우주의 역사

물리우주론 **우주의 연대기**(宇宙年代記, chronology of the universe), 또는 **우주의 역사**는 대폭발(빅뱅) 우주론에 따라 우주의 역사와 미래(future of an expanding universe)를 설명한다. 우주 존재의 가장 초기 단계는 1년 전에 발생한 것으로 추정되며, 68% 신뢰 수준에서 약 2100만 년의 불확실성이 있다.Planck Collaboration (October 2016). "*Planck* 2015 results. XIII. Cosmological parameters". *Astronomy & Astrophysics*. 594: Article A13. arXiv:1502.01589. The Planck Collaboration in 2015 published the estimate of 13.799 ± 0.021 billion years ago (68% confidence interval). See PDF: page 32, Table 4, Age/Gyr, last column. 자연 연표
# 개요

## 5단계의 연대기
우주(관측 가능한 부분)의 대폭발(왼쪽)에서, [[우주 마이크로파 배경(CMB)-기준 잔광, 현재까지의 진화 다이어그램.]] 이 요약의 목적을 위해서, 기원 이후의 우주 연대기를 다섯 부분들로 나누는 것이 편리하다. 시간이 이 연대기 이전에 존재했는지 여부는 일반적으로 무의미하거나 불분명한 것으로 간주된다:
### 극초기 우주
우주시의 첫 번째 피코초picosecond (10-12초). 여기에는 현재 확립된 물리 법칙이 적용되지 않을 수 있는 플랑크 시대(Planck epoch)를 포함한다; 네 가지 알려진 기본 상호작용들 또는 힘들의 단계적인 출현-먼저 중력, 나중에 전자기, 약한 그리고 강한 상호작용들; 그리고 우주 자체의 팽창과 또한 우주 급팽창으로 인한 여전히 엄청나게 뜨거운 우주의 과냉각. 이 단계에서 엄청난 가속팽창을 통해 원자핵보다 작은 공간을 거시적인 크기의 공간으로 키우는 과정에서 미시세계에 숨어있던 급팽창장의 양자요동은 거시세계 물질의 밀도요동으로 바뀐다. 이는 우주의 구조와 그 속 모든 정보의 기원이 된다. 가장 초기 부분은 입자물리학에서는 실제의 실험의 범위를 벗어나지만 극한의 고온에 대한 알려진 물리 법칙의 외삽을 통해 탐색할 수 있다.
### 초기 우주
이 시기는 약 37만 년 동안 지속되었다. 처음에, 다양한 종류의 아원자 입자가 단계적으로 형성된다. 이 입자에는 거의 같은 양의 물질과 반물질이 포함되어 있으므로, 대부분이 빠르게 쌍소멸되고, 우주에 소량의 초과(excess) 물질을 남긴다. 약 1초경에, 중성미자들이 디커플링된다(neutrinos decouple); 이 중성미자들은 우주 중성미자 배경(CνB)을 형성한다. 만일 원시 블랙홀들이 존재한다면, 역시 우주시 약 1초경에 형성된다. 합성 아원자 입자들이 나타나며-양성자들과 중성자들을 포함하여-약 2분경으로부터, 핵합성에 적합한 조건이 된다: 양성자들의 약 25%와 모든 중성자들은 더 무거운 원소들로 융합되는데, 처음에는 자신이 빠르게 주로 헬륨-4로 융합되는 중수소로. 20분이 지나면, 우주는 더 이상 핵융합을 할 만큼 뜨겁지 않지만, 중성 원자들이 존재하거나 광자들이 멀리 여행하기에는 한참 너무 뜨겁다. 그것은 따라서 불투명한 플라스마이다. 재결합 시대가 약 1만8000년경에 시작되어, 전자들이 헬륨 핵들과 결합하여 He+를 형성한다. 약 4만7000년경에,Ryden 2006, eq. 6.41 우주가 냉각됨에 따라, 우주의 거동은 복사보다는 물질에 의해 지배되기 시작된다. 약 10만 년경, 중성 헬륨 원자들이 형성된 후, 헬륨 수소화물은 첫 번째 분자이다. (훨씬 후에, 수소와 수소화 헬륨 이온이 반응하여 최초의 별(항성)들에 필요한 연료인 수소분자 (H2)를 형성한다.) 약 37만 년 후에,Tanabashi, M. 2018, p. 358, chpt. 21.4.1: "Big-Bang Cosmology" (Revised September 2017) by Keith A. Olive and John A. Peacock.Notes: Edward L. Wright's Javascript Cosmology Calculator (last modified 23 July 2018). With a default = 69.6 (based on WMAP9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+H0/Riess) parameters, the calculated age of the universe with a redshift of z = 1100 is in agreement with Olive and Peacock (about 370,000 years).Hinshaw et. al. 2009. See PDF: page 45, Table 7, Age at decoupling, last column. Based on WMAP+BAO+SN