Конечная судьба вселенной

Эта статья требует дополнительных ссылок для проверки . Пожалуйста, помогите улучшить эту статью , добавив цитаты из надежных источников . Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален. Найти источники:  «Окончательная судьба вселенной»  -  новости  · газеты  · книги  · ученый  · JSTOR ( июнь 2020 г. ) ( Узнайте, как и когда удалить это сообщение-шаблон )

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные века Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния FLRW метрические  · уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Конечная судьба Вселенной является темой в физической космологии , чья теоретические ограничения позволяют возможные сценарии эволюции и окончательную судьбе вселенной , которая будет описаны и оценены. Основываясь на доступных наблюдательных данных, решение судьбы и эволюции Вселенной стало актуальным космологическим вопросом, выходящим за рамки в основном непроверяемых ограничений мифологических или теологических верований. Несколько возможных вариантов будущего были предсказаны различными научными гипотезами, включая то, что Вселенная могла существовать в течение конечной и бесконечной продолжительности, или для объяснения способа и обстоятельств ее возникновения.

Наблюдения, сделанные Эдвином Хабблом в течение 1920-1950-х годов, показали, что галактики, казалось, удалялись друг от друга, что привело к принятой в настоящее время теории Большого взрыва . Это говорит о том, что Вселенная возникла - очень маленькая и очень плотная - около 13,82 миллиарда лет назад, и с тех пор она расширилась и (в среднем) стала менее плотной. ^[1] Подтверждение Большого взрыва в основном зависит от знания скорости расширения, средней плотности материи и физических свойств массы-энергии во Вселенной.

Среди космологов существует твердое мнение о том, что Вселенная считается «плоской» (см. Форма Вселенной ) и будет продолжать расширяться вечно. ^{[2] [3]}

Факторы, которые необходимо учитывать при определении происхождения и окончательной судьбы Вселенной, включают средние движения галактик, форму и структуру Вселенной, а также количество темной материи и темной энергии, которые содержит Вселенная.

Новые научные основы [ править ]

Теория [ править ]

Теоретическое научное исследование окончательной судьбы Вселенной стало возможным благодаря общей теории относительности Альберта Эйнштейна 1915 года . Общую теорию относительности можно использовать для описания Вселенной в максимально возможном масштабе. Есть несколько возможных решений уравнений общей теории относительности, и каждое решение предполагает возможную окончательную судьбу Вселенной.

Александр Фридман предложил несколько решений в 1922 году, как и Жорж Лемэтр в 1927 году. ^[4] В некоторых из этих решений Вселенная расширялась от начальной сингулярности, которая, по сути, была Большим взрывом.

Наблюдение [ править ]

В 1929 году Эдвин Хаббл опубликовал свой вывод, основанный на наблюдениях переменных звезд- цефеид в далеких галактиках, о том, что Вселенная расширяется. С тех пор начало Вселенной и ее возможный конец стали предметом серьезных научных исследований.

Теории Большого взрыва и устойчивого состояния [ править ]

В 1927 году Жорж Лемэтр изложил теорию происхождения Вселенной, которая с тех пор стала называться теорией Большого взрыва. ^[4] В 1948 году Фред Хойл изложил свою противоположную теорию устойчивого состояния, согласно которой Вселенная постоянно расширялась, но оставалась статистически неизменной, поскольку постоянно создавалась новая материя. Эти две теории были активными соперниками до открытия Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном в 1965 году космического микроволнового фона.излучения, факт, который является прямым предсказанием теории Большого взрыва, и тот, который исходная теория стационарного состояния не могла объяснить. В результате теория Большого взрыва быстро стала наиболее широко распространенной точкой зрения на происхождение Вселенной.

Космологическая постоянная [ править ]

Эйнштейн и его современники верили в статичность Вселенной . Когда Эйнштейн обнаружил, что его уравнения общей теории относительности можно легко решить таким образом, чтобы позволить Вселенной расширяться в настоящее время и сжиматься в далеком будущем, он добавил к этим уравнениям то, что он назвал космологической постоянной - по  сути, постоянная плотность энергии, не подверженная никакому расширению или сжатию, роль которой заключалась в том, чтобы компенсировать влияние гравитации на Вселенную в целом таким образом, чтобы Вселенная оставалась статичной. Однако после того, как Хаббл объявил о своем заключении о расширении Вселенной, Эйнштейн напишет, что его космологическая постоянная была «величайшей ошибкой в ​​моей жизни». ^[5]

