| Часть серии по |
| Физическая космология |
|---|
 |
|
КатегорияНаблюдения показывают , что расширение из Вселенной будет продолжаться вечно. Если это так, то популярная теория гласит, что Вселенная будет остывать по мере расширения, в конечном итоге становясь слишком холодной для поддержания жизни . По этой причине этот будущий сценарий, который когда-то в народе назывался « Тепловая смерть », теперь известен как «Большой холод» или «Большое замораживание». [1]
Если темная энергия, представленная космологической постоянной , постоянной плотностью энергии, однородно заполняющей пространство [2], или скалярными полями , такими как квинтэссенция или модули , динамические величины, плотность энергии которых может изменяться во времени и пространстве, - ускоряет расширение Вселенной, тогда пространство между скоплениями галактик будет расти с возрастающей скоростью. Красное смещение будет растягивать древние входящие фотоны (даже гамма-лучи) до необнаруживаемых длин волн и низких энергий. [3] Ожидается, что звезды будут нормально формироваться с 10 до 12.14 (1–100 триллионов) лет, но в конечном итоге запасы газа, необходимые для звездообразования, будут исчерпаны. По мере того как у существующих звезд заканчивается топливо и они перестают светить, Вселенная будет медленно и неумолимо темнеть. [4] [5] Согласно теориям, предсказывающим распад протона , звездные остатки исчезнут, оставив только черные дыры , которые в конечном итоге исчезнут, испуская излучение Хокинга . [6] В конечном итоге, если Вселенная достигает термодинамического равновесия , состояния, в котором температура приближается к постоянному значению, дальнейшая работастанет возможным, что приведет к окончательной тепловой смерти Вселенной. [7]
Космология [ править ]
Бесконечное расширение не определяет общую пространственную кривизну Вселенной . Она может быть открытой (с отрицательной пространственной кривизной), плоской или закрытой (положительная пространственная кривизна), хотя, если она закрыта, должно присутствовать достаточно темной энергии , чтобы противодействовать гравитационным силам, иначе Вселенная закончится Большим сжатием . [8]
Наблюдения космического фонового излучения с помощью зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона и миссии Planck позволяют предположить, что Вселенная является пространственно плоской и имеет значительное количество темной энергии . [9] [10] В этом случае Вселенная должна продолжать расширяться с ускоряющейся скоростью. Ускорение расширения Вселенной также подтверждено наблюдениями далеких сверхновых . [8] Если, как в конкордантности модели по физической космологии (Лямбда-холодной темной материи или ΛCDM), темная энергия в форме космологической постоянной, расширение в конечном итоге станет экспоненциальным, а размер Вселенной будет удваиваться с постоянной скоростью.
Если теория инфляции верна, Вселенная пережила эпизод, в котором доминировала другая форма темной энергии в первые моменты Большого взрыва; но инфляция закончилась, указывая на то, что уравнение состояния намного сложнее, чем те, которые предполагались до сих пор для современной темной энергии. Возможно, уравнение состояния темной энергии может снова измениться, что приведет к событию, которое будет иметь последствия, которые чрезвычайно трудно параметризовать или предсказать. [ необходима цитата ]
Будущая история [ править ]
В 1970-х годах будущее расширяющейся Вселенной изучали астрофизик Джамал Ислам [11] и физик Фримен Дайсон . [12] Затем, в своей книге 1999 года «Пять возрастов Вселенной» астрофизики Фред Адамс и Грегори Лафлин разделили прошлую и будущую историю расширяющейся Вселенной на пять эпох. Первая, Изначальная Эра , - это время в прошлом сразу после Большого взрыва, когда звезды еще не сформировались. Вторая, звездная эра , включает в себя наши дни и все звезды и галактики.сейчас видно. Это время, в течение которого звезды образуются из схлопывающихся облаков газа . В последующую Эру Вырождения звезды выгорят, оставив все объекты звездной массы в виде звездных остатков - белые карлики , нейтронные звезды и черные дыры . В эпоху черных дыр белые карлики, нейтронные звезды и другие более мелкие астрономические объекты были уничтожены распадом протона , оставив только черные дыры. Наконец, в темную эру исчезли даже черные дыры, оставив лишь разбавленный газ фотонов и лептонов . [13]
Эта будущая история и временная шкала ниже предполагают продолжающееся расширение Вселенной. Если пространство во Вселенной начнет сжиматься, последующие события на временной шкале могут не произойти, потому что произойдет Большое сжатие , коллапс Вселенной в горячее, плотное состояние, подобное тому, которое произошло после Большого взрыва. [13] [14]
Хронология [ править ]
Звездоносная эра [ править ]
- От настоящего времени до примерно 10 14 (100 триллионов) лет после Большого взрыва
Наблюдаемая Вселенная в настоящее время имеет возраст 1,38 × 10 10 (13,8 миллиарда) лет. [15] На этот раз в Звездную Эру. Примерно через 155 миллионов лет после Большого взрыва сформировалась первая звезда. С тех пор, звезды образовались в результате разрушения мелких плотных основных областей в больших, холодных молекулярных облаках из водорода газа. Сначала возникает протозвезда , которая становится горячей и яркой из-за энергии, генерируемой гравитационным сжатием . После того, как протозвезда на некоторое время сожмется, ее центр станет достаточно горячим, чтобы сплавить водород, и ее время жизни как звезды начнется должным образом. [13]
Звезды очень малой массы со временем исчерпают весь свой плавкий водород и затем станут гелиевыми белыми карликами . [16] Звезды малой и средней массы, такие как наше собственное Солнце , вытеснят часть своей массы в виде планетарной туманности и в конечном итоге станут белыми карликами ; более массивные звезды взорвутся в сверхновой с коллапсом ядра , оставив нейтронные звезды или черные дыры . [17] В любом случае, хотя часть вещества звезды может быть возвращена в межзвездную среду , вырожденный остатокостанутся позади, масса которых не вернется в межзвездную среду. Следовательно, запас газа, доступный для звездообразования, постоянно истощается.
