빅립

Big Rip
시리즈의 일부
물리 우주론
Full-sky image derived from Planck spacecraft data
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물리 우주론에서 빅립은 우주의 궁극적인 운명에 관한 가설적인 우주론 모형으로, 별과 은하에서 원자, 아원자 입자, 그리고 심지어 시공간 자체까지 미래의 특정 시간에 우주의 팽창에 의해 점진적으로 분열됩니다.입자간 무한대가 될 것이다.우주론의 표준 모델에 따르면, 우주의 스케일 팩터는 가속되고 있으며, 미래의 우주론적 상수 지배 시대에 기하급수적으로 증가할 것이다.그러나 이러한 팽창은 모든 시간에 대해 유사하며(따라서 지수 법칙 – 국부 부피의 팽창 횟수는 같은 시간 간격에 걸쳐 동일) 변하지 않고 작은 허블 상수로 특징지어지며, 결합 물질 구조에서 효과적으로 무시됩니다.반면 빅립 시나리오에서는 허블 상수가 유한 시간 내에 무한대로 증가합니다.

갑자기 찢어지는 특이점의 가능성은 믿을 수 없는 물리적 [1]특성을 가진 가상의 물질(팬텀 에너지)에 대해서만 발생합니다.

개요

주요 기사:팽창하는 우주의 미래, 우주의 열사, 먼 미래의 연대표, 우주의 궁극적 운명

그 가설의 진실은 우리 우주에 존재하는 암흑 에너지의 종류에 달려 있다.이 가설을 증명할 수 있는 유형은 팬텀 에너지로 알려진 암흑 에너지의 계속 증가하는 형태이다.만약 우주의 암흑 에너지가 무제한으로 증가한다면, 그것은 우주를 하나로 묶는 모든 힘을 극복할 수 있을 것이다.핵심 값은 상태 매개변수 w의 방정식, 즉 암흑 에너지 압력과 그 에너지 밀도 사이의 비율입니다.-1 < w < 0일 경우, 우주의 팽창은 가속되는 경향이 있지만, 암흑 에너지는 시간이 지남에 따라 소멸하는 경향이 있어 빅 립은 발생하지 않습니다.팬텀 에너지는 w < -1 이며, 이는 우주가 팽창함에 따라 밀도가 증가함을 의미합니다.

팬텀 에너지에 의해 지배되는 우주는 가속하는 우주이며, 계속 증가하는 속도로 팽창한다.그러나 이는 관측 가능한 우주의 크기와 우주론적 사건 지평선이 지속적으로 축소되고 있다는 것을 암시합니다 – 물체가 관찰자에게 영향을 미칠 수 있는 거리는 점점 더 가까워지고 상호작용이 전파될 수 있는 거리는 훨씬 더 짧아집니다.지평선의 크기가 특정 구조물보다 작아지면 구조물의 가장 외진 부분 간에 어떠한 기본 힘도 상호작용을 할 수 없으며 구조물은 "분리"됩니다.시간의 흐름 자체가 멈출 것이다.이 모델은 제한된 시간이 지나면 관측 가능한 우주가 결국 0 크기에 도달하고 모든 거리가 무한한 값으로 갈라지는 "빅 립"이라고 불리는 최종 특이점이 있을 것이라는 것을 암시합니다.

다트머스 대학의 Robert R. Caldwell이 이끄는 이 가설의 저자들은 현재에서 빅립까지의 시간을 계산한다.

여기서0 w는 허블의 상수이고 δ는m 우주의 모든 물질의 밀도의 현재 값이다.

그러나 찬드라 X선 관측소에서 은하단 속도를 관측한 결과 w 값은 약 -0.99로 나타나 빅립이 [2]일어나지 않을 것으로 보입니다.

저자의 예

저자들은 논문에서 w = -1.5, H0 = 70 km/s/Mpc, δm = 0.3인 가상 사례를 검토한다. 이 경우 빅립은 현재로부터 약 220억 년 후에 발생한다.이 시나리오에서, 은하는 빅립이 발생하기 약 2억 년 전에 먼저 서로 분리될 것입니다.빅립이 일어나기 약 6천만 년 전, 은하들은 중력이 너무 약해져 이들을 하나로 묶을 수 없게 되면서 분해되기 시작할 것이다.태양계와 같은 행성계는 빅립이 있기 약 3개월 전에 중력에 의해 결합되어 행성들이 빠르게 팽창하는 우주로 날아가게 될 것이다.마지막 몇 분 동안, 별과 행성들은 산산조각이 났고, 현재 분산되어 있는 원자들은 끝내기 약 10초−19 전에 파괴될 것이다.빅립이 발생할 때 시공간 자체도 분해되어 스케일 팩터가 [3]무한대로 됩니다.

관측 우주

증거는 w가 우리 우주에서 -1에 매우 가깝다는 것을 나타내며, 이것은 w를 방정식의 지배적인 용어로 만든다.w가 -1에 가까울수록 분모는 0에 가깝고 앞으로 빅립은 더 멀리 있습니다.w가 -1과 정확히 같으면 H 또는 δ의m 값에0 관계없이 빅립은 발생하지 않습니다.

최신 우주론 데이터에 따르면, 불확실성은 여전히 너무 커서 w < -1, w = -1, w > -1의 [4][5]세 가지 경우를 구별할 수 없다.

「 」를 참조해 주세요.

  • Big Bounce – 알려진 우주의 기원에 대한 가설 우주론 모델
  • 빅 크런치 – 우주의 궁극적인 운명을 위한 이론 시나리오
  • 빅 쿨 – 우주의 팽창이 영원히 지속될지 여부에 대한 미래 시나리오
  • 엔트로피(시간의 화살표)
  • 거짓 진공 붕괴 – 실제 진공보다 안정성이 떨어지는 가상의 진공
  • 우주의 열사 – 우주의 운명 가능성
  • '마지막 연락' – 빅립이 일상적으로 어떤 모습인지 설명하는 짧은 이야기

레퍼런스

  1. ^ Ellis, George F. R.; Maartens, Roy & MacCallum, Malcolm A. H. (2012). Relativistic Cosmology. Cambridge, UK: Cambridge University Press. pp. 146–147. ISBN 978-0-52138-115-4.
  2. ^ Vikhlinin, A.; Kravtsov, A. V.; Burenin, R. A.; et al. (2009). "Chandra Cluster Cosmology Project III: Cosmological Parameter Constraints". The Astrophysical Journal. 692 (2): 1060–1074. arXiv:0812.2720. Bibcode:2009ApJ...692.1060V. doi:10.1088/0004-637X/692/2/1060.
  3. ^ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Nevin 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.
  4. ^ "WMAP 9 Year Mission Results". wmap.gsfc.nasa.gov. Retrieved 22 September 2017.
  5. ^ Allen, S. W.; Rapetti, D. A.; Schmidt, R. W.; Ebeling, H.; Morris, R. G.; Fabian, A. C. (2008). "Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 383 (3): 879. arXiv:0706.0033. Bibcode:2008MNRAS.383..879A. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12610.x. S2CID 18200810.

외부 링크