parameters, the age of decoupling occurred 376971/(+3162 or −3167) years after the Big Bang.Ryden 2006, pp. 194–195. "Without going into the details of the non-equilibrium physics, let's content ourselves by saying, in round numbers, zdec ≈ 1100, corresponding to a temperature Tdec ≈ 3000 K, when the age of the universe was tdec ≈ 350,000 yr in the Benchmark Model. (...) The relevant times of various events around the time of recombination are shown in Table 9.1. (...) Note that all these times are approximate, and are dependent on the cosmological model you choose. (I have chosen the Benchmark Model in calculating these numbers.)" 중성 수소 원자들이 형성을 마치고("재결합"), 그 결과 우주는 더불어 처음으로 투명해졌다. 새로 형성된 원자들-주로 리튬의 흔적들이 있는 수소와 헬륨-은 광자들을 방출하여 가장 낮은 에너지 상태(바닥 상태)에 빠르게 도달하는데("광자 분리"), 이 광자들은 오늘날에도 여전히 우주 마이크로파 배경(CMB)으로 감지될 수 있다. 이것은 현재 우리가 우주에 대해 가지고 있는 가장 오래된 관측이다.
### 암흑 시대와 거대구조의 출현
37만 년에서 약 10억 년까지. 재결합 및 광자 디커플링(decoupling) 후, 우주는 투명했지만 수소 구름들은 매우 천천히 붕괴되어 별들과 은하들을 형성할 뿐이므로, 새로운 광원들은 없었다. 우주에서 유일한 광자들(전자기 복사 또는 "빛")은 분리 중에 방출되는 광자들(오늘날 우주 마이크로파 배경으로 볼 수 있음)과 때때로 수소 원자들에서 방출되는 21cm 전파 방출이었다. 분리된 광자들은 처음에는 밝은 옅은 주황색 빛으로 우주를 채웠을 것이며, 약 300만년 후에는 점차적으로 보이지 않는 파장으로 적색편이되어, 가시광선이 없게 되었다. 이 기간을 우주 암흑 시대(Dark Ages)라고 한다. 약 2억 ~ 5억 년의 어느 시점에서, 가장 초기 세대의 별들과 은하들이 형성되고(정확한 타이밍은 아직 연구 중임), 또한 우주 전체에 이미 뭉쳐지기 시작한 거품-같은 암흑 물질 은하 필라멘트들에 이끌려, 초기의 거대한 구조들이 점차 나타난다. 가장 초기 세대의 별들은 아직 천문학적으로 관찰되지 않았다. 그것들은 거대하고(태양질량의 100-300배) 비금속성일 수 있으며, 오늘날 우리가 보는 대부분의 별들에 비해 수명이 매우 짧기 때문에, 일반적으로 수소 연료를 모두 태우고 단지 수백만 년 후에 높은 에너지의 쌍불안정성 초신성들로서 폭발한다.Chen, Ke-Jung; Heger, Alexander; Woosley, Stan; et al. (1 September 2014). "Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars". *The Astrophysical Journal*. 792 (1): Article 44. arXiv:1402.5960. 다른 이론에 따르면 작은 별들이 포함되었을 수 있으며, 일부는 오늘날에도 여전히 타오르고 있다고 제안한다. 어느 쪽이든, 이 초기 세대의 초신성들은 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 대부분의 일상적인 원소들을 만들어냈고, 우주에 그것들로 씨를 뿌렸다. 은하단들과 초은하단들은 시간이 지남에 따라 나타난다. 어떤 시점에서는, 가장 초기의 별들, 왜소은하들, 그리고 아마도 퀘이사들의 고에너지 광자들은 약 2억5000만 년에서 5억 년 사이에 점진적으로 시작하여 약 10억 년 정도(정확한 타이밍은 아직 연구 중임)에 끝나는 재전리 기간에 이른다. 암흑 시대는 우주가 오늘날 우리 주변에서 볼 수 있는 우주로 점차 전환되면서 약 10억 년 만에 완전히 끝났지만, 그러나 거대한 타원은하들과 달리, 더 밀도가 높고, 더 뜨겁고, 별 형성이 더 강렬하며, 또한 더 작은 (특별히 금지되지 않은) 나선은하들과 불규칙은하들이 더 풍부하다. 초기 별들은 관찰되지 않았지만, 일부 은하들은 우주시 약 4억 년(재전리 시작 직후인, 적색편이 z≈11.1에서 GN-z11)부터 관찰되었다. 이것들은 현재 별들과 은하들에 대한 우리의 초기 관측이다. 2021년에 발사된 제임스 웹 우주 망원경은 이것을 z≈20 (우주시 1억8000만 년)으로 되돌리기 위해 의도된 것으로, 최초의 은하들(≈2억7000만년)과 초기 별들(≈1억에서 1억8000만 년)을 보기에 충분하다.
