우주의 종말

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1. 개요

우주의 종말은 우주가 겪을 수 있는 다양한 종말 시나리오를 다루는 이론이다. 일반 상대성 이론을 바탕으로, 우주의 평균 밀도와 우주 상수 값에 따라 여러 이론이 제시되었다. 주요 종말 시나리오로는 현재 상태가 유지되는 정상 우주론, 우주 내 모든 존재가 평형 상태에 도달하는 열죽음, 빅 립, 빅 프리즈, 그리고 팽창이 멈추고 수축하는 빅 크런치가 있다. 암흑 에너지와 가속 팽창의 발견은 우주론적 이론에 영향을 미쳤으며, 빅 립과 같은 새로운 종말 시나리오가 제시되기도 했다. 우주의 기하학적 구조와 밀도 매개변수에 따라 종말의 양상이 달라지며, 현재까지의 관측 결과는 우주가 영원히 팽창하는 빅 프리즈 시나리오를 지지하는 경향을 보인다.

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우주의 종말

2. 우주 종말 이론의 역사와 발전

20세기 초, 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론이 발표되면서 우주 종말 이론은 본격적인 과학적 탐구의 대상이 되었다. 이전까지 정상 우주론이 주류였으나, 1920년대 에드윈 허블이 우주 팽창을 발견하면서 우주의 시작과 끝이 과학 연구의 중요한 대상이 되었다.^[4]

현대 이론들은 대부분 일반 상대성 이론을 바탕으로 하며, 우주의 평균 밀도와 우주 상수 값에 따라 우주의 종말에 대한 여러 이론이 제시되었다.

우주의 종말에 관한 이론은 크게 세 가지로 나눌 수 있다.

종말의 형태	설명	관련 이론
종말은 없다	우주는 현재 상태 그대로 영원히 존재한다.	정상 우주론
영원한 죽음	우주 자체는 종말을 맞지 않지만, 내부의 모든 존재는 영원한 평형 상태에 도달한다.	열죽음, 빅 립, 빅 프리즈
일시적 죽음	빅뱅과 빅 크런치가 영원히 반복된다.	빅 크런치, 빅 바운스

로저 펜로즈는 등각순환우주론을 통해 빅 크런치 없이 영구적인 순환을 주장하기도 한다.

2. 1. 초기 이론: 정상 우주론과 빅뱅 이론

20세기 초반까지 정상 우주론이 주류를 이루었다. 그러나 1920년대에 에드윈 허블이 우주가 팽창한다는 사실을 발견하면서 우주에 시작과 끝이 있을 수 있다는 과학적 연구가 활발해졌다.^[4]

1927년, 조르주 르메트르는 우주의 기원에 대한 이론을 제시했는데, 이는 이후 빅뱅 이론으로 불리게 되었다.^[4] 1948년, 프레드 호일은 우주가 팽창하면서 새로운 물질이 생성되어 밀도가 일정하게 유지된다는 정상 상태 이론을 주장했다. 1965년, 아르노 앨런 펜지어스와 로버트 우드로 윌슨이 우주 마이크로파 배경 복사를 발견하면서 빅뱅 이론이 우주의 기원에 대한 유력한 이론으로 자리 잡았다. 이는 빅뱅 이론의 예측과 일치하며, 초기 정상 상태 이론으로는 설명하기 어려운 현상이었다.

2. 2. 일반 상대성 이론과 우주의 운명

일반 상대성 이론은 우주의 구조와 진화를 설명하는 이론적 틀을 제공하며, 우주의 가능한 미래를 예측하는 데 사용된다. 알렉산더 프리드만과 조르주 르메트르는 일반 상대성 이론 방정식을 통해 우주가 팽창하거나 수축할 수 있다는 것을 보였다.^[4]

알베르트 아인슈타인은 자신의 일반 상대성 이론 방정식이 팽창하거나 수축하는 우주를 허용한다는 것을 알고 우주 상수를 추가하여 정적인 우주를 유지하려 했다. 그러나 에드윈 허블이 우주의 팽창을 발견한 후, 아인슈타인은 우주 상수를 "인생 최대의 실수"라고 불렀다.^[5]

우주의 운명 이론에서 중요한 매개변수는 밀도 매개변수(Ω)인데, 이는 우주의 평균 물질 밀도를 그 밀도의 임계값으로 나눈 값이다. Ω 값에 따라 우주는 열린 우주, 닫힌 우주, 평평한 우주로 구분된다.

2. 3. 암흑 에너지와 가속 팽창

1998년부터 먼 은하에서 관측된 초신성들은 우주의 팽창이 가속되고 있다는 해석과 일치하는 것으로 받아들여졌다.^[6] 이후의 우주론적 이론들은 이러한 가속 팽창을 설명하기 위해, 거의 대부분 암흑 에너지를 도입하였다. 가장 단순한 형태의 암흑 에너지는 양의 우주 상수이다. 일반적으로 암흑 에너지는 음의 압력을 가지는 어떤 가설적인 장(場)을 위한 포괄적인 용어이며, 우주가 팽창함에 따라 밀도가 변한다.

