.^{[citation needed]}현재의 증거는 우주가 닫히지 않았다는 것을 보여줍니다.^{[citation needed]}이로 인해 우주론자들은 요동치는 우주 모델을 포기하게 되었습니다.순환 모델은 이와 유사한 아이디어를 수용하지만, 이 아이디어는 이전 사이클에서 축적된 엔트로피를 희석시키는 뇌의 확장으로 인해 열사를 피할 수 있습니다.^{[citation needed]}

빅 바운스

빅 바운스는 알려진 우주의 시작과 관련된 이론화된 과학적 모델입니다.그것은 첫 번째 우주론적 사건이 이전 우주의 붕괴의 결과였던 빅뱅의 진동 우주 또는 순환 반복 해석에서 비롯되었습니다.

우주론의 빅뱅이론 중 하나에 의하면, 처음에는 우주가 무한히 밀집되어 있었습니다.그러한 설명은 더 널리 받아들여지는 다른 이론들, 특히 양자역학과 그것의 불확정성 원리와 상충되는 것으로 보입니다.^[24]따라서 양자역학은 빅뱅 이론의 대안적인 버전, 특히 우주가 존재하게 되었고 고전 물리학에 의해 지배되는 방식으로 진화하기 전에 양자역학과 일관된 유한한 밀도를 가지고 있다는 것을 만들었습니다.^[24]또한, 만약 우주가 닫혀있다면, 이 이론은 우주가 붕괴되면 보편적 특이점에 도달하거나 반발 양자력이 재팽창을 일으킨 후 빅뱅과 유사한 사건에서 또 다른 우주를 생성할 것이라고 예측할 것입니다.

간단히 말해서, 이 이론은 우주가 빅뱅의 순환을 계속해서 반복할 것이고, 그 후에 빅뱅이 일어날 것이라고 말합니다.

우주불확실성

지금까지 설명된 각각의 가능성은 암흑 에너지 상태 방정식에 대한 매우 간단한 형태에 기초하고 있습니다.하지만, 그 이름이 암시하는 것처럼, 암흑 에너지의 물리학에 대해서는 알려진 것이 거의 없습니다.만일 인플레이션 이론이 사실이라면, 우주는 빅뱅의 첫 순간에 다른 형태의 암흑 에너지가 지배하는 에피소드를 겪었지만, 인플레이션은 끝이 났고, 이는 지금까지 암흑 에너지에 대해 가정했던 것보다 훨씬 더 복잡한 상태 방정식을 나타냅니다.암흑 에너지 상태 방정식이 다시 변화하여 예측하거나 매개 변수화하기 매우 어려운 결과를 초래할 가능성이 있습니다.암흑 에너지와 암흑 물질의 본질이 수수께끼로 남아있고, 심지어 가상적인 것으로 남아있기 때문에, 우주에서 그들의 다가오는 역할을 둘러싼 가능성은 현재 알려지지 않았습니다.

우주에 대한 이론적 결말은 확실하지 않습니다.다시 말해 우주가 약 140억 년 정도밖에 되지 않는다는 점을 고려할 때, 지금까지 우주 역사에서 관찰된 경향을 상당히 더 긴 시간 척도로 추정하는 것은 충분히 입증되지 않았다고 비판할 수 있습니다.

우주의 다른 가능한 운명들은

또한 우주 전체가 결과적으로 완전히 파괴되지는 않겠지만, 우주에 심각한 해를 끼칠 수 있는 빅 슬러프와 같은 몇몇 가능한 사건들도 있습니다.

큰 후루룩

이 이론은 우주가 현재 잘못된 진공상태에 있으며 언제라도 진정한 진공상태가 될 수 있다고 가정합니다.