Галактика Млечный Путь и Галактика Андромеды сливаются в одно целое [ править ]
- Через 4–8 миллиардов лет (17,8 - 21,8 миллиардов лет после Большого взрыва)
Андромеды в настоящее время около 2,5 миллиона световых лет от нашей Галактики, Млечного Пути , и они движутся навстречу друг другу примерно в 300 км (186 миль) в секунду. Приблизительно через пять миллиардов лет, или через 19 миллиардов лет после Большого взрыва, Млечный Путь и галактика Андромеды столкнутся друг с другом и сольются в одну большую галактику, согласно имеющимся данным. Вплоть до 2012 года не было возможности подтвердить, произойдет ли возможное столкновение. [18] В 2012 году исследователи пришли к выводу, что столкновение определенно, после использования космического телескопа Хаббла в период с 2002 по 2010 год для отслеживания движения Андромеды. [19] Это приводит к образованиюМилкдромеда (также известная как Милкомеда ).
22 миллиарда лет в будущем - это самый ранний возможный конец Вселенной в сценарии Большого разлома , предполагающей модель темной энергии с w = -1,5 . [20] [21]
Слияние Местной Группы и галактик за пределами Местного Суперкластера больше не доступно [ править ]
- От 10 11 (100 миллиардов) до 10 12 (1 триллион) лет
В галактики в Местной группе , скопление галактик, включает Млечный Путь и Туманность Андромеды, гравитационно связаны друг с другом. Ожидается, что через 10 11 (100 миллиардов) и 10 12 (1 триллион) лет их орбиты распадутся, и вся Местная группа сольется в одну большую галактику. [4]
Если предположить, что темная энергия продолжает заставлять Вселенную расширяться с ускоряющейся скоростью, то примерно через 150 миллиардов лет все галактики за пределами Местного сверхскопления пройдут за космологический горизонт . Тогда события в Местной группе не смогут повлиять на другие галактики. Точно так же события через 150 миллиардов лет, которые видят наблюдатели в далеких галактиках, не смогут повлиять на события в Местной группе. [3] Тем не менее, наблюдатель в Местном сверхскоплении продолжит видеть далекие галактики, но наблюдаемые им события будут экспоненциально более смещенными в красную область.когда галактика приближается к горизонту, пока время в далекой галактике, кажется, не остановится. Наблюдатель в Местном сверхскоплении никогда не наблюдает события спустя 150 миллиардов лет по их местному времени, и в конечном итоге все световое и фоновое излучение, находящиеся за пределами местного сверхскопления, будут мигать, поскольку свет становится настолько красным, что его длина волны становится больше, чем длина волны. физический диаметр горизонта.
Технически, для всех причинных взаимодействий между нашим локальным сверхскоплением и этим светом потребуется бесконечно много времени; однако из-за красного смещения, объясненного выше, свет не обязательно будет наблюдаться в течение бесконечного количества времени, и через 150 миллиардов лет не будет наблюдаться никакого нового причинного взаимодействия.
Следовательно, через 150 миллиардов лет межгалактический транспорт и связь за пределами Локального суперкластера становятся причинно невозможными.
Светимости галактик начинают уменьшаться [ править ]
- 8 × 10 11 (800 миллиардов) лет
Через 8 × 10 11 (800 миллиардов) лет светимости различных галактик, до тех пор примерно одинаковые с нынешними, благодаря возрастающей светимости оставшихся звезд по мере их старения, начнут уменьшаться, поскольку менее массивные красные карликовые звезды начинают умирать как белые карлики . [22]
Галактики за пределами Местного сверхскопления больше не обнаруживаются [ править ]
- 2 × 10 12 (2 триллиона) лет
Через 2 × 10 12 (2 триллиона) лет все галактики за пределами Местного сверхскопления будут смещены в красную область до такой степени, что даже гамма-лучи, которые они излучают, будут иметь длину волны больше, чем размер наблюдаемой Вселенной того времени. Следовательно, эти галактики больше нельзя будет обнаружить. [3]
Degenerate Era [ править ]
- От 10 14 (100 триллионов) до 10 40 (10 дуодециллионов) лет
Через 10 14 (100 триллионов) лет звездообразование закончится, [4] оставив все звездные объекты в виде вырожденных остатков . Если протоны не распадаются , объекты звездной массы будут исчезать медленнее, и эта эра будет длиться дольше .