2003년, "우주는 모든 물리적 구조가 산산이 조각나는 빅립(big rip)에 의해 종말을 맞이한다"는 논문이 Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg에 의해 ''Physical Review Letters''지에 게재되었다.^[35] 이 가설에서는 우주 상수가 시간의 증가 함수이기 때문에 우주의 팽창은 일반적인 드 시터 우주적 가속 팽창 이상의 속도로 가속된다. 이 강력한 가속 팽창으로 인해 우주 팽창과 분리되어 현재 안정적으로 존재하는 은하, 인간, 박테리아, 모래알에 이르기까지 모든 물리적 구조가 언젠가 소립자로 산산조각 날 것이다. 그리하여 우주는 영원히 가속하면서 서로로부터 멀어지는 소립자만 남게 될 것이라고 주장하고 있다.

하지만 현재로서는 우주 상수가 시간의 상수인지, 시간에 따라 변하는 것인지 아직 밝혀지지 않았다.

2018년, すばる望遠鏡 (스바루 망원경)에 장착된 초광시야 카메라로 약 1천만 개의 은하를 정밀하게 관측한 결과, 우주를 팽창시키는 암흑 에너지는 예상보다 그렇게 증가하지 않았고, 우주는 현재 나이의 10배 정도의 시간(약 1400억 년)은 확실히 존재할 수 있다는 논문이 도쿄 대학과 국립천문대 등의 팀에 의해 공개되었다.^[36]

암흑 에너지와 암흑 물질의 본질이 여전히 수수께끼이자 가설적인 것으로 남아 있으므로, 우주에서 그들의 미래 역할을 둘러싼 가능성은 알 수 없다.

3. 우주의 기하학적 구조와 종말

우주의 궁극적인 운명은 우주의 기하학적 구조에 따라 달라진다. 우주의 기하학은 밀도 매개변수(Ω)에 의해 결정되는데, 이는 우주의 평균 물질 밀도를 임계 밀도로 나눈 값이다. Ω 값에 따라 우주는 세 가지 가능한 기하학적 구조를 가질 수 있다.

우주의 기하학	밀도 매개변수 (Ω)	곡률	종말
평평한 우주	Ω = 1	0	열사
열린 우주	Ω < 1	음수	열사 또는 빅 립
닫힌 우주	Ω > 1	양수	빅 크런치 (암흑 에너지가 없을 경우)

급팽창 이론에 따르면, 우주는 급팽창 이후 거의 평탄해진다(Ω ≈ 1). 초기 관측에서는 우주의 밀도가 평탄한 우주를 만들기에는 부족했지만, 암흑물질의 간접적인 관측 결과 우주의 밀도가 예상보다 높아 평탄한 우주에 가까울 것으로 예상된다.

대부분의 우주론자들은 우주의 궁극적인 운명이 우주의 모양, 암흑 에너지의 양, 그리고 암흑 에너지 밀도가 우주의 팽창에 어떻게 반응하는지에 달려 있다는 데 동의한다.^[3] 최근 관측에 따르면 우주의 팽창 속도는 빅뱅 이후 계속 증가하고 있으며, 이는 열린 우주 이론과 일치한다.^[9] 그러나 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색선의 측정 결과는 우주가 평평하거나 매우 평평에 가깝다는 것을 보여준다.^[2]

팽창하는 우주의 궁극적인 운명은 물질 밀도 $\Omega _M$ 와 암흑 에너지 밀도 $\Omega _\Lambda$ 에 달려 있다.

3. 1. 닫힌 우주 (Ω > 1)

밀도 매개변수(Ω)가 1보다 큰(Ω > 1) 닫힌 우주는 구의 표면처럼 닫힌 기하학적 구조를 가진다. 이 경우, 삼각형 내각의 합은 180도를 초과하고 평행선은 존재하지 않으며, 모든 직선은 결국 만나게 된다. 따라서 닫힌 우주의 기하학은, 적어도 매우 큰 규모에서는 타원 기하학이다.^[10]

닫힌 우주에서는 중력이 결국 우주의 팽창을 멈추고 수축하게 만들어, 모든 물질이 한 점으로 모이는 빅 크런치가 발생한다. 이는 빅뱅의 반대 현상이다.^[10] 그러나 암흑 에너지가 존재하면, 그 반발력으로 인해 Ω > 1인 경우에도 우주는 영원히 팽창할 수 있다.^[10] 현재 널리 받아들여지는 람다-CDM 모형이 이러한 경우에 해당하며, 관측 결과 암흑 에너지가 우주 총 에너지 함량의 약 68%를 차지하는 것으로 나타났다. 람다-CDM 모형에서 암흑 에너지의 영향을 이겨내고 우주가 붕괴하려면, 평균 물질 밀도가 현재 측정값보다 약 17배 더 커야 한다. 이는 물질 밀도 증가가 Ω > 1을 유발한다는 사실에도 불구하고 그렇다.^[10]

3. 2. 열린 우주 (Ω < 1)

열린 우주는 우주 공간의 곡률이 0보다 작은 경우이다. 열린 우주는 말안장 표면처럼 음의 곡률을 가지며, 쌍곡선적 기하학을 따른다.^[11] 이 경우, 삼각형의 내각의 합은 180도보다 작고, 평행선은 서로 멀어진다.

