빅 프리즈

1. 개요

빅 프리즈는 우주가 팽창을 멈추지 않고 계속 팽창하여 결국 모든 것이 분리되고 차갑게 식어가는 우주의 종말 시나리오를 말한다. 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)와 플랑크 위성의 관측 결과에 따르면 우주는 가속 팽창하며, 암흑 에너지가 우주 팽창을 가속화하는 주요 원인으로 추정된다. 암흑 에너지의 성질에 따라 빅 립, 빅 크런치 등 다양한 우주 종말 시나리오가 예측되며, 빅 프리즈는 그중 하나이다. 우주의 먼 미래에 대한 예측은 양성자 붕괴 여부, 진공 상태의 안정성 등 불확실성이 많으며, 양자 요동이나 푸앵카레 재귀 정리와 같은 현상으로 인해 열적 죽음을 피할 가능성도 존재한다.

2. 우주론

ΛCDM 모형은 현재 우주론의 표준 모형으로, 암흑 에너지와 암흑 물질을 기반으로 우주의 팽창을 설명한다. 이 모형은 우주 배경 복사 관측 결과와 일치한다. 우주의 팽창은 우주의 곡률을 결정짓지 않으며, 우리 우주는 닫혀 있거나, 평면이거나, 열려 있을 수 있다. 닫힌 우주가 대함몰로 붕괴되지 않으려면 충분한 암흑 에너지가 필요하다.

인플레이션 이론에 따르면, 우주는 빅뱅 직후 짧은 시간 동안 다른 형태의 암흑 에너지에 지배되었을 수 있다. 그러나 인플레이션 시기는 종료되었고, 이는 현재 암흑 에너지의 상태 방정식을 예측하기 어렵게 만든다.

2.1. 우주의 팽창

윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)와 플랑크 위성이 우주 배경 복사선을 관측한 결과, 우주는 공간적으로 평평하며 상당한 양의 암흑 에너지를 가지고 있는 것으로 나타났다. 이에 따라 우주는 가속 팽창하며, 이는 멀리 떨어진 초신성 관측 결과로도 입증되었다. 물리우주론의 ΛCDM 모형에서 암흑 에너지가 우주상수라면, 우주는 일정한 비율로 크기가 두 배씩 늘어나는 지수적 팽창을 할 것이다.

2.2. 암흑 에너지와 우주의 미래

암흑 에너지는 우주 팽창을 가속화하는 미지의 에너지이다. 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP) 및 플랭크의 우주 배경 복사 관측 결과, 우리 우주는 공간적으로 평면이며 상당한 양의 암흑 에너지를 가지고 있는 것으로 나타났다. 이는 우주가 가속 팽창하고 있음을 의미하며, 멀리 떨어진 초신성 관측 결과에서도 확인되었다.

만약 물리우주론의 ΛCDM 모형처럼 암흑 에너지가 우주상수 형태라면, 우주는 일정한 비율로 크기가 두 배씩 늘어나는 지수적 팽창을 할 것이다. 암흑 에너지의 성질에 따라 우주의 종말은 빅 립, 빅 크런치, 빅 프리즈 등 다양한 시나리오로 예측된다.

인플레이션 이론에 따르면, 초기 우주는 빅뱅 직후 또 다른 형태의 암흑 에너지에 의해 지배되었을 가능성이 있다. 그러나 인플레이션은 종료되었고, 이는 현재의 암흑 에너지에 대해 지금까지 가정된 것보다 훨씬 더 복잡한 상태 방정식을 나타낸다. 암흑 에너지 상태 방정식이 다시 변화하여 결과를 예측하기 어려워질 수 있다는 가설도 존재한다.