Параметр плотности [ править ]

Важным параметром в судьбе теории вселенной является параметр плотности , омега ( ), определяемый как средняя плотность материи Вселенной, деленная на критическое значение этой плотности. При этом выбирается одна из трех возможных геометрий в зависимости от того , равно ли оно, меньше или больше . Их называют, соответственно, плоской, открытой и закрытой вселенными. Эти три прилагательных относятся к общей геометрии Вселенной , а не к локальному искривлению пространства-времени, вызванному меньшими сгустками массы (например, галактиками и звездами ). Если первичным содержимым Вселенной является инертная материя, как в моделях пыли${\ displaystyle \ Omega}$${\ displaystyle \ Omega}$${\ displaystyle 1}$популярная на протяжении большей части 20 века, каждой геометрии соответствует определенная судьба. Следовательно, космологи стремились определить судьбу Вселенной, измеряя или, что то же самое, скорость, с которой расширение замедлялось.${\ displaystyle \ Omega}$

Отталкивающая сила [ править ]

Начиная с 1998 года, наблюдения сверхновых в далеких галактиках интерпретировались как согласованные ^[6] со Вселенной, расширение которой ускоряется . Последующие космологические теории были разработаны таким образом, чтобы учесть это возможное ускорение, почти всегда за счет использования темной энергии , которая в своей простейшей форме является просто положительной космологической постоянной. В общем, темная энергия - это универсальный термин для любого предполагаемого поля с отрицательным давлением, обычно с плотностью, которая изменяется по мере расширения Вселенной.

Роль формы Вселенной [ править ]

Конечная судьба расширяющейся Вселенной зависит от плотности материи и плотности темной энергии.${\ displaystyle \ Omega _ {M}}$${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$

Текущее научное мнение большинства космологов заключается в том, что окончательная судьба Вселенной зависит от ее общей формы, количества темной энергии, которое она содержит, и от уравнения состояния, которое определяет, как плотность темной энергии реагирует на расширение Вселенной. ^[3] Недавние наблюдения пришли к выводу, что спустя 7,5 миллиардов лет после Большого взрыва скорость расширения Вселенной, вероятно, увеличивалась, соизмеримо с теорией Открытой Вселенной. ^[7] Однако другие недавние измерения, проведенные Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, предполагают, что Вселенная либо плоская, либо очень близка к плоской. ^[2]

Закрытая вселенная [ править ]

Если , геометрия пространства замкнута, как поверхность сферы. Сумма углов треугольника превышает 180 градусов, параллельных прямых нет; все линии в конце концов встречаются. Геометрия Вселенной, по крайней мере, в очень большом масштабе, является эллиптической .${\ displaystyle \ Omega> 1}$

В закрытой Вселенной гравитация в конечном итоге останавливает расширение Вселенной, после чего она начинает сжиматься, пока вся материя во вселенной не схлопнется в точку, окончательную сингулярность, названную « Большим сжатием », противоположную Большому взрыву. Некоторые новые современные теории предполагают, что Вселенная может иметь значительное количество темной энергии, сила отталкивания которой может быть достаточной, чтобы вызвать расширение Вселенной вечно - даже если . ^[8]${\ displaystyle \ Omega> 1}$

Открытая вселенная [ править ]

Если , геометрия пространства открыта , т. Е. Отрицательно изогнута, как поверхность седла. Сумма углов треугольника меньше 180 градусов, а прямые, которые не пересекаются, никогда не будут равноудаленными; они имеют точку наименьшего расстояния и в противном случае расходятся. Геометрия такой вселенной гиперболична .${\ displaystyle \ Omega <1}$

Даже без темной энергии Вселенная с отрицательной кривизной расширяется вечно, а гравитация незначительно замедляет скорость расширения. Благодаря темной энергии расширение не только продолжается, но и ускоряется. Конечная судьба открытой вселенной - либо всеобщая тепловая смерть , « большое замораживание » (не путать с тепловой смертью , несмотря на кажущуюся схожую интерпретацию имени ⁠— ⁠ см. § Теории о конце вселенной ниже), либо " Big Rip », где ускорение, вызванное темной энергией, в конечном итоге становится настолько сильным, что полностью преодолевает влияние гравитационных , электромагнитных и сильных сил связи.