Прекращается звездообразование [ править ]
- 10 12–14 (1–100 триллионов) лет
Через 10 14 (100 триллионов) лет звездообразование закончится. Этот период, известный как «Эра вырождения», продлится до тех пор, пока остатки вырождения окончательно не распадутся. [23] Наименее массивные звезды дольше всех расходуют водородное топливо (см. Звездную эволюцию ). Таким образом, самые длинные жизни звезды во Вселенной маломассивные красные карлики с массой около 0,08 солнечных масс ( M ☉ ), которые имеют срок службы порядка 10 13 (10 триллионов) лет. [24] По совпадению, это сопоставимо с продолжительностью времени, в течение которого происходит звездообразование. [4]Как только звездообразование закончится и наименее массивные красные карлики исчерпают свое топливо, ядерный синтез прекратится. Красные карлики малой массы остынут и превратятся в черных карликов . [16] Единственными объектами, остающимися с массой более планетарной, будут коричневые карлики с массой менее 0,08 M ☉ и вырожденные остатки ; белые карлики , созданные звездами с начальной массой от 0,08 до 8 масс Солнца; и нейтронные звезды и черные дыры , продуцируемые звезд с начальными массами более 8 М ☉. Большая часть этой коллекции, примерно 90%, будет в форме белых карликов. [5] В отсутствие какого-либо источника энергии все эти прежде светящиеся тела остынут и станут слабыми.
Вселенная станет чрезвычайно темной после того, как сгорят последние звезды. Даже в этом случае во Вселенной все еще может быть случайный свет. Один из способов Вселенной может быть освещенными, если две углерод - кислород белых карликов с комбинированной массой больше , чем предел чандрасекаровского около 1,4 солнечных масс случаются слияния. Получившийся объект затем подвергнется безудержному термоядерному синтезу, породив сверхновую типа Ia и рассеяв тьму эпохи дегенерации на несколько недель. Нейтронные звезды также могут сталкиваться, образуя еще более яркие сверхновые и рассеивая до 6 солнечных масс вырожденного газа в межзвездной среде. Образовавшееся вещество от этих сверхновыхпотенциально может создать новые звезды. [25] [26] Если общая масса не превышает предела Чандрасекара, но больше минимальной массы для плавления углерода (около 0,9 M ☉ ), может образоваться углеродная звезда со сроком службы около 10 6 (1 миллион ) годы. [13] Кроме того , если два гелия белые карлики с общей массой по меньшей мере 0,3 M ☉ сталкиваются, гелия звезда может быть получен, с временем жизни нескольких сотен миллионов лет. [13] Наконец, коричневые карлики могут образовывать новые звезды, сталкиваясь друг с другом, чтобы сформировать красный карлик , который может прожить 1013 (10 триллионов) лет [24] [25] или аккреция газа с очень медленной скоростью из оставшейся межзвездной среды, пока они не наберут достаточно массы, чтобы начать горение водорода в виде красных карликов. Этот процесс, по крайней мере, на белых карликах, может также вызвать сверхновые типа Ia. [27]
Планеты падают или сбиваются с орбит из-за близкого столкновения с другой звездой [ править ]
- 10 15 (1 квадриллион) лет
Со временем орбиты планет будут разрушаться из-за гравитационного излучения , или планеты будут выброшены из своих локальных систем из-за гравитационных возмущений, вызванных столкновениями с другим звездным остатком . [28]
Звездные остатки покидают галактики или падают в черные дыры [ править ]
- 10 19 - 10 20 (от 10 до 100 квинтиллионов) лет
Со временем объекты в галактике обмениваются кинетической энергией в процессе, называемом динамической релаксацией , в результате чего их распределение скоростей приближается к распределению Максвелла – Больцмана . [29] Динамическая релаксация может происходить либо при близких столкновениях двух звезд, либо при менее жестких, но более частых далеких встречах. [30] В случае близкого столкновения два коричневых карлика или звездные остатки пройдут близко друг к другу. Когда это происходит, траектории объектов, участвующих в близком столкновении, немного меняются, так что их кинетическая энергияпочти равны, чем раньше. Таким образом, после большого количества встреч более легкие объекты имеют тенденцию набирать скорость, а более тяжелые - теряют ее. [13]
Из-за динамической релаксации некоторые объекты во Вселенной получат достаточно энергии, чтобы достичь галактической скорости убегания и покинуть галактику, оставив после себя меньшую и более плотную галактику. Поскольку встречи более часты в более плотной галактике, процесс ускоряется. Конечным результатом является то, что большинство объектов (от 90% до 99%) выбрасываются из галактики, оставляя небольшую часть (возможно, от 1% до 10%), которая попадает в центральную сверхмассивную черную дыру . [4] [13] Было высказано предположение, что вещество упавших остатков сформирует вокруг себя аккреционный диск , который создаст квазар , пока там будет достаточно вещества. [31]
Возможная ионизация вещества [ править ]
- > 10 через 23 года
В расширяющейся Вселенной с уменьшающейся плотностью и ненулевой космологической постоянной плотность материи достигнет нуля, в результате чего большая часть материи, за исключением черных карликов , нейтронных звезд , черных дыр и планет, будет ионизироваться и рассеиваться при тепловом равновесии . [32]
Будущее с распадом протона [ править ]
На следующей временной шкале предполагается, что протоны распадаются.