열린 우주는 영원히 팽창하며, 결국 우주적 열적 죽음(빅 프리즈) 또는 빅 립 상태에 이르게 된다.^[12]^[13]^[14]^[15] 암흑 에너지가 없는 경우에도 우주는 계속 팽창하지만, 암흑 에너지가 존재하면 팽창이 가속화된다. 음의 우주 상수는 열린 우주를 빅 크런치로 재붕괴시킬 수 있다.

인플레이션 우주론에 따르면, 급팽창 이후 우주의 곡률은 거의 0에 가깝지만, 완전히 0이 아닐 수도 있다. 만약 곡률이 아주 약간이라도 양수라면, 우주는 매우 오랜 시간이 지난 후 수축으로 전환되어 빅 크런치를 맞이할 수 있다.

4. 우주 종말 시나리오

20세기 초반까지만 해도 정상 우주론이 주류였으나, 1920년대에 허블이 우주가 팽창한다는 것을 발견하면서 우주의 시작과 끝은 과학적 연구의 중요한 대상이 되었다. 우주의 시작에 대한 주요 이론은 대폭발 우주론이며, 현대의 이론은 일반 상대성 이론을 바탕으로 한다. 로저 펜로즈의 등각순환우주론에서는 빅 크런치 없는 영구적인 순환을 주장하기도 한다.^[6]

우주의 종말에 대한 이론은 크게 세 가지로 나눌 수 있다.

종말은 없다:
정상 우주론: 현재의 관측 결과와 달리, 우주는 현재 상태 그대로 영원히 존재한다.
빅 바운스: 우주의 팽창, 수축이 영원히 반복된다.
영원한 죽음을 맞는다:
열죽음, 빅 립, 빅 프리즈: 우주 자체의 종말은 아니지만, 우주 내부의 모든 존재가 영원한 평형 상태에 도달한다.
빅 크런치: 언젠가 중력이 우주의 팽창을 극복하고 우주는 수축한다.
일시적인 죽음을 맞이한다:
대폭발과 빅 크런치가 영원히 계속된다.

1998년부터 먼 은하에서 관측된 초신성들은 우주의 팽창이 가속되고 있다는 해석과 일치하는 것으로 받아들여졌다.^[6] 이후의 우주론적 이론들은 이러한 가속 팽창을 설명하기 위해 대부분 암흑 에너지를 도입하였다. 가장 단순한 형태의 암흑 에너지는 양의 우주 상수이다. 일반적으로 암흑 에너지는 음의 압력을 가지는 어떤 가설적인 장(場)을 위한 포괄적인 용어이며, 우주가 팽창함에 따라 밀도가 변한다. 일부 우주론학자들은 시간에 따라 변하는 암흑 에너지가 우주론의 위기를 해결할 수 있는지 연구하고 있다.^[7]

유클리드, 낸시 그레이스 로만, 제임스 웹 우주 망원경과 차세대 지상 망원경의 데이터는 암흑 에너지에 대한 이해를 더욱 발전시킬 것으로 예상된다.^[8]

만약 Ω < 1이라면, 우주의 기하학적 모양은 열린 우주 즉, 말안장 표면처럼 음의 곡률을 갖는다. 삼각형의 각도의 합은 180도보다 작고, 만나지 않는 두 직선은 절대 등거리가 아니며, 최소 거리의 점을 가지고 그 외의 경우에는 서로 멀어진다. 이러한 우주의 기하학은 쌍곡선적이다.^[11]

암흑 에너지가 없더라도 음의 곡률을 가진 우주는 영원히 팽창하며, 중력은 팽창 속도를 무시할 정도로만 늦춘다. 암흑 에너지가 있다면 팽창은 계속될 뿐만 아니라 가속된다. 암흑 에너지가 있는 열린 우주의 궁극적인 운명은 우주적 열적 죽음이거나 암흑 에너지에 의한 가속이 결국 중력, 전자기력, 강한 상호작용 결합력의 효과를 완전히 압도하는 "빅 립"이다.^[12]^[13]^[14]^[15] 반대로, 음의 에너지 밀도와 양의 압력에 해당하는 ''음의'' 우주 상수는 열린 우주조차도 빅 크런치로 재붕괴하게 할 것이다.

