제11천년기 이후
우주의 미래

|  | 발생 시간 | 사건 |
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|  | 10.2만 년 | 극대거성인 큰개자리 VY가 극초신성이 될 것이다. |
|  | 100만 년 | 적색 초거성 베텔게우스가 폭발하여 초신성이 되기 예상되는 가장 긴 기간이다. 폭발은 일광에서도 쉽게 보일 예정이다. |
|  | 40억 년 | 우리 은하의 은하수 일부와 안드로메다 은하가 충돌하며 밀코메다 은하가 형성될 것이다. 이 충돌로 인해 태양계의 행성은 비교적 영향을 받지 않게 된다. |
|  | 220억 년 | 빅 립 시나리오에서는 이 시기가 암흑 에너지의 상태 방정식에서 w=-1.5가 되어 우주의 최후로 예상된다. 은하 클러스터의 관측 기구인, 찬드라 엑스선 관측선에서도 이 시기부터 은하단 속도가 더 이상 잡히지 않는다. |
|  | 1000억 년 | 우주의 팽창으로 인해 빅뱅의 시점의 실질적인 관측 한계를 넘어, 우주론의 증명은 불가능해진다. |
|  | 1500억 년 | 우주 마이크로파 배경의 관측값이 현재 기술로 측정 가능한 최저치인 ~2.7K에서 0.3K까지 온도가 감소한다. |
|  | 4500억 년 | 국부은하군의 중앙값이 우리 은하에서 최대 47개가 되고, 하나의 큰 은하로 뭉치게 된다. |
|  | 8000억 년 | 밀코메다 은하의 거의 모든 항성이 적색왜성이 별빛이 감소하는 청색왜성으로 변이하면서 은하의 실제 밝기가 약해지기 시작한다고 예측되는 최대 시간이다. |
|  | 1조 년 | 우리 은하에서 항성 생성에 필요한 가스가 모두 소진된다., §IID. 현재의 우주 배경 복사의 파장인 1029을 곱하여 암흑 에너지 밀도를 가정할 경우, 우주의 팽창은 관측 가능한 우주 지평선을 초과하여 확장하기 때문에 이 때부터는 빅뱅을 직접적으로 관측할 수 없게 된다. 그러나, 이 시점에서도 여전히 초고속 별의 연구를 통해 우주 팽창의 확인이 가능하다. |
|  | 2조 년 | 이 때 처녀자리 초은하단이 수백만 광년의 폭을 갖는 초은하 한 개로 합쳐질 것이며, 이 초은하는 적색왜성(대부분을 차지)과 소량의 백색왜성들로 채워질 것이다. 이 때 이 시기 다른 초은하단들은 암흑 물질 때문에 가속되어 서로 합쳐지거나 10억 광년 정도 서로 멀어져 있을 것이다. |
|  | 30조 년 | 이 때까지는 백색왜성의 충돌로 항성이 겨우 생성될 것이다. 두 항성이 서로 접근할 때마다, 그 행성의 궤도는 방해를 받을 수 있으며 행성들은 원래 위치에서 벗어나게 된다. 지나가는 행성을 꺼내기 위해서는 매우 가까이 지나가야 하기 때문에 행성은 평균적으로 꺼내는 시간이 매우 오래 걸린다., §IIIF, Table I. |
|  | 100조 년 | 항성 생성이 될 수 있는 가장 오래된 시간이다., §IID. 이 시기부터는 별의 시대에서 퇴보 시대로 가게 되며 수소로 이루어진 항성들은 모든 수소를 사용하게 되며, 모든 별은 천천히 연료를 모두 사용하며 죽게 된다. |
|  | 110조 ~ 120조 년 | 우주의 별들이 모든 연료를 사용하는 가장 긴 소요 시간(가장 오래 사는 적색왜성은 약 10-20조년을 살 수 있다)이다. 일단 적색왜성이 모든 연료를 사용하게 되면, 항성들 중에서 밀집성(백색왜성, 중성자별과 블랙홀, 갈색왜성)들만 남아 있게 될 것이다. §IIE. 갈색왜성 사이의 충돌로 새로운 적색왜성을 만드는 것이 한계 수준에 달하게 된다. 평균적으로 은하계에 약 100여개가 남아 있을 것이며 별 잔해 사이의 충돌로 가끔 초신성을 만들어 낼 것이다. |
|  | 1000조 년 | 계속적으로 별이 스쳐가서 태양계 내의 모든 행성이 밖으로 튕겨져나가는데 걸리는 시간이다. |
|  | 1018 ~ 1019 년 | 프랭크 J. 티퍼의 오메가 포인트 이론에 따르면, 아마도 이 시기쯤에는 빅 크런치로 우주가 종말을 고할 것이다. |
|  | 1019 ~ 1020 년 | 갈색왜성과 밀집성이 은하에서 탈출한다. 두 객체가 서로 가까이 갈 때, 그들은 에너지를 얻기 위한 질량과 궤도 에너지를 얻게 된다. 낮은 질량의 개체는 은하에서 반복적인 만남으로 이러한 방식으로 충분한 에너지를 얻을 수 있다. 이 과정에는, 갈색왜성과 밀집성의 대다수가 은하계에 남아 있다., §IIIA; |
|  | 1030 년 | 은하 중심의 대부분이 초대질량 블랙홀이 되어 약 1%~10%의 별이 블랙홀로 흡수될 것으로 예측되는 기간이다. 이 시점에서, 쌍성을 서로를 향해 충돌하고 행성들은 항성이 내뿜는 방사선에 의해 파괴되면서 우주에는 오직 고립성(별의 잔해, 갈색왜성, 방출된 떠돌이 행성, 블랙홀)만 남는다. |