- Вероятность: 10 34 (10 дециллионов) - 10 39 лет (1 дуодециллион)
Последующая эволюция Вселенной зависит от возможности и скорости распада протона . Экспериментальные данные показывают, что если протон нестабилен, его период полураспада составляет не менее 10 34 лет. [33] Некоторые теории Великого Объединения (GUT) предсказывают долгосрочную нестабильность протонов от 10 31 до 10 36 лет, с верхней границей для стандартного (несуперсимметричного) распада протона 1,4 × 10 36 лет и общим верхним пределом. максимум для любого распада протона (включая модели суперсимметрии ) при 6 × 10 39 лет.[34] [35] Последние исследованияпоказывающие жизни протона (если неустойчивы) на или превышают 10 34 -10 35 правил диапазона года из простых кишок и большинство моделей без суперсимметрии.
Нуклоны начинают распадаться [ править ]
Также предполагается, что нейтроны, связанные с ядрами , распадаются с периодом полураспада, сравнимым с периодом полураспада протонов. Планеты (субзвездные объекты) будут распадаться простым каскадным процессом от тяжелых элементов до чистого водорода, излучая энергию. [36]
В том случае, если протон вообще не распадается, звездные объекты все равно исчезают, но медленнее. См. Ниже « Будущее без распада протона» .
Более короткий или более длительный период полураспада протонов ускоряет или замедляет процесс. Это означает, что через 10 37 лет (максимальный период полураспада протона, использованный Адамсом и Лафлином (1997)) половина всей барионной материи будет преобразована в гамма- фотоны и лептоны в результате распада протона.
Все нуклоны распадаются [ править ]
- 10 40 (10 дуодециллионов) лет
Учитывая наш предполагаемый период полураспада протона, нуклоны (протоны и связанные нейтроны) пройдут примерно 1000 периодов полураспада к тому времени, когда Вселенной исполнится 10-40 лет. Для сравнения: в настоящее время во Вселенной насчитывается около 10 80 протонов. [37] Это означает, что количество нуклонов сократится вдвое в 1000 раз к тому времени, когда Вселенной исполнится 10-40 лет. Следовательно, останется примерно 0,5 1000 (примерно 10 −301 ) нуклонов, сколько есть сегодня; то есть нулевые нуклоны оставшиеся во Вселенной в конце вырожденного века. По сути, вся барионная материя будет превращена вфотоны и лептоны . Некоторые модели предсказывают образование стабильных атомов позитрония с диаметром, превышающим текущий диаметр наблюдаемой Вселенной (примерно 6 · 10 34 метра) [38] через 10 85 лет, и что они, в свою очередь, распадутся на гамма-излучение через 10 141 год. [4] [5]
Если протоны распадаются в результате ядерных процессов более высокого порядка [ править ]
- Вероятность: от 10 65 до 10 200 лет
В случае, если протон не распадется в соответствии с теориями, описанными выше, Эра Вырождения продлится дольше и будет перекрывать или превосходить Эру Черной дыры. Ожидается, что в масштабе времени 10 65 лет твердое вещество перестроит свои атомы и молекулы посредством квантового туннелирования и будет вести себя как жидкость и станет гладкими сферами из-за диффузии и гравитации. [12] Вырожденные звездные объекты могут потенциально все еще испытывать распад протона, например, через процессы, включающие аномалию Адлера – Белла – Джекива , виртуальные черные дыры или суперсимметрию более высоких измерений, возможно, с периодом полураспада менее 10200 лет. [4]
- > 10 139 лет с настоящего момента
Оценка срока службы Стандартной модели за 2018 год до коллапса ложного вакуума ; 95% доверительный интервал составляет от 10 58 до 10 241 год, частично из-за неопределенности относительно массы топ- кварка . [39]
- > 10 150 лет с настоящего момента
Хотя протоны стабильны в стандартной физике модели, на электрослабом уровне может существовать квантовая аномалия , которая может вызывать аннигилизацию групп барионов (протонов и нейтронов) в антилептоны через сфалеронный переход. [40] Такие нарушения барионов / лептонов имеют число 3 и могут происходить только в кратных или в группах по три бариона, что может ограничивать или запрещать такие события. Никаких экспериментальных доказательств существования сфалеронов на низких уровнях энергии пока не наблюдалось, хотя считается, что они регулярно возникают при высоких энергиях и температурах.