3. 우주의 먼 미래

1970년대에 자말 나즈룰 이슬람과 프리먼 다이슨은 팽창하는 우주의 미래를 연구했다. 1999년 프레드 아담스와 그레고리 P. 로플린은 저서 우주의 다섯 시대에서 팽창하는 우주의 과거와 미래 역사를 다섯 시대로 나누었다.
* 원시 시대: 빅뱅 직후 별이 아직 형성되지 않은 시기이다.
* 항성 시대: 현재를 포함하며, 분자 구름이 붕괴되어 별이 형성되는 시대이다.
* 퇴화 시대: 별들이 소진되어 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀과 같은 압축별만 남게 되는 시대이다.
* 블랙홀 시대: 양성자 붕괴로 인해 블랙홀만 남게 되는 시대이다.
* 암흑 시대: 블랙홀마저 사라지고 광자와 렙톤의 희석된 가스만 남게 되는 시대이다.

이러한 미래는 우주가 계속 팽창한다는 가정하에 예측된 것이다. 만약 우주가 수축하기 시작하면 빅 크런치가 발생하여, 빅뱅 직후와 유사한 뜨겁고 밀도가 높은 상태로 붕괴될 수 있다.

3.1. 별의 시대 (Stelliferous Era)

현재 우주는 별이 활발하게 생성되고 있는 '별의 시대'이다. 빅뱅 이후 약 1억 5,500만 년 후 최초의 별이 형성되었으며, 이후 차갑고 밀도가 높은 분자 구름의 핵이 붕괴하면서 별들이 탄생했다.

매우 낮은 질량의 별은 결국 모든 수소를 소진하고 헬륨 백색 왜성이 된다. 태양과 비슷한 질량의 별은 질량 일부를 행성상 성운으로 방출하고 백색 왜성이 되며, 더 무거운 별은 핵붕괴 초신성 폭발 후 중성자별이나 항성 질량 블랙홀을 남긴다. 별의 물질 일부는 성간 매질로 돌아가지만, 남은 축퇴 잔해는 별 형성에 사용 가능한 가스를 고갈시킨다.

약 40억~80억 년 후, 은하수와 안드로메다 은하는 충돌하여 하나의 거대한 은하([[밀코메다]])로 합쳐질 것으로 예상된다. 2012년 허블 우주 망원경 관측 결과, 이 충돌은 확실한 것으로 결론 내려졌다.

약 1,000억 년에서 1조 년 후에는 국부 은하군의 은하들이 하나로 합쳐질 것으로 예상된다.

만약 암흑 에너지가 가속 팽창을 계속 유발한다면, 약 1,500억 년 후에는 국부 초은하단 외부의 모든 은하는 우주론적 지평선 너머로 사라져 관측이 불가능해진다. 국부 초은하단의 관찰자는 먼 은하를 계속 볼 수 있지만, 시간이 멈춘 것처럼 보이고 결국 빛이 너무 적색 편이되어 사라지는 것처럼 보일 것이다. 따라서 1,500억 년 후에는 국부 초은하단 너머의 은하 간 이동 및 통신은 불가능해진다.

2조 년 후에는 국부 초은하단 외부 은하들은 적색 편이가 극심해져 어떤 방법으로도 관측할 수 없게 된다.

3.2. 축퇴 시대 (Degenerate Era)

약 100조 년 후에는 별의 생성이 멈추고, 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀과 같은 축퇴 잔해만 남는 축퇴 시대가 시작된다. 항성 진화에 따라, 질량이 작은 별들은 흑색 왜성이 되고, 질량이 큰 별들은 초신성 폭발 후 중성자별이나 블랙홀이 된다.

관측 가능한 우주의 현재 나이는 138억 년이다. 빅뱅 이후 약 1억 5천 5백만 년 후에 최초의 별이 형성되었고, 이후 분자 구름의 붕괴를 통해 별들이 생성되어 왔다. 질량이 작은 별은 헬륨 백색 왜성이 되고, 태양과 같은 질량을 가진 별은 행성상 성운을 거쳐 백색 왜성이 된다. 더 무거운 별은 핵붕괴 초신성 폭발 후 중성자별이나 항성 질량 블랙홀을 남긴다. 별의 물질 중 일부는 성간 매질로 돌아가지만, 남은 축퇴 잔해는 별 형성에 사용 가능한 가스를 고갈시킨다.