### 오늘날 보이는대로의 우주
10억 년부터, 약 128억 년 동안, 우주는 오늘날과 매우 유사해 보였고, 미래에도 수십억년 동안 계속해서 매우 유사하게 보일 것이다. 우리은하의 얇은 원반은 약 50억 년(88억 년전)에 형성되기 시작했으며,del Peloso, Eduardo F.; da Silva, Licio; Porto de Mello, Gustavo F.; et al. (5 September 2005). "The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology - III. Extended sample" (PDF). Stellar atmospheres. *Astronomy & Astrophysics*. 440 (3): 1153–1159. 태양계는 약 92억년(46억년전)에 형성되었으며, 지구에서 가장 오래된 생명의 흔적들은 약 103억년(35억년전)경에 나타난다. 시간이 지남에 따라 물질이 얇아지면 우주의 팽창을 늦추는 중력의 능력이 감소한다; 대조적으로, 암흑 에너지(가시적 우주 전체를 통한 일정한 스칼라 장으로 믿어짐)는 우주의 팽창을 가속화하는 경향이 있는 일정한 요소이다. 우주의 팽창은 약 50 또는 60억 년 전경 변곡점을 지나, 현대의 "암흑 에너지-지배 시대"에 들어섰으며, 여기서는 우주의 팽창이 현재 감속보다는 가속되고 있다. 현재의 우주는 아주 잘 이해되고 있지만, 우주시 약 1000억 년(약 860억 년 미래)의 시간을 넘어서면, 현재의 지식의 불확실성으로 인해 이 우주가 어떤 경로를 따를지 확신하기 힘들다.Ryden 2006, eq. 6.33Bruce, Dorminey (1 February 2021). "The Beginning to the End of the Universe: The mystery of dark energy". *Astronomy.com*.
### 먼 미래와 궁극적 운명
언젠가는 별의 시대(Stelliferous Era)는 더 이상 별이 태어나지 않으면서 끝날 것이고 또한 우주의 팽창은 관측 가능한 우주가 국부 은하에 국한된다는 것을 의미한다. 먼 미래와 우주의 종말에 대한 다양한 시나리오가 있다. 우리의 현재 우주에 대한 더 정확한 지식은 이것들을 더 잘 이해할 수 있게 해줄 것이다.