만약 우주의 평균 밀도가 임계 밀도와 정확히 같아서 Ω = 1이라면, 우주의 기하학적 구조는 평평하다. 즉, 유클리드 기하학에서처럼 삼각형의 내각의 합은 180도이며, 평행선은 계속해서 같은 거리를 유지한다. 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP)의 측정 결과는 우주가 0.4%의 오차 범위 내에서 평평하다는 것을 확인했다.^[2]

암흑 에너지가 없다면, 평평한 우주는 영원히 팽창하지만, 팽창 속도는 계속 감소하여 점근적으로 0에 접근한다. 암흑 에너지가 있다면, 우주의 팽창 속도는 중력의 영향으로 처음에는 느려지지만, 결국에는 증가하며, 우주의 궁극적인 운명은 열린 우주와 같아진다.

우주의 운명은 그 밀도에 의해 결정될 수 있다. 현재까지 확장률과 질량 밀도 측정을 기반으로 한 대부분의 증거는 우주가 무한정 팽창을 계속하여 "빅 프리즈" 시나리오를 초래할 것이라는 쪽을 지지한다.^[16] 그러나 관측 결과는 결정적이지 않으며, 대안 모델도 여전히 가능하다.^[17]

지금까지 설명된 각 가능성은 암흑 에너지 상태 방정식의 단순한 형태를 기반으로 한다. 그러나 암흑 에너지의 물리학에 대해서는 거의 알려진 바가 없다. 인플레이션 이론이 사실이라면, 우주는 빅뱅 초기에 다른 형태의 암흑 에너지가 지배하는 시기를 거쳤지만, 인플레이션은 끝났고, 이는 현재의 암흑 에너지에 대해 가정된 것보다 더 복잡한 상태 방정식을 나타낸다. 암흑 에너지 상태 방정식이 다시 변화하여 예측하기 어려운 결과를 초래하는 사건이 발생할 가능성이 있다. 암흑 에너지와 암흑 물질의 본질이 여전히 가설적인 것으로 남아 있으므로, 우주에서 그들의 미래 역할을 둘러싼 가능성은 알 수 없다.

4. 1. 빅 크런치 (Big Crunch)

빅 크런치 가설은 우주의 궁극적인 운명에 대한 대칭적인 관점이다. 대폭발 이론이 우주 팽창으로 시작된 것처럼, 이 이론은 우주의 평균 밀도가 팽창을 멈추기에 충분하여 우주가 수축하기 시작할 것이라고 가정한다. 그 결과는 알 수 없지만, 단순하게 추정하면 우주에 있는 모든 물질과 시공간은 대폭발로 우주가 시작된 방식과 같이 차원이 없는 특이점으로 붕괴될 것이다. 그러나 이러한 규모에서는 알려지지 않은 양자 효과를 고려해야 한다(양자 중력 참조).^[19]

닫힌 우주에서는 중력이 결국 우주의 팽창을 멈추게 하고, 그 후 우주는 모든 물질이 한 점으로 수축될 때까지 수축하기 시작한다. 이 최종 특이점을 "빅 크런치"라고 부르며, 대폭발의 반대이다.^[10]

이 시나리오는 이전 우주의 빅 크런치 직후에 대폭발이 발생할 수 있게 한다. 이러한 일이 반복되면 순환 우주론(진동 우주)이 생성된다. 그러면 우주는 무한한 일련의 유한한 우주로 구성될 수 있으며, 각 유한한 우주는 다음 우주의 대폭발이기도 한 빅 크런치로 끝난다.

4. 2. 빅 프리즈 (Big Freeze) 또는 열죽음 (Heat Death)

열죽음 시나리오는 우주가 영원히 팽창하면서 나타나는 현상이다. 우주는 팽창함에 따라 온도가 절대 영도에 가까워진다. 이 시나리오에서는 별의 형성은 10¹²년에서 10¹⁴년(1조~100조 년) 동안 지속되지만, 결국 별을 만드는데 필요한 가스가 고갈된다. 기존의 별들은 연료를 소진하여 빛을 잃게 되고, 우주는 천천히 어두워진다.^[20]

결국 우주는 블랙홀이 지배하게 되지만, 이들 역시 호킹 복사를 통해 증발한다.^[20] 블랙홀은 주위의 물질을 흡수하며 성장하고, 질량이 큰 천체는 계의 중심으로 모이는 경향이 있어 은하 중심의 초대질량 블랙홀과 결합하여 더 커진다. 결국에는 은하 중심의 초대질량 블랙홀이 은하 전체의 질량을 모두 흡수하게 되는데, 이 과정은 10³⁰년 정도가 소요될 것으로 추정된다.