우리 은하와 안드로메다 은하를 포함하는 국부 은하군은 (1,000억) 년에서 (1조) 년 사이에 하나의 거대한 은하로 합쳐질 것으로 예상된다. 암흑 에너지로 인해 우주 팽창이 가속화되면서, 약 1,500억 년 후에는 국부 초은하단 외부의 은하들은 우주론적 지평선 뒤로 사라져 서로 영향을 미칠 수 없게 된다. x8 (8천억) 년 후에는, 적색 왜성들이 백색 왜성으로 변하면서 은하들의 광도가 감소하기 시작한다.

년 후 별 형성이 멈추고 축퇴 시대가 시작된다. 이 시대는 별의 잔해가 소멸할 때까지 계속된다. 우주에서 가장 오랫동안 빛을 내는 별은 가벼운 적색 왜성으로, 이들은 대략 0.08 태양 질량의 질량을 가지며 (10조) 년 정도의 수명을 가진다. 적색 왜성이 수명을 다하면 핵융합은 멈추고, 흑색 왜성이 된다. 우주 공간에는 갈색 왜성과 컴팩트 별만이 남게 된다. 우주의 천체를 합한 질량 중 대략 90%가 백색 왜성에 의해 형성된다. 모든 별이 다 타버린 후, 우주는 매우 어두워지지만, 백색 왜성 충돌과 같은 현상으로 가끔 빛이 생길 수 있다. 예를 들어, 두 개의 탄소와 산소를 포함하는 백색 왜성이 충돌하여 Ia형 초신성이 되면 수 주 동안 축퇴 시대의 어둠을 걷어낼 수 있다.

년 후, 중력파의 영향이나 다른 천체와의 상호작용으로 인해 행성들은 궤도를 이탈하거나 항성계에서 튕겨져 나간다. 에서 년 후에는, 완화 현상으로 인해 은하계의 물질들은 운동 에너지로 교환된다. 이로 인해 대부분의 천체는 은하에서 탈출하고, 나머지는 초대질량 블랙홀에 흡수된다.

3.2.1. 양성자 붕괴

양성자 붕괴는 일부 대통일 이론(GUT)에서 예측되는 현상으로, 양성자가 더 가벼운 입자로 붕괴하는 것을 의미한다. 지금까지의 실험에 따르면, 양성자 붕괴가 일어나더라도 그 반감기는 10³⁴년보다 길다. 대통일 이론에서는 양성자의 수명을 10³¹년에서 10³⁶년 사이로 예측하고 있으며, 초대칭성을 포함한 양성자의 수명 상한은 6 x 10³⁹년이다.

우주가 어떻게 변화할지는 양성자 붕괴 여부와 그 속도에 따라 달라진다. 양성자 붕괴가 일어난다면, 10⁴⁰년 후에는 모든 핵자(양성자와 중성자)가 붕괴하여 광자와 렙톤만 남게 된다. 현재 우주에는 약 10⁸⁰개의 양성자가 있는 것으로 추정되는데, 10⁴⁰년 후에는 핵자가 사실상 모두 소멸하여 바리온 물질은 광자나 렙톤으로 변화한다.

3.3. 블랙홀 시대 (Black Hole Era)

10⁴⁰년 후, 우주는 블랙홀이 지배하게 된다. 하지만 블랙홀도 호킹 복사에 의해 서서히 증발한다. 1태양 질량 정도 크기의 블랙홀은 소멸하는 데 2×10⁶⁶년이 걸린다. 블랙홀의 수명은 질량에 따라 결정되며, 큰 블랙홀일수록 소멸하는 데 더 오랜 시간이 걸린다. 1,000억 태양 질량의 초대질량 블랙홀은 증발하는 데 2×10¹⁰⁰년이 걸린다.

