{{위키데이터 속성 추적}}
{{물리우주론}}
'''빅 프리즈'''(Big Freeze) 또는 '''빅 칠'''(Big Chill)이란 [[우주 팽창]]으로 인해 [[물체]]와 [[물체]] 사이의 거리는 점점 멀어지고 결국은 우주의 온도가 [[절대온도]]를 향해 계속 낮아저 결국에는 [[열죽음]]이 이뤄진다는 [[우주의 종말]]론이다.<ref>[http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html WMAP – Fate of the Universe], ''WMAP's Universe'', [[NASA]]. Accessed online July 17, 2008.</ref>

만약 [[우주상수]]거나, 모든 공간에 균등한 에너지 밀도로 채워져 있거나,<ref name="carroll">{{저널 인용|author=[[Sean M. Carroll|Sean Carroll]]|date=2001|url=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html|title=The cosmological constant|journal=Living Reviews in Relativity|volume=4|issue=1|pages=1|accessdate=2006-09-28|doi=10.12942/lrr-2001-1|pmid=28179856|pmc=5256042|arxiv=astro-ph/0004075|bibcode=2001LRR.....4....1C|url-status=dead|archiveurl=https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html|archivedate=2006-10-13|df=}}</ref> [[전형 (물리학)|전형]]이나 [[모듈러스 (물리학)|모듈러스]]같은 [[스칼라장 이론|스칼라장]]이거나 시공간에 따라 에너지가 달라질 수 있는 동적 양과 같은 [[암흑 에너지]]가 우주 팽창을 가속화할 경우 [[은하]] 사이의 간격은 점점 멀어질 것이다. [[적색편이]]도 점점 심해지면서 감마선과 같은 고에너지 광자들도 결국에는 검출이 매우 힘든 긴 파장과 낮은 에너지값을 가질 것이다.<ref name="lun">{{저널 인용| last1 = Krauss | first1 = Lawrence M. | last2 = Starkman | first2 = Glenn D. | year = 2000 | title = Life, the Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-expanding Universe | url = | journal = Astrophysical Journal | volume = 531 | issue = 1| pages = 22–30 | doi = 10.1086/308434 | bibcode=2000ApJ...531...22K|arxiv = astro-ph/9902189 }}</ref> [[항성]]은 대략 10<sup>12</sup>년에서 10<sup>14</sup>년 동안에는 정상적으로 생성될 것이나 최후에는 [[항성 형성]]에 필요한 기체가 없어서 항성도 더 이상 새로 만들어지지 않을 것이다. 기존에 존재하던 항성들도 가지고 있는 연료를 다 써버리고 우주는 천천히 어두워질 것이다.<ref name=dying>{{저널 인용| last1 = Adams | first1 = Fred C. | last2 = Laughlin | first2 = Gregory | year = 1997 | title = A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects | url = | journal = Reviews of Modern Physics | volume = 69 | issue = 2| pages = 337–372 | doi = 10.1103/RevModPhys.69.337 | bibcode=1997RvMP...69..337A | arxiv=astro-ph/9701131}}</ref><ref name=dying-IIE>Adams & Laughlin (1997), §IIE.</ref> [[양성자 붕괴]]를 예측하는 이론에서는 [[밀집성|남아있는 항성 잔해]]조차 [[블랙홀]]만 남고 전부 사라지며 그 블랙홀조차도 최후에는 [[호킹 복사]] 과정을 통해 증발하며 사라질 것이다.<ref name=dying-IV>Adams & Laughlin (1997), §IV.</ref> 최후에는 전 우주가 전부 같은 온도값에 도달하는 상태가 되면 더 이상 일을 하는 것이 불가능해지면서 열죽음 상태에 도달할 것이다.<ref name=dying-VID>Adams & Laughlin (1997), §VID</ref>

== 우주론 ==
무한한 우주 팽창이 [[우주의 모양|우주의 곡률]]을 결정하지는 않는다. 그러므로 우리 우주는 닫혀 있거나(양의 곡률), 평면이거나, 열려 있거나(음의 곡률) 셋 중 하나이지만 만일 우주가 닫혀 있다면 중력을 버틸 수 있는 충분한 암흑 에너지가 필요하며 그렇지 않으면 우주는 [[대함몰]]로 최후를 맞이할 것이다.<ref name=calibrating>Chapter 7, ''Calibrating the Cosmos'', Frank Levin, New York: Springer, 2006, {{ISBN|0-387-30778-8}}.</ref>

[[윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기]] 및 [[플랭크 (우주선)|플랭크]]의 [[우주 배경 복사선]] 관측 결과에서는 우리 우주가 공간적으로 평면이며 상당한 양의 암흑 에너지를 가지고 있다고 결론이 나온다.<ref name=wmap_5yr>[http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results] {{웨이백|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf |date=20150410113424 }}, G. Hinshaw et al., ''The Astrophysical Journal Supplement Series'' (2008), submitted, {{arxiv|0803.0732}}, {{bibcode|2008arXiv0803.0732H}}.</ref><ref name=planck2015XIII>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1502.01589 Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters] {{arxiv|1502.01589}}</ref> 이 경우 우주는 가속도를 가지며 점차 팽창해야 한다. 우주의 가속팽창은 아주 멀리 떨어진 [[초신성]]의 관측 결과에서도 증명되었다.<ref name=calibrating /> 만일 [[물리우주론]]의 [[ΛCDM 모형]]과 같이 암흑 에너지가 [[우주상수]]인 경우 우주는 일정한 비율로 두 배로 팽창하며 그 팽창률은 지수가 될 것이다.

== 같이 보기 ==
* [[열죽음]]
* [[빅 립]]

== 각주 ==
{{각주}}

{{우주론}}
{{토막글|우주}}

[[분류:우주론]]
[[분류:종말 시나리오]]
[[분류:물리우주론]]