블랙홀로 인해 최대한 결합할 수 있는 것은 하나의 은하단 규모이며, 그보다 더 큰 구조는 중력보다 우주의 팽창에 의해 멀어지는 속도가 빨라 결합할 수 없다. 따라서 블랙홀의 성장 과정은 블랙홀의 질량이 은하단의 규모가 될 때 그치며, 그 후에는 이러한 초거대 블랙홀들이 우주에 흩어져 서로 멀어지게 된다.

블랙홀의 온도가 외부보다 높으면 열복사를 하며 질량을 잃어 증발하게 되는데, 이를 호킹 복사라고 한다. 우주가 팽창하여 우주의 온도가 60nK까지 내려갈 경우, 질량이 항성 정도인 블랙홀도 증발하며, 온도가 10^-19K까지 내려갈 경우 질량이 은하 규모인 블랙홀도 증발하기 시작한다. 은하 규모의 거대한 블랙홀이 증발하기 시작하기 위해서는 우주의 크기가 지금의 10¹⁹배 정도가 되어야 하며, 거기까지 걸리는 시간은 약 7300억년 정도로 추정된다.

블랙홀이 증발하기 시작하더라도, 완전히 증발하기까지는 오랜 시간이 걸린다. 질량이 태양 정도인 블랙홀의 증발 시간은 약 10⁶⁷년이며, 증발에 걸리는 시간은 블랙홀의 질량의 3제곱에 비례하기 때문에, 은하 규모의 블랙홀이 완전히 증발하기까지는 약 10¹⁰⁰년이 소요된다.

블랙홀이 모두 증발한 뒤에는, 블랙홀이 증발하면서 방출한 광자만이 우주를 채우게 된다. 이 시기의 우주는 절대 영도에 무한히 가깝기 때문에, 광자의 에너지는 아주 낮아 물질 입자가 생성되는 것은 불가능하다. 오로지 방사선만이 존재하는 우주가 기하급수적으로 팽창하며, 절대 영도에 무한히 가깝게 냉각된다.

이러한 극저온 상태를 빅 프리즈(Big Freeze) 또는 빅 칠(Big Chill)이라고 부른다.

4. 3. 빅 립 (Big Rip)

2003년 로버트 R. 콜드웰, 마크 카미온코프스키, 네빈 N. 와인버그는 우주가 "빅 립"으로 종말을 맞이한다는 논문을 발표했다.^[38] 이 가설에 따르면, 우주 상수가 시간에 따라 증가하여 우주의 팽창이 극도로 가속화된다. 이는 은하, 인간, 박테리아, 모래알 등 모든 물리적 구조가 결국 소립자 단위까지 찢어지게 만든다. 결과적으로 우주는 영원히 가속 팽창하며 소립자들만 남게 된다.

현재 허블 상수는 은하와 같이 중력으로 묶인 구조를 파괴할 정도는 아니지만, 은하 사이의 공간을 넓힐 만큼 충분히 크다. 만약 허블 상수가 무한대로 증가하면, 우주의 모든 물질은 찢어져 묶이지 않은 소립자와 복사선 등으로 붕괴된다. 에너지 밀도, 척도 인자, 팽창률이 무한대가 되면서 우주는 특이점으로 끝난다.

유령 암흑 에너지의 경우, 다른 우주 상수가 예측하는 것보다 더 높은 가속률을 유발하는 음의 운동 에너지를 가진다고 가정하면, 더 갑작스러운 빅 립이 발생할 수 있다.

하지만, 2018년 스바루 망원경 관측 결과에 따르면, 암흑 에너지는 예상만큼 증가하지 않았으며, 우주는 현재 나이의 10배(약 1400억 년) 정도는 더 존재할 수 있다는 연구 결과가 발표되었다.^[36]

4. 4. 빅 바운스 (Big Bounce)

빅 반동은 알려진 우주의 시작과 관련된 이론적 과학 모델이다. 이는 빅뱅의 진동 우주 또는 순환 반복 해석에서 유래하며, 최초의 우주론적 사건은 이전 우주의 붕괴 결과였다는 것이다.

우주론의 빅뱅 이론 한 가지 버전에 따르면, 처음에 우주는 무한히 밀도가 높았다. 이러한 설명은 양자 역학과 그 불확정성 원리와 모순되는 것처럼 보인다.^[26] 따라서 양자 역학은 빅뱅 이론의 대안적인 버전, 구체적으로 우주가 터널링을 통해 존재하게 되었고 고전 물리학에 의해 지배되는 방식으로 진화하기 전에 양자 역학과 일치하는 유한한 밀도를 가졌다는 것을 제시했다.^[26] 또한, 우주가 닫혀 있다면, 이 이론은 이 우주가 붕괴되면 우주 특이점에 도달하거나 반발적인 양자 힘이 재팽창을 일으킨 후 빅뱅과 유사한 사건에서 또 다른 우주를 낳을 것이라고 예측한다.