호킹 복사는 열 복사이다. 블랙홀은 생애 동안 낮은 온도의 열 복사를 하며, 이는 중력이나 광자처럼 질량을 가지지 않는다. 블랙홀의 질량이 감소함에 따라 온도가 상승하며, 블랙홀의 질량이 10¹⁹kg으로 감소할 때까지 태양에 상당하는 열 복사를 한다. 블랙홀은 이 시대의 암흑 속에서 작은 빛의 근원이 된다. 블랙홀 증발 말기에는 질량이 없는 입자뿐만 아니라 전자, 양전자, 양성자, 반양성자와 같은 질량이 있는 입자도 방출한다.

3.4. 암흑 시대 (Dark Era)

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10¹⁰⁰년 후에는 모든 블랙홀이 호킹 복사를 통해 증발하여 우주는 완전히 비게 된다. 광자, 중성미자, 전자, 양전자가 공간을 떠돌아다니지만, 서로 만나는 일은 거의 없다. 우주의 중력은 암흑 물질과 전자 및 양전자가 지배한다.

이 시대의 우주는 매우 낮은 에너지로, 매우 오랜 시간에 걸쳐 축소된다. 우주를 떠도는 전자와 양전자는 서로 만나 포지트로늄이 되지만, 이러한 구조는 불안정하기 때문에 결국 쌍소멸한다. 다른 쌍소멸도 매우 느린 속도로 일어나 우주는 극단적으로 에너지가 낮은 상태가 된다.

블랙홀이 증발하면, 우주는 거의 진공 상태가 된다. 광자, 중성미자, 전자, 양전자는 계속 존재한다.

4. 양성자 붕괴 여부에 따른 시나리오

1970년대에 자말 나즈룰 이슬람과 프리먼 다이슨은 팽창하는 우주의 미래를 연구했다. 1999년, 프레드 아담스와 그레고리 P. 로플린은 저서 우주의 다섯 시대에서 팽창하는 우주의 과거와 미래 역사를 다섯 시대로 나누었다.

* 원시 시대: 빅뱅 직후 별이 아직 형성되지 않은 시기이다.
* 항성 시대: 현재를 포함하며, 분자 구름이 붕괴되어 별이 형성되고, 모든 별과 은하가 존재하는 시대이다.
* 퇴화 시대: 별들이 소진되어 모든 항성 질량 물체가 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀과 같은 압축별로 남게 되는 시대이다.
* 블랙홀 시대: 백색 왜성, 중성자별 및 기타 작은 천체들이 양성자 붕괴로 파괴되어 오직 블랙홀만 남는 시대이다.
* 암흑 시대: 블랙홀마저 사라지고 광자와 렙톤의 희석된 가스만 남게 되는 시대이다.

이러한 미래 역사와 타임라인은 우주가 계속 팽창하는 것을 전제로 한다. 만약 우주의 공간이 수축하기 시작한다면, 빅 크런치 즉, 빅뱅 직후와 유사한 뜨겁고 밀도가 높은 상태로 우주가 붕괴되는 현상이 발생하여 타임라인의 후속 사건이 일어나지 않을 수 있다.

양성자 붕괴 여부에 따라 우주의 미래는 달라진다. 양성자 붕괴가 일어나는 경우, 10⁴⁰년 후에는 핵자가 소멸하고 퇴화 시대가 끝난다. 양성자 붕괴가 일어나지 않는 경우에는 10¹⁵⁰⁰년 후에 가벼운 원자가 철-56으로 결합되고, 양자 터널링 현상에 의해 거대한 물체는 블랙홀로 변화한다.