거짓 진공 붕괴 이론을 가장 잘 이해하기 위해서는 먼저 우주에 스며드는 힉스장을 이해해야 합니다.전자기장과 마찬가지로 전위에 따라 강도가 달라집니다.진정한 진공은 우주가 가장 낮은 에너지 상태로 존재하는 한 존재하며, 이 경우 잘못된 진공 이론은 무관합니다.그러나 진공이 가장 낮은 에너지 상태(허위 진공)가 아닌 경우에는 더 낮은 에너지 상태로 터널링할 수 있습니다.^[25]이것을 진공 붕괴라고 합니다.이것은 우리의 우주를 근본적으로 변화시킬 가능성이 있습니다. 더 대담한 시나리오에서는 다양한 물리 상수조차도 다른 값을 가질 수 있고, 물질, 에너지 및 시공간의 기초에 심각한 영향을 미칠 수 있습니다.또한 모든 구조물이 아무런 경고 없이 순간적으로 파괴될 수도 있습니다.^[26]

하지만, 우주의 대부분이 4개보다 더 멀리 위치한 은하들 때문에 여전히 영향을 받지 않는 반면, 우주의 일부만이 빅슬루프에 의해 파괴될 것입니다.서로 떨어진 200 메가파섹(130억 광년)은 빛의 속도보다 빠르게 서로 멀어지고 있는 반면 빅슬러프 자체는 빛의 속도보다 빠르게 팽창할 수 없습니다.^[27]

이론에 대한 관측적 제약

이러한 경쟁 시나리오 중에서 선택하는 것은 예를 들어, 물질, 방사선, 암흑 물질 및 암흑 에너지가 임계 밀도에 미치는 상대적인 기여를 측정하는 '무게'를 통해 수행됩니다.보다 구체적으로, 경쟁 시나리오는 은하 군집과 멀리 떨어진 초신성에 대한 데이터와 우주 마이크로파 배경의 이방성에 대해 평가됩니다.

참고 항목

참고문헌

추가열람

• Adams, Fred; Gregory Laughlin (2000). The Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity. Simon & Schuster Australia. ISBN 978-0-684-86576-8.
• Chaisson, Eric (2001). Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature. Harvard University Press. ISBN 978-0-674-00342-2.
• Dyson, Freeman (2004). Infinite in All Directions (the 1985 Gifford Lectures). Harper Perennial. ISBN 978-0-06-039081-5.
• Harrison, Edward (2003). Masks of the Universe: Changing Ideas on the Nature of the Cosmos. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77351-5.
• Mack, Katie (2020). The End of Everything: (Astrophysically Speaking). Scribner. ISBN 978-1982103545.
• Penrose, Roger (2004). The Road to Reality. Alfred A. Knopf. ISBN 978-0-679-45443-4.
• Prigogine, Ilya (2003). Is Future Given?. World Scientific Publishing. ISBN 978-981-238-508-6.
• Smolin, Lee (2001). Three Roads to Quantum Gravity: A New Understanding of Space, Time and the Universe. Phoenix. ISBN 978-0-7538-1261-7.
• Morris, Richard (1982). The fate of the universe. New York: Playboy Press. ISBN 0-87223-748-6. OCLC 7924027.
• Islam, Jamal N. (1983). The Ultimate Fate of the Universe. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-24814-0. OCLC 8728162.

외부 링크

• 바에즈, J., 2004, "우주의 종말"
• Caldwell, R. R.; Kamionski, M.; Weinberg, N. N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters. 91 (7): 071301. arXiv:astro-ph/0302506. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/physrevlett.91.071301. PMID 12935004. S2CID 119498512.
• Hjalmars dottter, Linnea, 2005, "우주학적 매개변수"
• George Musser (2010). "Could Time End?". Scientific American. 303 (3): 84–91. Bibcode:2010SciAm.303c..84M. doi:10.1038/scientificamerican0910-84. PMID 20812485.
• Vaas, Ruediger; Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2007). "Dark Energy and Life's Ultimate Future". arXiv:physics/0703183.
• BBC 라디오 4 시리즈인 "모든 것의 종말에 대한 간략한 역사"
• 칼텍의 우주론.
• 자말 나즈룰 이슬람 (1983):우주의 궁극적인 운명.영국 케임브리지 대학 출판부.ISBN 978-0-521-11312-0. (디지털 인쇄판 2009년 공개)