허블 우주망원경-[[허블 울트라 딥 필드 은하들에서 레거시 필드(Legacy Field)로 줌아웃 (비디오 00:50, 2019년 5월 2일)

]]
## 표 요약
en:Timeline of the far future en:Graphical timeline of the Stelliferous Era :*참고: 아래 표의 복사 온도는 우주 배경 복사를 나타내며 2.725 K·(1 + z)로 표시된다. 여기서 z는 적색편이이다.* {| class="wikitable" |---- ! 시대 ! 우주시 ! 적색편이 ! 복사
온도
(에너지)
! 설명 |---- | 플랑크 시대
(Planck epoch) | 32 K
19 GeV) | 플랑크 척도는 현재의 물리적 이론이 적용되지 않을 수 있는 물리적 척도이며 발생한 일을 계산하는 데 사용될 수 없다. 플랑크 시대에 우주론과 물리학은 양자 중력 효과가 지배했다고 가정한다. |---- | 대통일 시대
(Grand
unification
epoch) | 29 K
16 GeV) | 표준 모형의 세 가지 힘은 여전히 통합되어 있다 (자연이 대통일 이론으로 설명된다고 가정하고, 중력은 포함되지 않음). |---- | 급팽창 시대
(Inflationary epoch)
전기약 시대
(Electroweak epoch) | nowrap| 3600 | > 104 K | 이 시간 동안 광속으로, 또는 그에 가깝게 움직이는 광자들 및 중성미자들과 같은 질량이 없거나 또는 질량이 거의 없는 상대론적 구성요소들의 에너지 밀도가 물질 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배한다. |---- | 물질-지배 시대
(Matter-dominated era) | 4만7천 년 ~ 98억 년 | 3600 ~ 0.4 | 4 K ~ 4 K | 이 시기 동안 물질의 에너지 밀도는 복사 밀도와 암흑 에너지를 모두 지배하므로 공간의 계량(거리 함수) 팽창이 느려진다. |---- | 암흑 에너지-지배 시대
(Dark-energy-dominated era) | > 98억 년 | 100조 년 | 5.8 Quasars in the Sloan Digital Sky Survey. I. Discovery of Three New Quasars and the Spatial Density of Luminous Quasars at z ~ 6". *The Astrophysical Journal*. 122 (6): 2833–2849. arXiv:astro-ph/0108063. 그러나 이때까지 물질은 우주의 지속적인 팽창으로 인해 훨씬 더 널리 퍼졌다. 중성 수소 원자가 다시 이온화되었지만 플라즈마는 훨씬 더 얇고 확산되었으며 광자가 산란될 가능성이 훨씬 적었다. 재전리되었음에도 불구하고, 우주는 재전리 동안 대체로 투명하게 유지되었다. 우주가 계속 냉각되고 팽창함에 따라 재전리는 점차적으로 끝났다.
## 은하, 은하단 및 초은하단
[[파일:Large-scale structure of light distribution in the universe.jpg|섬네일||약 5000만 광년에 걸친 우주의 한 부분에 대한 거대구조의 컴퓨터 시뮬레이션 뷰"Illuminating illumination: what lights up the universe?" (Press release). London: University College London. UCL Media Relations. 27 August 2014.]] 물질은 계속해서 중력의 영향을 받아 모여 은하계들을 형성한다. 종족 II 별들로 알려진 이 시기의 별들은 이 과정의 초기에 형성되고, 보다 최근의 종족 I 별들은 나중에 형성된다. 중력은 또한 은하들을 점차적으로 끌어당겨 그룹들, 은하단들 및 초은하단들을 형성한다. 허블 울트라 딥 필드 관측은 우주시 8억 년(130억 년 전)에 병합되어 더 큰 은하들을 형성하는 다수의 작은 은하들을 확인했다.Nemiroff, Robert J.; Bonnell, Jerry, eds. (9 March 2004). "The Hubble Ultra Deep Field". *Astronomy Picture of the Day*. Washington, D.C.; Houghton, MI: NASA; Michigan Technological University. (이 추정치는 현재 약간 과장된 것으로 여겨진다.)Landau, Elizabeth (25 October 2013) [Originally published 23 October 2013]. "Scientists confirm most distant galaxy ever". *CNN*. New York: Warner Media, LLC. 마우나 케아에서 10미터 켁 II 망원경을 사용하여 패서디나에 있는 캘리포니아 공과대학의 리처드 엘리스Richard Ellis와 그의 팀은 약 132억 광년 떨어진 6 개의 별 형성 은하를 발견했으며 따라서 우주의 나이가 겨우 5억 살일 때 생성되었다.Perry, Jill (10 July 2007). "Astronomers Claim to Find the Most Distant Known Galaxies" (Press release). Pasadena, CA: California Institute of Technology. Caltech Media Relations. Stark, Daniel P.; Ellis, Richard S.; Richard, Johan; et al. (1 July 2007). "A Keck Survey for Gravitationally Lensed Lyα Emitters in the Redshift Range 8.5 < z < 10.4: New Constraints on the Contribution of Low-Luminosity Sources to Cosmic Reionization". *The Astrophysical Journal*. 663 (1): 10–28. arXiv:astro-ph/0701279. 이 극도로 초기의 천체 중 현재 알려진 것은 약 10개에 불과하다."Hobby-Eberly Telescope Helps Astronomers Learn Secrets of One of Universe's Most Distant Objects". *McDonald Observatory*. Austin, TX: University of Texas at Austin. 8 July 2007. 보다 최근의 관측에 따르면 이 연령은 이전에 표시된 것보다 더 짧은 것으로 나타났다. 2016년 10월 현재 관측된 가장 먼 은하인 GN-z11은 시공간 팽창을 통한 광대한 거리 (z = 11.1; 공변거리 320억 광년;Drake, Nadia (3 March 2016). "Astronomers Spot Most Distant Galaxy—At Least For Now". No Place Like Home. Phenomena - A Science Salon (Blog). Washington, D.C.: National Geographic Society. 134억 년의 회고 시간(lookback time))인 320억 광년 떨어진 것으로 보고되었다.