간단히 말해, 이 이론은 우주가 빅뱅, 그 뒤를 빅 크런치가 따르는 순환을 계속 반복할 것이라고 말한다.

4. 5. 기타 시나리오

힉스 장은 전자기장처럼 퍼텐셜에 따라 세기가 달라진다. 우주가 가장 낮은 에너지 상태에 있을 때 참 진공이 존재하며, 이 경우에는 거짓 진공 이론이 적용되지 않는다. 하지만 진공이 가장 낮은 에너지 상태(즉, 거짓 진공)에 있지 않다면, 더 낮은 에너지 상태로 터널링될 수 있다.^[27] 이를 ''진공 붕괴''라고 한다. 이는 우주를 근본적으로 변화시킬 수 있으며, 여러 물리 상수들이 다른 값을 가지게 되어 물질, 에너지, 시공간의 기초에 심각한 영향을 줄 수 있다. 또한, 모든 구조가 예고 없이 순식간에 파괴될 가능성도 있다.^[28]

그러나 거짓 진공 붕괴로 인해 우주 전체가 파괴되지는 않을 것이다. 왜냐하면 4,200메가파섹(130억 광년) 이상 떨어진 은하는 서로 빛의 속도보다 빠르게 멀어지고 있고, 진공 붕괴 자체는 빛의 속도보다 빠르게 팽창할 수 없기 때문이다.^[29] 현재 관측 가능한 우주의 크기는 지구에서 모든 방향으로 약 460억 광년이다.^[30]

5. 우주 미래 시나리오 (참고)

열린 우주는 약간의 감속을 거치면서도 영원히 팽창을 계속하여 열적 죽음에 이르게 된다. 우주 내부 환경은 생명체가 존재할 수 없는 상태가 될 것으로 예상된다.

블랙홀은 물질과 빛을 흡수하는 동시에, 질량에 따른 온도로 열복사를 하며 증발한다. 이를 호킹 복사라고 한다. 현재 우주의 온도(우주 마이크로파 배경 복사의 온도)는 약 2.7K이며, 이 온도에서 증발할 수 있는 블랙홀은 달 질량보다 가벼운 블랙홀뿐이다. 하지만 우주가 팽창하여 우주 배경 복사의 온도가 60nK까지 낮아지면 항성 질량 정도의 블랙홀도 증발하기 시작한다. 더 나아가 10⁻¹⁹K 정도까지 우주의 온도가 낮아지면 은하 질량급의 초대질량 블랙홀도 증발을 시작한다. 우주 배경 복사의 절대 온도는 우주의 스케일 인자에 반비례하므로, 우주가 이 온도에 도달하는 것은 우주가 현재의 10¹⁹배 크기로 팽창했을 때이다.

현재 가장 유력한 우주 모델에서는 현재의 우주가 우주 상수가 지배적인 가속 팽창기에 있다고 생각된다. 이러한 가속 팽창 시대에는, 시점 t에서 우주의 스케일 인자 $a(t)$ 는 다음 식을 따른다.

: $a(t) \propto e^{\sqrt{\Omega_{\Lambda}} H_{0} t}$

여기서 $\Omega_{\Lambda}$ 는 우주 상수의 밀도 매개변수 ( $\simeq 0.7$ ), $H_{0}$ 는 허블 상수 ( $\simeq 71 {\rm km} {\rm s}^{-1} {\rm Mpc}^{-1}$ )이다. 이 식에 의해 우주의 크기가 현재의 10¹⁹배가 되는 것은 약 7300억 년 후로 추정할 수 있다. 따라서 은하 질량급의 초대질량 블랙홀이 형성될 무렵에는 우주가 이러한 초대질량 블랙홀도 증발할 수 있을 만큼 충분히 저온이 된다.

블랙홀의 증발이 시작된 후 완전히 증발하는 데는 오랜 시간이 걸린다. 태양 질량 정도의 블랙홀 증발 시간은 약 10⁶⁷년이다. 증발 시간은 블랙홀 질량의 3제곱에 비례하므로, 은하 질량급의 블랙홀이 완전히 증발하는 데는 약 10¹⁰⁰년이 걸린다.

충분히 발전한 우주 문명이라면, 유한한 에너지를 사용하여 무한한 시간에 걸쳐 문명을 지속하는 방법을 찾을 수 있을 것이라고 생각하는 물리학자도 있다. 저온사(低温死)를 맞이하고 있는 우주에서도, 활동과 사고의 속도를 점차 낮추고, 반쯤 동면 상태에 있음으로써 문명이 영원히 지속될 수 있다는 것이다. 예를 들어, 1억 년에 1클록의 정보 처리만 하더라도, 우주가 영원히 지속된다면 무한한 주관적 시간을 얻을 수 있다(프리먼 다이슨의 "영원한 지성").