Эра Черной дыры [ править ]
- От 10 40 (10 дуодециллионов) лет до примерно 10 100 (1 гугол ) лет, до 10 108 лет для крупнейших сверхмассивных черных дыр
Через 10-40 лет черные дыры будут доминировать во Вселенной. Они будут медленно испаряться из-за излучения Хокинга . [4] Черная дыра с массой около 1 M ☉ исчезнет примерно через 2 × 10 66 лет. Поскольку время жизни черной дыры пропорционально кубу ее массы, более массивным черным дырам требуется больше времени для распада. Сверхмассивная черная дыра с массой 10 11 (100 миллиардов) М ☉ будет испаряться примерно 2 × 10 99 лет. [41]
По прогнозам, самые большие черные дыры во Вселенной будут продолжать расти. Более крупные черные дыры до 10 14 (100 триллионов) М ☉ могут образоваться во время распада сверхскопления галактик. Даже они испарились бы за время от 10 106 [42] до 10 108 лет.
Излучение Хокинга имеет тепловой спектр . В течение большей части жизни черной дыры излучение имеет низкую температуру и в основном находится в форме безмассовых частиц, таких как фотоны и гипотетические гравитоны . По мере уменьшения массы черной дыры ее температура увеличивается, становясь сравнимой с солнечной к тому времени, когда масса черной дыры уменьшается до 10 19 килограммов. Затем отверстие является временным источником света во время общей темноты Эры Черной дыры. На последних стадиях испарения черная дыра испускает не только безмассовые частицы, но и более тяжелые частицы, такие как электроны , позитроны , протоны и др.антипротоны . [13]
Темная эра и фотонная эра [ править ]
- От 10 100 лет (10 дуотригинтиллионов лет или 1 гугол лет)
После того как все черные дыры испарятся (и после того, как вся обычная материя, состоящая из протонов, распадется, если протоны нестабильны), Вселенная будет почти пустой. Фотоны, нейтрино, электроны и позитроны будут летать с места на место, почти никогда не встречаясь друг с другом. С точки зрения гравитации, во Вселенной будет преобладать темная материя , электроны и позитроны (не протоны). [43]
К этой эре, когда останется только очень диффузное вещество, активность во Вселенной резко снизится (по сравнению с предыдущими эпохами) с очень низкими уровнями энергии и очень большими временными масштабами. Электроны и позитроны, дрейфующие в пространстве, будут встречаться друг с другом и иногда образовывать атомы позитрония . Однако эти структуры нестабильны, и составляющие их частицы должны в конечном итоге аннигилировать. Однако большая часть электронов и позитронов останется несвязанной. [44] Другие события аннигиляции на низком уровне также будут иметь место, хотя и очень медленно. Вселенная теперь достигает состояния с чрезвычайно низкой энергией.
Будущее без распада протона [ править ]
Этот раздел нуждается в расширении . Вы можете помочь, добавив к нему . ( Июль 2020 г. ) |
Если протоны не распадаются, объекты звездной массы все равно станут черными дырами , но медленнее. Следующая временная шкала предполагает, что распада протона не происходит.
- > 10 139 лет с настоящего момента
Оценка срока службы Стандартной модели за 2018 год до коллапса ложного вакуума ; 95% доверительный интервал составляет от 10 58 до 10 241 год, частично из-за неопределенности относительно массы топ- кварка . [45]
Degenerate Era [ править ]
Материя распадается на железо [ править ]
- 10 1100 -10 32 000 лет с этого времени
Через 10 1500 лет холодный синтез, происходящий посредством квантового туннелирования, должен заставить легкие ядра в объектах звездной массы слиться в ядра железа-56 (см. Изотопы железа ). Деление и испускание альфа-частиц должны заставить тяжелые ядра также распадаться на железо, оставляя объекты звездной массы в виде холодных железных сфер, называемых железными звездами . [12] Прежде чем это произойдет, в некоторых черных карликах ожидается, что процесс понизит их предел Чандрасекара, что приведет к сверхновой в 10 1100годы. Невырожденный кремний, по расчетам, туннелирует в железо примерно за 10 32 000 лет. [46]
Эра Черной дыры [ править ]
Коллапс железных звезд в черные дыры [ править ]
- От 10 10 26 до 10 10 через 76 лет
Квантовое туннелирование должно также превратить большие объекты в черные дыры , которые (в этих временных масштабах) мгновенно испарятся в субатомные частицы. В зависимости от сделанных предположений время, необходимое для этого, может быть рассчитано от 10 10 26 лет до 10 10 76 лет. Квантовое туннелирование может также заставить железные звезды коллапсировать в нейтронные звезды примерно за 10 10 76 лет. [12]
Темная эра (без распада протона) [ править ]
- 10 10 76 лет через
После испарения черных дыр материя практически не существует, Вселенная превратилась в почти чистый вакуум (возможно, с ложным вакуумом ). Расширение Вселенной медленно охлаждает ее до абсолютного нуля . [ необходима цитата ]
За пределами [ править ]
- Более 10 2500 лет, если происходит распад протона, или 10 10 76 лет без распада протона
Не исключено, что событие Большого разрыва может произойти в далеком будущем. [47] [48] Эта особенность будет иметь место при конечном масштабном множителе.