# 오늘날 보이는 것과 같은 우주
우주는 수십억 년 동안 지금과 매우 유사하게 나타났으며. 미래에도 수십억 년 동안 계속 비슷하게 보일 것이다. 핵우주연대학(nucleocosmochronology)라는 새로운 과학에 기초하여, 우리은하의 얇은 원반은 88억 ± 17억 년 전에 형성된 것으로 추정된다.
## 암흑 에너지-지배 시대
:*대폭발 후 약 98억 년 이후* 척도인자 우주시 약 98억 년부터 우주의 대규모 거동은 역사상 세 번째로 점진적으로 변화한 것으로 믿어진다. 그것의 거동은 원래 처음 47,000년 동안 복사(광자들과 중성미자들과 같은 상대론적 구성 요소)에 의해 지배되었으며, 우주 시간의 약 37만 년 이후에는 그 거동이 물질에 의해 지배되었다. 물질-지배 시대 동안, 중력이 초기 외부로의 팽창을 억제함에 따라, 우주의 팽창은 느려지기 시작했다. 그러나 약 98억 년의 우주시부터, 관측들은 우주의 팽창은 천천히 감속하기를 멈추고, 점차 가속하기 시작한다는 것을 보여준다. 정확한 원인은 알려져 있지 않지만, 우주론자 커뮤니티에서는 관측이 정확한 것으로 받아 들여지고 있다. 지금까지 가장 많이 받아들여진 이해는 이것이 "암흑 에너지"라는 이름이 부여된 알려지지 않은 형태의 에너지 때문이라는 것이다.Overbye, Dennis (20 February 2017). "Cosmos Controversy: The Universe Is Expanding, but How Fast?". Out There. *The New York Times*. "A version of this article appears in print on Feb. 21, 2017, Section D, Page 1 of the New York edition with the headline: A Runaway Universe."Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (22 April 2003). "The cosmological constant and dark energy". *Reviews of Modern Physics*. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. 이 문맥에서 "어둡다"는 것은 그것이 직접적으로 관찰되지 않는다는 것을 의미하지만, 그것의 존재는 그것이 우주에 미치는 중력적 효과를 조사함으로써 추론될 수 있다. 이 암흑 에너지를 이해하기 위한 연구가 진행 중이다: 암흑 에너지는 현재 물리적 우주의 전체 질량-에너지의 약 68.3%를 구성하기 때문에, 우주의 가장 큰 단일 구성 요소로 여겨진다. 암흑 에너지는 한 우주 상수―공간 전체에 존재하는 한 스칼라 장과 같이 작용하는 것으로 믿어진다. 중력과 달리, 그러한 장의 효과는 우주가 성장함에 따라 줄어들지 않는다(또는 천천히 감소할 뿐이다). 물질과 중력은 처음에는 더 큰 영향을 미치지만, 우주가 계속 팽창함에 따라 그 효과는 빠르게 감소한다. 우주가 팽창함에 따라 처음에는 멀어지는 것처럼 보였던, 우주 안의 물체들은, 계속해서 멀어지지만 바깥쪽으로의 움직임은 점차 느려진다. 이 감속 효과는 우주가 더 넓게 펼쳐질수록 작아진다. 결국, 암흑 에너지의 외부로의 그리고 척력적 효과가 중력의 내부로의 인력을 지배하기 시작한다. 우주시 약 98억 년부터 중력의 영향으로 속도가 느려지고 안쪽으로 움직이기 시작하는 대신, 공간의 팽창은 점차 증가하는 속도로 *바깥쪽으로* 천천히 *가속되기* 시작한다.