빅 크런치의 소용돌이 속에 있는 문명에게는 반대의 방법도 가능하다. 빅 크런치에서 막대한 에너지를 끌어내어, 종말이 다가올수록 생명 활동을 가속화하고, 유한한 남은 시간에서 무한한 주관적 시간을 얻는 것이다(프랭크 티플러의 "오메가 포인트").

또한, 사토 가쓰히코와 미치오 카쿠는 에너지를 집중시키거나 고밀도를 만들어 가짜 진공을 만들고, 상전이를 일으켜 인공적으로 인플레이션을 일으켜 우주의 종말 전에 새로운 우주를 만들어 탈출하는 방법에 대한 논문을 쓰고 있다^[37]. 다중우주론을 바탕으로, 충분히 발전한 문명이라면 웜홀을 통해 아직 젊은 다른 우주로 탈출할 가능성도 있다^[37].

이러한 방법은 이론적으로는 가능할지도 모르지만, 충분히 발전한 문명이라도 이러한 가능성을 실현하는 방법을 개발할 수 있을지는 분명하지 않다.

5. 1. 100억 년 ~ 1조 년 후

항성의 형성은 약 10¹⁴년 후에 멈출 것으로 예상된다. 별의 생성은 성간물질의 고갈로 인해 새로운 항성 형성이 불가능해지기 때문이다. 항성 형성이 멈추면, 가시광선을 내는 천체는 점차 줄어들고, 결국 식어가는 밀집성의 잔열만이 적외선이나 전파 형태로 관측될 것이다.

5. 2. 1조 년 ~ 100조 년 후

항성 형성은 10¹⁴년 정도 후에 정지될 것으로 추정된다. 항성 형성이 정지되면, 우주에는 가시광선을 방출하는 천체가 점차 줄어들고, 주로 식어가는 밀집성의 열에 의해 방출되는 적외선과 전파만 관측될 것이다.

항성은 시간이 지남에 따라 진화하는데, 가벼운 항성은 백색왜성으로 일생을 마무리하고, 무거운 항성은 초신성 폭발로 물질 대부분을 방출하여 성간물질로 돌아간다. 방출되지 않은 부분은 질량에 따라 중성자성이나 항성 블랙홀이 된다. 항성 진화 과정에서 백색왜성, 중성자성, 항성 블랙홀 등의 밀집성 형태로 고정되는 질량이 있기 때문에, 시간이 지날수록 재활용되는 중입자의 양은 점차 줄어들어 성간물질이 고갈되고, 결국 새로운 항성 형성은 일어나지 않게 된다.^[31]^[32]^[33]^[34]

5. 3. 100조 년 이후

항성 형성이 정지되고 10¹⁴년 후, 우주에는 가시광선을 방출하는 천체가 점차 줄어든다. 이 시기에는 주로 식어가는 밀집성의 열에 의해 방출되는 적외선과 전파가 관측될 것이다. 은하 내 초신성 폭발은 100년에 한 번 꼴로 일어나며, 이를 통해 은하에 약 10⁸개 정도의 항성 블랙홀이 있을 것으로 추정된다. 또한, 많은 은하 중심에는 초대질량 블랙홀이 존재한다.^[1]

블랙홀은 주변 물질을 흡수하며 성장하고, 질량이 큰 천체는 은하 중심으로 모이는 경향이 있다. 블랙홀은 결합하여 더 커지며, 결국 은하 중심의 초대질량 블랙홀이 은하 전체 질량을 흡수하게 된다. 이 과정은 약 10³⁰년이 소요될 것으로 추정된다. 물질을 흡수하는 블랙홀 주위에는 강착원반이 형성되어 X선과 감마선을 방출하며, 이 시기 우주에서는 이러한 X선과 감마선만 관측된다.^[1]

은하단 규모까지는 블랙홀로 최대한 결합할 수 있지만, 더 큰 구조는 우주의 팽창으로 인해 결합할 수 없다. 따라서 블랙홀 성장은 은하단 규모에서 멈추고, 이후 초거대 블랙홀들은 우주에 흩어져 서로 멀어진다. 결국 서로 멀어지는 속도가 광속을 넘어 서로를 영원히 볼 수 없게 된다.^[1]

블랙홀은 호킹 복사를 통해 열복사를 하며 질량을 잃고 증발한다. 현재 우주 온도(2.7K)에서는 달 질량 정도의 작은 블랙홀만 증발하지만, 우주가 팽창하여 온도가 60nK까지 내려가면 항성 질량 블랙홀도 증발한다. 10^-19K까지 내려가면 은하 규모 블랙홀도 증발하기 시작한다. 은하 규모 블랙홀 증발에는 우주가 현재의 10¹⁹배 정도 팽창해야 하며, 약 7300억 년이 걸릴 것으로 추정된다.^[1]