4.1. 양성자 붕괴가 일어나는 경우

양성자의 반감기를 기준으로 10⁴⁰년 후에는 핵자(양성자와 중성자)가 반감기의 1000배의 시간을 경과하게 된다. 현재 우주에는 10⁸⁰개의 양성자가 있는 것으로 추정된다。 이는 10⁴⁰년 후까지 핵자가 반감기의 1000배의 시간에 의해 소멸한다는 것을 의미한다. 그때에는 양성자의 양이 오늘날의 약 ½^1,000 (약 10⁻³⁰¹) 배로 감소하여, 퇴화 시대가 끝날 때 쯤이면 사실상 0이 된다. 사실상 모든 바리온 물질은 광자나 렙톤으로 변화한다. 일부 모델에서는 현재 우주에서 관측되는 것보다 더 큰 직경을 가진 안정적인 포지트로늄 원자의 생성에 10⁸⁵년이 걸리고, 그 후 10¹⁴¹년 후에는 감마선을 방출하며 붕괴된다고 예측한다。

4.2. 양성자 붕괴가 일어나지 않는 경우

양성자 붕괴가 일어나지 않는 경우, 10¹⁵⁰⁰년 후에는 양자 터널 효과에 의한 핵융합으로 가벼운 원자가 철-56으로 결합된다. 핵분열 반응과 알파 입자 방출은 무거운 원소도 철로 붕괴시켜, 철의 별이라 불리는 항성 질량의 차가운 철 덩어리를 만든다.

양자 터널링에 의해, 거대한 물체는 블랙홀로 변화한다. 이 현상이 발생하는 데 필요한 시간은 10¹⁰²⁶년에서 10¹⁰⁷⁶년 정도로 추정된다. 양자 터널링은 10¹⁰⁷⁶년 정도에 철의 별을 붕괴시켜 중성자별로 만들 수 있다. 이후 블랙홀이 증발하면 우주는 거의 진공 상태가 되지만, 광자, 중성미자, 전자, 양전자는 계속 존재한다.

5. 불확실성과 대안적 시나리오

10²⁵⁰⁰년 이후의 우주에서는 열적 죽음 또는 빅 립이 발생할 것으로 예상된다. 열적 죽음이 발생하면 유한한 스케일 인자가 일어나고, 빅 립이 발생하면 모든 거리가 발산한다. 또한, 우주가 두 번째 인플레이션 시대에 돌입하거나, 현재의 진공이 거짓 진공일 가능성도 있어 진공 붕괴의 가능성도 존재한다.

극도로 에너지가 낮은 상태에서는 일부 양자 현상이 거시적인 규모로 나타날 수 있다. 아주 작은 요동조차 큰 영향을 미치기 때문에 이 시대의 공간과 시간에 대한 설명은 불가능해진다. 이 시대에는 물리학 법칙이 붕괴하고, 양자역학의 법칙이 지배적이게 된다.

우주의 영원한 열적 죽음은 무작위로 일어나는 터널 효과와 양자 요동에 의해 피할 수 있을지도 모른다. 임의의 1년 동안 10^-101056의 확률로 새로운 빅뱅이 발생할 가능성이 있다.

5.1. 거짓 진공 붕괴

힉스장이 준안정 상태일 경우, 힉스 보손의 거짓 진공 붕괴가 발생하여 우주가 더 낮은 에너지 상태로 붕괴될 수 있다.

5.2. 푸앵카레 재귀

푸앵카레 재귀 정리나 요동 이론에 따르면, 영원한 시간 속에서는 엔트로피가 자연스럽게 감소한다. 이는 무한한 시간이 흐르면 우주가 초기 상태와 유사한 상태로 되돌아갈 수 있음을 의미한다.

5.3. 양자 요동과 새로운 빅뱅

양자 요동에 의해 극히 낮은 확률로 새로운 빅뱅이 발생할 수 있다. 우주의 영원한 열적 죽음은 무작위로 일어나는 터널 효과와 양자 요동에 의해 피할 수 있을지도 모른다. 임의의 1년 동안 10^-101056의 확률로 새로운 빅뱅이 발생할 가능성이 있다.

푸앵카레의 재귀 정리나 요동 이론에 따르면, 영원한 시간 속에서는 엔트로피가 자연스럽게 감소해 갈 것이다.