# 먼 미래와 궁극적 운명
en:Timeline of the far future 열죽음 태양에 대한 질량 대비 [[적색왜성 별의 예측된 주계열 수명Adams, Laughlin & Graves 2004]] 우주의 장기적인 진화에 대한 몇 가지 경쟁적 시나리오들이 있다. 그 중 어느 것이 일어날 것인가는, 만일 있다면, 우주 상수, 양성자 붕괴 가능성, 진공 에너지(energy of the vacuum)("빈" 공간("empty" space) 자체를 의미하는), 그리고 표준 모형을 넘어선 자연 법칙과 같은 물리 상수들의 정확한 값에 의존한다. 우주의 팽창이 계속되고 현재의 형태를 유지한다면, 결국 가장 가까운 것들을 제외한 모든 은하들이 우주의 팽창에 의해 우리의 관측 가능한 우주가 우리 자신의 중력으로 묶인 국부 은하단으로 제한될 정도로 빠른 속도로 우리에게서 멀어지게 될 것이다. 아주 장기적으로(수조 년 후, 우주시) 별이 태어나는 것을 멈추고, 가장 장수한 별들조차도 점차적으로 죽기 때문에, 별의 시대가 끝날 것이다. 이 외에도, 우주의 모든 물체는 냉각되고 (양성자들의 가능한 예외와 더불어) 점진적으로 구성 입자로 다시 분해된 다음, 다양한 가능한 과정에 의해서, 아원자 입자, 그리고 매우 낮은-레벨 광자들 및 기타 기본 입자들로 분해된다. 궁극적으로, 극한의 미래에는, 우주의 궁극적인 운명에 대해 다음과 같은 시나리오들이 제안된다: {| class="wikitable" |- ! colspan="2" |시나리오 ! 설명 |- | **열죽음**
(Heat Death) | 팽창이 계속됨에 따라, 우주는 더 커지고, 더 차가워지고, 또한 희석된다; 시간이 지나면, 모든 구조들은 결국 아원자 입자들과 광자들로 분해된다. | 무한히 계속되는 공간의 계량(거리 함수) 확장의 경우, 우주의 에너지 밀도는 101000년으로 추정되는 시간이 지난 후, 열역학적 평형에 도달하고 또한 더 이상 어떤 구조도 가능하지 않을 것이다. 먼저 일부(0.1% 미만)Siegel, Ethan. "No, Black Holes Will Never Consume The Universe". *Forbes*. 물질이 블랙홀로 붕괴되어 호킹 복사를 통해 매우 천천히 증발하기 때문에, 이것은 극히 오랜 시간이 지난 후에야 일어날 것이다. 이 시나리오에서 우주는, 별 형성이 중단되는, 약 1014년이나 그 무렵 보다 훨씬 더 일찍 생명체를 지원할 수 없게 될 것이다.§IID. 일부 대통일 이론에서는, 적어도 1034년 후의 양성자 붕괴는 남아 있는 성간 가스와 별의 잔해들을 렙톱들(양전자들과 전자들과 같은)과 광자들로 변환시킬 것이다. 일부 양전자들과 전자들은 광자들로 재결합한다.§IV, §VF. 이 경우, 우주는 입자들와 저에너지 복사로 구성된 수조(bath)로 구성된 고엔트로피 상태에 도달했다. 그러나 그것이 결국 열역학적 평형을 달성하는지 여부는 알려져 있지 않다.§VIB, VID. 보편적인 열사에 대한 가설은 열과 비가역성의 고전 이론(열역학의 처음 두 법칙에 구현됨)을 우주 전체에 외삽한 윌리엄 톰슨(켈빈 경)의 1850년대 아이디어에서 비롯된다.Thomson, William (July 1852). "On the Dynamical Theory of Heat, with numerical results deduced from Mr. Joule's equivalent of a Thermal Unit, and M. Regnault's Observations on Steam". *The London, Edinburgh, and Dublin Philosophical Magazine and Journal of Science*. IV (Fourth Series). §§ 1–14. Thomson, William (1857) [Read 1 May 1854]. "On the Dynamical Theory of Heat. Part V. Thermo-electric Currents". *Transactions of the Royal Society of Edinburgh*. XXI. §§ 99–100. |- | **빅 립**