Если текущее состояние вакуума является ложным вакуумом , вакуум может распасться до состояния с более низкой энергией. [49]
По-видимому, состояния с экстремально низкой энергией подразумевают, что локализованные квантовые события становятся крупными макроскопическими явлениями, а не пренебрежимо малыми микроскопическими событиями, потому что самые маленькие возмущения имеют самое большое значение в эту эпоху, поэтому неизвестно, что может произойти с пространством или временем. Считается, что законы «макрофизики» будут нарушены, а законы квантовой физики возобладают. [7]
Вселенная могла бы избежать вечной тепловой смерти за счет случайного квантового туннелирования и квантовых флуктуаций , учитывая ненулевую вероятность возникновения нового Большого взрыва примерно через 10 10 10 56 лет. [50]
В течение бесконечного количества времени может происходить спонтанное уменьшение энтропии в результате повторения Пуанкаре или тепловых флуктуаций (см. Также теорему о флуктуациях ). [51] [52] [53]
Массивные черные карлики также потенциально могут взорваться сверхновыми через 10 32 000 лет , если предположить, что протоны не распадаются. [54]
Вышеупомянутые возможности основаны на простой форме темной энергии . Но физика темной энергии по-прежнему является очень активной областью исследований, и реальная форма темной энергии может быть гораздо более сложной. Например, во время инфляции темная энергия влияла на Вселенную совсем иначе, чем сегодня, поэтому вполне возможно, что темная энергия может вызвать еще один инфляционный период в будущем. Пока темная энергия не будет лучше изучена, ее возможные эффекты чрезвычайно трудно предсказать или параметризовать.
Графическая шкала времени [ править ]
См. Также [ править ]
- Big Rip - космологическая модель, основанная на экспоненциально увеличивающейся скорости расширения
- Big Crunch - теоретический сценарий окончательной судьбы вселенной
- Big Bounce - гипотетическая космологическая модель происхождения известной Вселенной.
- Большой взрыв - космологическая модель
- Хронология Вселенной - История и будущее Вселенной
- Циклическая модель
- Вечный разум Дайсона - гипотетическая концепция в астрофизике
- Энтропия (стрела времени)
- Последний антропный принцип
- Графическая шкала времени звездной эры
- Графическая шкала Большого взрыва
- Графическая шкала времени от Большого взрыва до тепловой смерти . На этой временной шкале используется двойная логарифмическая шкала для сравнения с графической временной шкалой, включенной в эту статью.
- Графическая шкала времени Вселенной - визуальная шкала времени Вселенной. Эта шкала времени использует более интуитивно понятное линейное время для сравнения с этой статьей.
- Тепловая смерть Вселенной - Возможная судьба Вселенной
- Хронология Большого взрыва
- Хронология далекого будущего - Научные прогнозы относительно далекого будущего
- Последний вопрос - рассказ Исаака Азимова, в котором рассматривается неизбежное наступление тепловой смерти во Вселенной и то, как это можно исправить.
- Конечная судьба Вселенной - ряд космологических гипотез и сценариев, описывающих возможную судьбу Вселенной, какой мы ее знаем.
Ссылки [ править ]
- ^ WMAP - Судьба Вселенной , Вселенная WMAP , НАСА . Доступ онлайн 17 июля 2008 г.
- ^ Шон Кэрролл (2001). «Космологическая постоянная» . Живые обзоры в теории относительности . 4 (1): 1. arXiv : astro-ph / 0004075 . Bibcode : 2001LRR ..... 4 .... 1C . DOI : 10.12942 / lrr-2001-1 . PMC 5256042 . PMID 28179856 . Архивировано из оригинала на 2006-10-13 . Проверено 28 сентября 2006 .
- ^ a b c Krauss, Lawrence M .; Старкман, Гленн Д. (2000). «Жизнь, вселенная и ничто: жизнь и смерть в постоянно расширяющейся Вселенной». Астрофизический журнал . 531 (1): 22–30. arXiv : astro-ph / 9902189 . Bibcode : 2000ApJ ... 531 ... 22K . DOI : 10.1086 / 308434 . S2CID 18442980 .
- ^ a b c d e f g h Adams, Fred C .; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая Вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph / 9701131 . Bibcode : 1997RvMP ... 69..337A . DOI : 10.1103 / RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 .
- ^ a b c Адамс и Лафлин (1997), §IIE.
- ^ Adams & Laughlin (1997), §IV.
- ^ a b Адамс и Лафлин (1997), §VID
- ^ a b Глава 7, Калибровка космоса , Франк Левин, Нью-Йорк: Springer, 2006, ISBN 0-387-30778-8 .
- ^ Наблюдения с помощью пятилетнего зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): обработка данных, карты неба и основные результаты , Г. Хиншоу и др., Серия дополнений к астрофизическому журналу (2008), отправлено, arXiv : 0803.0732 , Bibcode : 2008arXiv0803.0732H .
- ^ Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры arXiv : [https://arxiv.org/abs/1502.01589 1502.01589]
- ↑ Возможная конечная судьба Вселенной, Джамал Н. Ислам, Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества 18 (март 1977 г.), стр. 3–8, Bibcode : 1977QJRAS..18 .... 3I
- ^ а б в г Дайсон, Фримен Дж. (1979). «Время без конца: физика и биология в открытой вселенной». Обзоры современной физики . 51 (3): 447–460. Bibcode : 1979RvMP ... 51..447D . DOI : 10.1103 / RevModPhys.51.447 .