블랙홀이 증발하더라도 완전히 증발하기까지는 오랜 시간이 걸린다. 태양 질량 블랙홀의 증발 시간은 약 10⁶⁷년이며, 증발 시간은 블랙홀 질량의 세제곱에 비례하므로 은하 규모 블랙홀은 약 10¹⁰⁰년이 소요된다. 블랙홀이 모두 증발한 뒤에는 블랙홀 증발로 방출된 광자만이 우주를 채운다. 이 시기 우주는 절대 영도에 매우 가깝고 광자 에너지는 매우 낮아 물질입자 생성이 불가능하다. 방사선만이 존재하는 우주가 팽창하며 절대 영도에 가깝게 냉각된다.^[1]

이 극저온 상태는 빅 프리즈 또는 빅 칠이라 불리며, 엔트로피 증가로 인한 열사와는 다른 상황이다. 대통일이론에 따르면 양성자도 붕괴하지만, 수명이 10³³년 이상으로 예상되어 붕괴 이전에 대부분 블랙홀에 흡수된다.^[1]

6. 한국의 우주론 연구

대한민국은 세계적인 수준의 천문학 연구 시설과 인력을 보유하고 있으며, 우주론 연구에 활발히 참여하고 있다.

참조

_[1] 웹사이트 Cosmology: The Study of the Universe http://map.gsfc.nasa[...] NASA 2011-04-27
_[2] 웹사이트 WMAP – Shape of the Universe http://map.gsfc.nasa[...]
_[3] 웹사이트 WMAP – Fate of the Universe http://map.gsfc.nasa[...]
_[4] 논문 Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and increasing radius accounting for the radial velocity of extra-galactic nebulæ 1927
_[5] 웹사이트 Did Einstein Predict Dark Energy? http://hubblesite.or[...]
_[6] 논문 Supernovae, an accelerating universe and the cosmological constant 1999-04-13
_[7] 웹사이트 The 'least crazy' idea: Early dark energy could solve a cosmological conundrum https://www.astronom[...] 2023-10-05
_[8] 웹사이트 Euclid overview https://www.esa.int/[...]
_[9] 웹사이트 Dark Energy, Dark Matter – Science Mission Directorate https://science.nasa[...]
_[10] 서적 Introduction to Cosmology The Ohio State University
_[11] 서적 Our Mathematical Universe: My Quest for the Ultimate Nature of Reality Knopf 2014
_[12] 논문 The Physics of Cosmic Acceleration
_[13] 논문 Cosmological Imprint of an Energy Component with General Equation-of-State
_[14] 논문 A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state
_[15] 논문 Phantom Energy and Cosmic Doomsday
_[16] 웹사이트 WMAP – Fate of the Universe https://map.gsfc.nas[...]
_[17] 논문 The Return of the Phoenix Universe
_[18] 논문 Breakthrough of the year 1998. Astronomy: Cosmic Motion Revealed 1998
_[19] 논문 Current observational constraints on cosmic doomsday
_[20] 논문 A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects 1997
_[21] 논문 Parallel Universes 2003-05
_[22] 논문 Interplay Between Quantum Phase Transitions and the Behavior of Quantum Correlations at Finite Temperatures 2013
_[23] 논문 Spontaneous entropy decrease and its statistical formula
_[24] 논문 Sinks in the landscape, Boltzmann brains and the cosmological constant problem 2007
_[25] 논문 Astronomical bounds on a future Big Freeze singularity 2008
_[26] 논문 Quantum cosmology and the creation of the universe https://vdocuments.m[...]
_[27] 논문 Fate of the false vacuum. II. First quantum corrections 1977
_[28] 논문 Supercooled phase transitions in the very early universe 1982
_[29] 웹사이트 How are galaxies moving away faster than light? https://phys.org/new[...]
_[30] 뉴스 How big is the universe, really? 2024-06-29
_[31] 웹사이트 「宇宙の最後」には一体どんなことが起きるのか？ https://gigazine.net[...]
_[32] 웹사이트 10の32000乗年後、黒色矮星が宇宙最後の大爆発!? https://astropics.bo[...]
_[33] 웹사이트 宇宙が終わる前、死にゆく星は最後の花火を打ち上げる、新説 https://natgeo.nikke[...]
_[34] 웹사이트 科学者が「宇宙の終わり」を予測。それは悲しくて孤独な、黒色矮星の超新星爆発で幕を閉じる（米研究） https://karapaia.com[...]
_[35] 웹사이트 Phantom Energy and Cosmic Doomsday https://arxiv.org/ab[...]
_[36] 뉴스 宇宙、あと１４００億年は「安泰」　すばる望遠鏡で調査 https://www.asahi.co[...] 朝日新聞デジタル 2018-09-27
_[37] 서적 パラレルワールド―11次元の宇宙から超空間へ日本放送出版協会 2006
_[38] 논문 Phantom Energy and Cosmic Doomsday http://arxiv.org/abs[...]

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