(Big Rip) | 공간의 팽창은 가속화되고 어느 시점에는 너무 극단적이 되어 아원자 입자와 시공간의 구조(fabric)조차 떨어져서 존재하지 않게 된다. | 음압 비율이 -1미만인 우주의 암흑 에너지 함량 값에 대해서는, 우주의 팽창 속도는 제한 없이 계속 증가할 것이다. 은하단들, 은하들, 그리고 궁극적으로 태양계와 같은 중력으로 묶인 시스템들은 분해될 것이다. 결국 팽창은 분자와 원자를 함께 묶는 전자기력을 극복할 정도로 급속할 것이다. 원자핵들조차도 쪼개진다. 마지막으로, 플랑크 규모―현재 "공간"이라는 개념이 의미하는 가장 작은 크기―에서 조차도 힘과 상호 작용은 시공간 자체의 구조가 찢겨지고 또한 우리가 알고 있는 우주는 특이한 종류의 특이점으로 끝날 것이다. |- | **대함몰**
(Big Crunch) | 팽창은 결국 느려지고 멈추고, 그다음 모든 물질이 공통의 중심을 향해 가속하면서 역전된다. 현재로서는 잘못되었을 것으로 간주되고 있다. | "빅 립" 시나리오와 반대로, 우주의 계량저(거리 함수)적 팽창은 어느 시점에서 역전되고 우주는 뜨겁고, 고밀도의 상태로 수축할 것이다. 이것은 순환 모형(cyclic model)과 같은 진동 우주 시나리오들의 필수 요소이지만, 대함몰이 반드시 진동 우주를 의미하는 것은 아니다. 현재 관측에 따르면 이 우주 모형은 정확하지 않을 것이며, 또한 팽창은 계속되거나 가속화될 것이다. |- | '''진공
불안정'''
(Vacuum instability) |모든 힘들, 입자들 및 구조들을 뒷받침하는 양자 장들이 다른 형태로 붕괴된다. ........................ |우주론은 전통적으로 안정적이거나 최소한 준안정적인 우주를 가정했지만, 그러나 양자장 이론에서 가짜 진공(false vacuum)의 가능성은 시공간의 어느 지점에서든 우주가 자발적으로 더욱 저에너지 상태(거품 핵생성(Bubble nucleation) 참조)로 붕괴될 수 있음을 의미한다. "참 진공"은 그 지점에서 바깥쪽으로 빛의 속도로 확장된다.Turner, Michael S.; Wilczek, Frank (12 August 1982). "Is our vacuum metastable?" (PDF). *Nature*. 298 (5875): 633–634.Coleman, Sidney; De Luccia, Frank (15 June 1980). "Gravitational effects on and of vacuum decay" (PDF). *Physical Review D*. 21 (12): 3305–3315.Stone, Michael (15 December 1976). "Lifetime and decay of 'excited vacuum' states of a field theory associated with nonabsolute minima of its effective potential". *Physical Review D*. 14 (12): 3568–3573. Bibcode:1976PhRvD..14.3568S.88] Frampton, Paul H. (22 November 1976). "Vacuum Instability and Higgs Scalar Mass". *Physical Review Letters*. 37 (21): 1378–1380. Bibcode:1976PhRvL..37.1378F.Frampton, Paul H. (15 May 1977). "Consequences of Vacuum Instability in Quantum Field Theory". *Physical Review D*. 15 (10): 2922–2928. Bibcode:1977PhRvD..15.2922F. 그 효과는 모든 힘들, 입자들 및 구조들을 뒷받침하는 양자 장이 보다 안정적인 형태로 전환된다는 것이다. 새로운 힘들과 입자들은 우리가 아는 현재의 것들을 대체하여, 현재의 모든 입자들, 힘들 및 구조들을 부작용과 더불어 파괴하고 또한 결과적으로 (가능하다면) 다른 입자들, 힘들 및 구조들로 재구성할 것이다. |} 이와 같은 극단적인 시간 척도에서는, 수조 년 미만의 시간 척도에서는 보기 힘든, 극히 드문 양자 현상도 발생할 수 있다. 이것들은 또한 더 작은 시간 척도에서는 중요하지 않을 것 같은 우주 상태에 대한 예측할 수 없는 변화로 이어질 수도 있다. 예를 들면, 수백만 조 년의 시간 척도에서 블랙홀은 거의 즉시 증발하는 것처럼 보일 수 있고, 흔하지 않은 양자 터널링 현상이 일반적으로 나타날 수 있으며, 양자 (또는 기타) 현상은 1조 년에 한 번 일어날 것 같지 않은 현상이 여러 번 발생할 수 있다.
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