빅 립
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1. 개요
빅 립은 암흑 에너지로 인해 우주의 가속 팽창이 가속화되어 결국 모든 물질이 찢어질 것이라는 가설이다. 팽창 방정식에 따르면, 팬텀 에너지가 지배하는 우주는 가속 팽창하며 관측 가능한 우주의 크기가 줄어든다. 이 가설은 암흑 에너지의 상태 방정식 파라미터 w 값에 따라 달라지며, w가 -1보다 작을 경우 빅 립이 발생할 수 있다. 빅 립까지의 시간은 w, 허블 상수, 우주 물질 밀도에 의해 결정된다. 현재 관측 데이터로는 w 값을 정확히 알 수 없으며, 빅 립 시나리오에 대한 다양한 예측이 존재한다.
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| 빅 립 | |
|---|---|
| 우주론적 모델 | |
| 유형 | 우주론적 모델 |
| 제안자 | 로버트 칼드웰 |
| 제안 연도 | 2003년 |
| 선행 이론 | Λ-CDM 모델 |
| 개요 | |
| 설명 | 우주의 가속 팽창으로 인해 모든 물질이 원자 수준까지 찢어지는 가설적인 우주의 종말 시나리오 |
| 특징 | 가속 팽창 물질 찢김 특이점 없음 |
| 에너지 | |
| 암흑 에너지 상태 방정식 | w < -1 |
| 암흑 에너지 형태 | 팬텀 에너지 |
| 시간 척도 | |
| 남은 시간 | 유한한 시간 내에 발생 |
| 불확실성 | 암흑 에너지의 본질에 대한 현재 지식 부족으로 인해 불확실성이 존재함. |
| 영향 | |
| 은하 | 은하가 흩어짐 |
| 행성계 | 행성계가 흩어짐 |
| 행성 및 항성 | 행성과 항성이 찢겨짐 |
| 분자 및 원자 | 분자와 원자가 찢겨짐 |
| 기본 입자 | 기본 입자가 찢겨짐 |
| 시공간 | 시공간의 특이점 없이 끝남 |
2. 팽창 방정식
팬텀 에너지가 지배하는 우주는 가속 팽창하며, 팽창 속도는 점점 더 빨라진다. 하지만 이는 관측 가능한 우주의 크기가 계속 줄어듦을 의미한다. 어느 지점에서든지 빛의 속도로 멀어지는 관측 가능한 우주의 끝지점까지의 거리는 점점 좁아지기 때문이다. 관측 가능한 우주의 크기가 어떠한 특정 구조보다도 작아지면 우주 구조에서 가장 먼 곳 사이의 기본 상호작용은 아예 일어나지 않을 수도 있다. 이렇게 상호작용이 불가능한 곳이 생기면 이를 "공간이 찢겨진다"라고 표현한다. 빅 립 모델에서는 유한한 시간 안에 특정한 특이점에서 모든 거리가 무한한 값으로 커지는 "빅 립" 시점이 있다고 가정한다.
이 가설의 진실성은 우리 우주에 존재하는 암흑 에너지의 종류에 달려 있다. 이 가설을 입증할 수 있는 종류는 끊임없이 증가하는 형태의 암흑 에너지로, 팬텀 에너지로 알려져 있다. 만약 우주의 암흑 에너지가 한없이 증가한다면, 우주를 함께 유지하는 모든 힘을 압도할 수 있다. 핵심 값은 상태 방정식 매개변수 ''w''인데, 이는 암흑 에너지 압력과 에너지 밀도 간의 비율을 나타낸다. 만약 −1 < ''w'' < 0 이라면, 우주의 팽창은 가속화되는 경향을 보이지만, 암흑 에너지는 시간이 지남에 따라 소멸되는 경향이 있어 빅 립은 일어나지 않는다. 팬텀 에너지는 ''w'' < −1 값을 가지며, 이는 우주가 팽창함에 따라 밀도가 증가한다는 것을 의미한다.