- ^ a b c d e f g h Пять возрастов Вселенной , Фред Адамс и Грег Лафлин, Нью-Йорк: Свободная пресса, 1999, ISBN 0-684-85422-8 .
- ^ Adams & Laughlin (1997), §VA
- ^ Сотрудничество Planck (2013). «Итоги Planck 2013. XVI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 571 : A16. arXiv : 1303,5076 . Бибкод : 2014A & A ... 571A..16P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321591 . S2CID 118349591 .
- ^ a b Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основного сюжета» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . DOI : 10.1086 / 304125 .
- ^ Heger, A .; Фритюрница, CL; Woosley, SE; Langer, N .; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph / 0212469 . Bibcode : 2003ApJ ... 591..288H . DOI : 10.1086 / 375341 . S2CID 59065632 .
- ^ van der Marel, G .; и другие. (2012). "Вектор скорости M31. III. Будущее Млечный Путь M31-M33 Орбитальная эволюция, слияние и судьба Солнца". Астрофизический журнал . 753 (1): 9. arXiv : 1205.6865 . Bibcode : 2012ApJ ... 753 .... 9V . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 753/1/9 . S2CID 53071454 .
- Перейти ↑ Cowen, R. (31 мая 2012 г.). «Андромеда встречает курс на Млечный Путь». Природа . DOI : 10.1038 / nature.2012.10765 . S2CID 124815138 .
- ^ "Вселенная может закончиться Большим разрывом - Курьер ЦЕРН" .
- ^ «Спросите Итана: может ли Вселенная разорваться на части в большом разрыве?» .
- ^ Адамс, ФК; Graves, GJM; Лафлин, Г. (декабрь 2004 г.). García-Segura, G .; Tenorio-Tagle, G .; Franco, J .; Йорк (ред.). «Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам. / Первое астрофизическое совещание Национальной астрономической обсерватории. / Встреча, посвященная Питеру Боденхаймеру за его выдающийся вклад в астрофизику: красные карлики и конец основной последовательности». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias) . 22 : 46–149. Bibcode : 2004RMxAC..22 ... 46А . См. Рис.3.
- ↑ Адамс и Лафлин (1997), § III – IV.
- ^ a b Адамс и Лафлин (1997), §IIA и рисунок 1.
- ^ a b Адамс и Лафлин (1997), §IIIC.
- ^ Будущее Вселенной , М. Ричмонд, конспект лекций, «Физика 240», Рочестерский технологический институт . Доступ онлайн 8 июля 2008 г.
- ^ Аккреция коричневых карликов: нетрадиционное звездообразование в очень длительных временных масштабах, Циркович, М.М., Сербский астрономический журнал 171 , (декабрь 2005 г.), стр. 11–17. Bibcode : 2005SerAJ.171 ... 11C
- ^ Адамс и Лафлин (1997), §IIIF, таблица I.
- ^ стр. 428, Сосредоточение внимания на NGC 1883, А.Л. Тадросс, Бюллетень Астрономического общества Индии 33 , №4 (декабрь 2005 г.), стр. 421–431, Bibcode : 2005BASI ... 33..421T .
- ^ Чтение нот , Liliya LR Williams, астрофизика II: галактических и внегалактических астрономии, Университет Миннесоты , доступ20 июля 2008 года.
- ^ Deep Time , Дэвид Дж. Дарлинг , Нью-Йорк: Delacorte Press, 1989, ISBN 978-0-38529-757-8 .
- ^ Джон Баэз , Калифорнийский университет в Риверсайде (факультет математики), «Конец Вселенной», 7 февраля 2016 г. http://math.ucr.edu/home/baez/end.html
- ↑ G Senjanovic Распад протона и великое объединение , декабрь 2009 г.
- ↑ Павел (2007). "Верхняя граница времени жизни протона и минимальная не-SUSY теория Великого Объединения". Материалы конференции AIP . 903 : 385–388. arXiv : hep-ph / 0606279 . Bibcode : 2007AIPC..903..385P . DOI : 10.1063 / 1.2735205 . S2CID 119379228 .
- ^ Пранна Нате и Павел Fileviez Перес, «Протон стабильность в теории великого объединения, в строках и в бране», Приложение H; 23 апреля 2007 г. arXiv: hep-ph / 0601023 https://arxiv.org/abs/hep-ph/0601023
- ^ Адамс & Логлин (1997), §IV-Н.
- ↑ Решение, упражнение 17 , Единая Вселенная: Дома в Космосе , Нил де Грасс Тайсон , Чарльз Цун-Чу Лю и Роберт Ирион, Вашингтон, округ Колумбия: Джозеф Генри Пресс, 2000. ISBN 0-309-06488-0 .
- ^ Пейдж, Дон Н .; Макки, М. Рэндалл (1981). «Аннигиляция материи в поздней Вселенной». Physical Review D . 24 (6): 1458–1469. Bibcode : 1981PhRvD..24.1458P . DOI : 10.1103 / PhysRevD.24.1458 .
