빅 립 문서 원본 보기

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{{물리우주론}}
[[물리 우주론]]에서 '''빅 립'''(Big Rip)이란 [[우주의 종말]]에 대한 우리 우주의 [[가설]] 모델 중 하나로 항성과 은하에서 원자와 기본 입자 등 우주의 모든 [[물질]]과 심지어는 [[시공간]] 그 자체가 먼 미래에 [[우주팽창]]으로 인해 점진적으로 찢어진다는 가설이다. 표준 우주 모델에 따르면 우주 [[척도인자]]는 [[우주의 가속 팽창|가속되고 있으며]] 먼 미래 우주상수 지배 시대에는 인자가 기하급수적으로 늘어난다고 가정한다. 하지만 우주팽창은 어느 시점이든지 비슷하며 그렇기 때문에 [[허블-르메트레 법칙|허블 상수]]가 고정되고 작은 경우에는 우주 물질 구조는 우주 팽창에 거의 영향을 받지 않는다. 반대로 빅 립 시나리오에서는 유한한 시간 안에 허블 상수가 무한대로 증가한다고 가정한다. 이러한 급격하게 찢어지는 [[중력 특이점|특이점]]은 불확실한 물리적 성질을 가진 가설상의 물질([[팬텀 에너지]])를 도입해야 성립된다.<ref>{{서적 인용|title=Relativistic Cosmology |first1=George F. R. |last1=Ellis |authorlink1=George F. R. Ellis |first2=Roy |last2=Maartens |first3=Malcolm A. H. |last3=MacCallum |lastauthoramp=yes |year=2012 |location=Cambridge, UK |publisher=[[Cambridge University Press]] |pages=146–147 |isbn=978-0-52138-115-4}}</ref>

== 팽창 방정식 ==
팬텀 에너지가 지배하는 우주는 가속팽창하는 우주이며 팽창 속도가 점점 빨라진다. 하지만 이는 [[관측 가능한 우주]]의 크기가 계속 줄어듬을 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 상호작용]]은 아에 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.

빅 립 가설을 처음으로 주창한 [[다트머스 대학교]]의 [[로버트 R. 캘드웰]]은 현재 시각으로부터 "특이점"이 올 때까지의 시간을 다음과 같이 구했다.
:<math>t_\mathrm{rip} - t_{0} \approx \frac{2}{3|1+w|H_0\sqrt{1-\Omega_\mathrm{m}}}</math>

여기서 ''w''는 암흑 에너지 압력과 [[에너지 밀도]]과의 비율, ''H''<sub>0</sub>은 허블 상수, ''Ω''<sub>m</sub>는 현재의 우주의 모든 물질의 밀도값이다.

== 관측된 우주 ==
우리 우주를 관측한 증거에서 ''w''값은 -1에 가까우며 여기서 w는 방정식의 분모에 영향을 준다. ''w''가 -1에 가까울수록 분모는 0에 가까워지며 빅 립 시점은 점점 멀어진다. 만일 w가 -1과 같으면 ''H''<sub>0</sub> 또는 ''Ω''<sub>m</sub>의 값에 상관없이 빅 립은 절대로 일어나지 않는다.<ref>{{웹 인용|url=http://wmap.gsfc.nasa.gov/news/ |title=WMAP 9 Year Mission Results |website=wmap.gsfc.nasa.gov |accessdate=22 September 2017}}</ref><ref>{{저널 인용| bibcode = 2008MNRAS.383..879A | title = Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters | author1 = Allen | first1 = S. W. | last2 = Rapetti | first2 = D. A. | last3 = Schmidt | first3 = R. W. | last4 = Ebeling | first4 = H. | last5 = Morris | first5 = R. G. | last6 = Fabian | first6 = A. C. | volume = 383 | year = 2008 | pages = 879 | journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | doi = 10.1111/j.1365-2966.2007.12610.x | issue = 3|arxiv = 0706.0033 }}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[빅 바운스]]
* [[빅 크런치]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
* {{뉴스 인용|url=https://www.nytimes.com/2004/02/17/science/from-space-a-new-view-of-doomsday.html?pagewanted=all |first=Dennis |last=Overbye |title=From Space, A New View Of Doomsday |newspaper=The New York Times |date=17 February 2004}}
* {{뉴스 인용|url=https://www.theguardian.com/science/2015/jul/02/not-with-a-bang-but-with-a-big-rip-how-the-world-will-end |first=Hannah |last=Devlin |title=This is the way the world ends: not with a bang, but with a Big Rip |newspaper=The Guardian |date=3 July 2015}}
* {{웹 인용|url=http://www.physicsoftheuniverse.com/topics_bigbang_bigcrunch.html |first=Luke |last=Mastin
|title=The Big Crunch, the Big Freeze and the Big Rip |work=Physics of the Universe |year=2009}}

{{세계 변동 위험}}

[[분류:물리우주론]]
[[분류:2003년 도입]]
[[분류:2003년 과학]]
[[분류:종말 시나리오]]
[[분류:암흑 에너지]]