|  | 2×1036 년 | 양성자 붕괴가 있을 경우 가장 짧은 시간(8.2 x 1033 년)이며, 관측 가능한 우주에 있는 모든 핵자가 붕괴되는 예상 시간이다. |
|  | 1040 년 | 우주에 있는 모든 핵자가 붕괴되는 예상 시간이면서, 양성자 붕괴가 일어나는 가장 오래된 시간(1040년)이며, 빅뱅에서 급팽창 이론에서 생성된 초기 우주의 중립자는 모두 붕괴된다. 양성자 붕괴가 일어나는 이 무렵에는, 블랙홀 시대가 되어 우주에는 블랙홀만이 남게 된다. |
|  | 1065 년 | 양성자 붕괴가 일어나지 않는 가정하에, 암석같은 단단한 물체가 터널 효과에 의해 원자와 분자가 재배열되는 시간이다. 이 시간에는 우주의 모든 물질은 액체이다. |
|  | 1.16×1067 년 | 태양 질량의 항성질량 블랙홀이 호킹 복사에 의해 붕괴되는 가장 오래된 기간이다. |
|  | 1.9×1098 년 | 현재 알려진 가장 큰 초대질량 블랙홀인 NGC 4889의 태양 질량의 210배인 블랙홀이 호킹 복사에 의해 증발될 기간이다. |
|  | 1.342×1099 년 | 2015년 기준 태양 질량의 400억배로 가장 큰 블랙홀인 S5 0014+81이, 블랙홀의 각운동량을 0이라 잡고 계산했을 때 호킹 복사를 통해 붕괴될 때까지 예상되는 기간이다. 그러나, 블랙홀의 크기가 커지는 중이므로 이 붕괴될 때까지 걸리는 기간은 날이 갈수록 더 길어질 것이다. |
|  | 1.7×10106 년 | 태양 질량의 20조 배의 질량인 초대질량 블랙홀이 호킹 복사로 증발되는 시간이다. 이것은 블랙홀 시대의 끝을 의미한다. 이 때를 넘어 만약 양성자 붕괴가 일어난다면, 우주는 어둠의 시대가 도래하게 되어, 모든 입자는 붕괴하며 열사하게 된다. |
|  | 10200 년 | 현대 물리학에서 허용되는 여러 매커니즘들 중 하나인 고위 중입자수 비보존 과정, 가상 블랙홀, 스팔레론 등을 통해 유추할 수 있는 우주의 모든 입자가 붕괴하기까지의 기간이다. 이 기간은 1046년에서 10200까지 다양하며, 어떤 기간이 맞다고 확신할 수 없다. |
|  | 101500 년 | 양자 붕괴가 일어나지 않을 경우, 철-56이 자연적으로 붕괴하는 가장 오래된 시간이다. 이 때에는 철-56이 알파선을 내보내고 아이언 스타가 될 것이다. |
|  |  10^{10^{26}} 년 | 모든 물질은 양자 터널링 효과로 블랙홀로 빨려들어 가게 되어, 이 때부터 양성자 붕괴과 가상 블랙홀 가정이 성립되지 않는다. 블랙홀 시대가 어둠의 시대로 되는 마지막 시간이다. 이런 광대한 시간 척도에서, 심지어는 매우 안정적인 아이언 스타조차 양자 터널링 효과로 인해 붕괴하며, 충분한 질량의 아이언 스타 하나는 양자 터널링 효과를 통해 중성자별로 붕괴할 것이다. 이후 중성자별과 남아있는 아이언 스타가 블랙홀로 붕괴할 것이다. 이 시간 척도에서 각각의 블랙홀이 원자보다 작은 입자로 증발하는 시간(약 10100년으로 추정)은 극히 짧은 시간이다. |
|  |  10^{10^{50}} 년 | 볼츠만 두뇌가 자발적인 엔트로피 감소로 인해 진공에서 생성되는 가장 오래된 시간이다. |
|  |  10^{10^{56}} 년 | 코렐과 첼의 예상에 따르면, 양자 요동으로 인해 새로운 빅뱅이 출연할 것이다. |
|  |  10^{10^{76}} 년 | 양성자 붕괴와 가상 블랙홀이 성립되지 않을 경우, 모든 물질이 블랙홀이 되는 가장 오래된 시간이다. |
|  |  10^{10^{120}} 년 | 가짜 진공이 존재하더라도 열사가 되는 가장 오래된 시간이다. |
|  |  10^{10^{10^{76.66}}} 년 | 별의 질량에 격리된 블랙홀이 푸앵카레 재귀정리에 의해 가상적인 양자 상태(현재의 상태로 다시 "회귀")가 되는 것이 일어나는 가장 오래된 시간이다. 이 때에는 푸앵카레 재귀정리로 통계적 모델을 정한다. 이 시간에는 단순한 방법의 모델이 로슈미트의 역설로 인해 에르고딕 가설이 확실하지 않고, 처음에는 다시 현재 상태와 유사("유사"가 합리적인 선택인 경우)한 척도로 일어나게 된다. |
|  |  10^{10^{10^{10^{2.08}}}} 년 | 우주에서 현재 보이는 영역 내에 질량을 가진 블랙홀이 푸앵카레 재귀정리로 가상적인 양자 상태가 되는 오랜 시간이다. |
|  |  10^{10^{10^{10^{10^{1.1}}}}} 년 | 전체 우주의 예상되는 질량으로 가상적인 상태의 양자가 되는 시간으로, 관찰할 수 있건 아니건 간에 카오스 대팽창 이론에 따라 10−6의 플랑크 질량내의 양자가 되는 시간이다. |