찬드라 X-선 관측소를 통해 관측된 은하단 속도는 ''w''의 값이 대략 −0.907과 −1.075 사이임을 시사하는 것으로 보이며, 이는 빅 립을 명확하게 배제할 수 없음을 의미한다.[3]
2. 1. 빅 립까지의 시간
다트머스 대학교의 로버트 R. 캘드웰은 현재 시각으로부터 "특이점"이 올 때까지의 시간을 다음과 같이 계산했다.:
여기서 ''w''는 암흑 에너지 압력과 에너지 밀도 간의 비율이고, ''H''0은 허블 상수, ''Ω''m는 현재 우주의 모든 물질의 밀도 값이다.[3] 플랑크 위성의 최근 데이터는 ''w''의 값이 -1.028(±0.031)임을 나타내며, 빅 립의 가장 빠른 가능 시간을 약 2000억 년 후로 늦춘다.[4]
3. 관측된 우주
우리 우주를 관측한 증거에 따르면, ''w'' 값은 -1에 가깝다. 여기서 ''w''는 방정식의 분모에 영향을 주는데, ''w''가 -1에 가까울수록 빅 립 시점은 점점 멀어진다. 만약 ''w''가 -1과 같다면, ''H''0 또는 ''Ω''m 값에 상관없이 빅 립은 절대로 일어나지 않는다.[14][15]
찬드라 X-선 관측소를 통해 관측된 은하단 속도는 ''w''의 값이 대략 -0.907과 -1.075 사이임을 시사하며, 이는 빅 립을 명확하게 배제할 수 없음을 의미한다.[3] 플랑크 위성의 최근 데이터는 ''w''의 값이 -1.028 (±0.031)임을 나타내며, 빅 립의 가장 빠른 가능 시간을 약 2000억 년 후로 늦춘다.[4]
우리 우주에서 ''w''는 -1에 매우 가까워 방정식에서 지배적인 항이 된다. ''w''가 -1에 가까울수록 분모는 0에 가까워지고, 빅 립은 더 먼 미래에 발생한다. 만약 ''w''가 정확히 -1이라면, ''H''0 또는 ''Ω''m의 값에 관계없이 빅 립은 발생할 수 없다.
최신 우주론적 데이터에 따르면, ''w'' < −1, ''w'' = −1, ''w'' > −1의 세 경우를 구별하기에는 불확실성이 아직 너무 크다.[6][7] 통계적 변동으로 인해 ''w''가 정확히 -1이 되도록 측정하는 것은 거의 불가능하며, 측정된 ''w'' 값이 임의로 -1에 가까울 수 있지만 정확히 -1일 수는 없다. 따라서 빅 립의 가장 이른 가능 날짜는 더 정확한 측정으로 더 뒤로 밀릴 수 있지만, 빅 립을 완전히 배제하는 것은 매우 어렵다.[8]
4. 시나리오 예시
캘드웰의 논문에서는 ''w'' = -1.5, ''H''0 = 70km/s/Mpc, ''Ω''m = 0.3인 가상의 예를 제시했는데, 이 경우 빅 립은 현재로부터 약 220억 년 후에 발생한다.[5] 이 시나리오에서는 빅 립 약 2억 년 전에 은하들이 서로 분리되고, 6천만 년 전에는 은하가 붕괴되며,[5] 태양계와 같은 행성계는 빅 립 약 3개월 전에 중력적 구속력을 잃게 된다.[5] 마지막 몇 분 동안 별과 행성이 찢어지고, 원자는 종말 10−19초 전에 파괴된다.[5]
5. 비판 및 한계
빅 립 가설은 아직 이론적인 단계에 머물러 있으며, 실제 우주에서 발생할지는 미지수이다. 이 가설의 실현 가능성은 암흑 에너지의 본질, 특히 상태 방정식 매개변수 ''w'' 값에 크게 좌우된다.
현재 관측 데이터에 따르면 ''w'' 값은 -1에 매우 가깝지만, -1보다 큰지, 작은지, 혹은 정확히 -1과 같은지는 명확하게 판단하기 어렵다.[6][7] ''w'' 값이 -1과 정확히 일치하면 빅 립은 발생하지 않는다.[14][15]
찬드라 X-선 관측소의 관측 결과는 ''w'' 값이 -0.907과 -1.075 사이에 있을 가능성을 시사하며, 이는 빅 립의 가능성을 완전히 배제할 수 없음을 의미한다.[3] 플랑크 위성의 최근 데이터는 ''w'' 값을 -1.028 (±0.031)로 제시하여, 빅 립이 발생하더라도 최소 2000억 년 이후일 것으로 예측한다.[4]
또한, 통계적 변동으로 인해 ''w'' 값을 정확히 -1로 측정하는 것은 거의 불가능하며, 이는 빅 립의 발생 시점을 예측하는 데 어려움을 더한다.[8]
결론적으로, 빅 립 가설의 타당성을 검증하기 위해서는 암흑 에너지와 ''w'' 값에 대한 더 정밀한 측정과 추가적인 연구가 필요하다.
참조
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웹사이트
What is the big rip, and can we stop it?
https://www.space.co[...]
2024-09-11
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서적
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[3]
간행물
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2009
[4]
간행물
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[5]
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[6]
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2017-09-22
[7]
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Tearing Apart the Universe
https://www.american[...]
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2022-03-23
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[15]
저널
Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters
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