- ^ Андреассен, Андерс; Фрост, Уильям; Шварц, Мэтью Д. (12 марта 2018 г.). «Масштабно-инвариантные инстантоны и полное время жизни стандартной модели». Physical Review D . 97 (5): 056006. arXiv : 1707.08124 . Bibcode : 2018PhRvD..97e6006A . DOI : 10.1103 / PhysRevD.97.056006 . S2CID 118843387 .
- ^ 'т Хоофт, Т. (1976). «Симметрия, прорывающаяся через аномалии Белла-Джекива». Phys. Rev. Lett . 37 (1): 8. Bibcode : 1976PhRvL..37 .... 8T . DOI : 10.1103 / physrevlett.37.8 .
- ^ Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость эмиссии частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Physical Review D . 13 (2): 198–206. Bibcode : 1976PhRvD..13..198P . DOI : 10.1103 / PhysRevD.13.198 .. См., В частности, уравнение (27).
- ^ Фраучи, S (1982). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука . 217 (4560): 593–599. Bibcode : 1982Sci ... 217..593F . DOI : 10.1126 / science.217.4560.593 . PMID 17817517 . S2CID 27717447 . См. Стр. 596: таблица 1 и раздел «Распад черной дыры» и предыдущее предложение на этой странице.
Поскольку мы предположили максимальный масштаб гравитационного связывания - например, сверхскопления галактик - образование черных дыр в нашей модели в конечном итоге заканчивается с массами до 10 14 M ... временная шкала, когда черные дыры излучаются прочь. все их диапазоны энергий ... до 10 106 лет для черных дыр размером до 10 14 M ☉ .
- ^ Adams & Laughlin (1997), §VD.
- ^ Adams & Laughlin (1997), §VF3.
- ^ Андреассен, Андерс; Фрост, Уильям; Шварц, Мэтью Д. (12 марта 2018 г.). «Масштабно-инвариантные инстантоны и полное время жизни стандартной модели». Physical Review D . 97 (5): 056006. arXiv : 1707.08124 . Bibcode : 2018PhRvD..97e6006A . DOI : 10.1103 / PhysRevD.97.056006 . S2CID 118843387 .
- ↑ ME Caplan (7 августа 2020 г.). "Сверхновая звезда черного карлика в далеком будущем" (PDF) . МНРАС . 000 (1–6): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . Bibcode : 2020MNRAS.497.4357C . DOI : 10.1093 / MNRAS / staa2262 . S2CID 221005728 .
- ^ Колдуэлл, Роберт Р .; Камионковски, Марк; и Вайнберг, Невин Н. (2003). «Фантомная энергия и космический конец света». arXiv : astro-ph / 0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.91.071301 .
- ^ Бохмади-Лопес, Мариам; Гонсалес-Диас, Педро Ф .; и Мартин-Моруно, Прадо (2008). «Хуже большого разрыва?». arXiv : gr-qc / 0612135 . Bibcode : 2008PhLB..659 .... 1B . DOI : 10.1016 / j.physletb.2007.10.079 .
- ^ Adams & Laughlin (1997), §VE.
- ^ Кэрролл, Шон М. и Чен, Дженнифер (2004). «Спонтанная инфляция и происхождение стрелы времени». arXiv : hep-th / 0410270 . Bibcode : 2004hep.th ... 10270C .
- ^ Тегмарк, Макс (2003) «Параллельные вселенные». arXiv : astro-ph / 0302131 . Bibcode : 2003SciAm.288e..40T . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0503-40 .
- ^ Верланг, Т., Рибейро, ГАП и Риголин, Густаво (2012) "Взаимодействие между квантовыми фазовыми переходами и поведением квантовых корреляций при конечных температурах". arXiv : 1205.1046 . Bibcode : 2012IJMPB..2745032W . DOI : 10.1142 / S021797921345032X .
- ^ Xing, Xiu-San (2007) "Спонтанное уменьшение энтропии и его статистическая формула". arXiv : 0710.4624 . Bibcode : 2007arXiv0710.4624X .
- ^ Каплан, ME (2020). «Сверхновая звезда черный карлик в далеком будущем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 497 (4): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . Bibcode : 2020MNRAS.497.4357C . DOI : 10.1093 / MNRAS / staa2262 . S2CID 221005728 .
| vтеКосмология | ||
|---|---|---|
| Фон |
|  |
| История космологических теорий |
| |
| Прошлая вселенная |
| |
| Настоящая вселенная |
| |
| Вселенная будущего |
| |
| Составные части |
| |
| Формирование структуры |
| |
| Эксперименты |
| |
астрономический портал | ||
| vтеГлобальные катастрофические риски | |||||
|---|---|---|---|---|---|
| |||||
| Технологический |
| ||||
| Социологический |
| ||||
| Экологический |
| ||||
| Биологические |
| ||||
| Астрономический |
| ||||
| Мифологический |
| ||||
| Вымышленный |
| ||||
| Организации |
| ||||
| |||||