И наоборот, отрицательная космологическая постоянная , которая соответствовала бы отрицательной плотности энергии и положительному давлению, заставила бы даже открытую Вселенную снова схлопнуться до большого сжатия. Этот вариант исключен наблюдениями.

Плоская вселенная [ править ]

Если средняя плотность Вселенной точно равна критической плотности , то геометрия Вселенной плоская: как и в евклидовой геометрии , сумма углов треугольника равна 180 градусам, а параллельные линии непрерывно поддерживают одинаковое расстояние. Измерения микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона подтвердили, что Вселенная плоская с погрешностью 0,4%. ^[2]${\displaystyle \Omega =1}$

В отсутствие темной энергии плоская Вселенная расширяется вечно, но с непрерывно замедляющейся скоростью, при этом расширение асимптотически приближается к нулю; с темной энергией скорость расширения Вселенной сначала замедляется из-за эффектов гравитации, но в конечном итоге увеличивается, и окончательная судьба Вселенной становится такой же, как и в открытой Вселенной.

Теории о конце вселенной [ править ]

Судьба Вселенной определяется ее плотностью. Преобладающее количество доказательств на сегодняшний день, основанных на измерениях скорости расширения и плотности массы, свидетельствует в пользу того, что Вселенная будет продолжать бесконечно расширяться, что приводит к сценарию «большого замораживания», описанному ниже. ^[9] Однако наблюдения не являются окончательными, и альтернативные модели все еще возможны. ^[10]

Большой мороз или тепловая смерть [ править ]

Big Фриз (или Большой Холод) является сценарий , при котором по- прежнему результаты расширения во Вселенной , которая асимптотически приближается к абсолютной нулевой температуры. ^[11] Этот сценарий в сочетании со сценарием большого разрыва становится все более важной гипотезой. ^[12] В отсутствие темной энергии это могло произойти только при плоской или гиперболической геометрии. При положительной космологической постоянной это могло также произойти в закрытой Вселенной. В этом случае, звезды , как ожидается, образуют обычно в течение от 10 ¹² до 10 ¹⁴ (1-100 триллионов) лет, но в конечном счете , подачу газа , необходимая для формирования звездыбудут исчерпаны. По мере того как у существующих звезд заканчивается топливо и они перестают светить, Вселенная будет медленно и неумолимо темнеть. В конце концов черные дыры будут доминировать во Вселенной, которые сами со временем исчезнут, испуская излучение Хокинга . ^[13] В течение бесконечного времени произошло бы спонтанное уменьшение энтропии по теореме Пуанкаре о возвращении , тепловым флуктуациям , ^{[14] [15]} и теореме о флуктуациях . ^{[16] [17]}

Связанный сценарий - тепловая смерть , в котором говорится, что Вселенная переходит в состояние максимальной энтропии, в котором все равномерно распределено и отсутствуют градиенты , необходимые для поддержания обработки информации , одной из форм которой является жизнь . Сценарий тепловой смерти совместим с любой из трех пространственных моделей, но требует, чтобы Вселенная достигла конечного температурного минимума. ^[18]

Большой разрыв [ править ]

Текущая постоянная Хаббла определяет скорость ускорения Вселенной, недостаточно большую для разрушения локальных структур, таких как галактики, которые удерживаются вместе гравитацией, но достаточно большую, чтобы увеличить пространство между ними. Неуклонное увеличение постоянной Хаббла до бесконечности приведет к тому, что все материальные объекты во Вселенной, начиная с галактик и в конечном итоге (за конечное время) все формы, независимо от их размера, распадутся на несвязанные элементарные частицы , излучение и т. Д. Когда плотность энергии, масштабный коэффициент и скорость расширения становятся бесконечными, Вселенная превращается в сингулярность.

В особом случае фантомной темной энергии , предполагающей отрицательную кинетическую энергию, которая приведет к более высокой скорости ускорения, чем предсказывают другие космологические константы, может произойти более внезапный большой разрыв.

Big Crunch [ править ]

Гипотеза Большого сжатия - это симметричный взгляд на окончательную судьбу Вселенной. Подобно тому, как Большой взрыв начался как космологическое расширение, эта теория предполагает, что средней плотности Вселенной будет достаточно, чтобы остановить ее расширение, и Вселенная начнет сжиматься. Конечный результат неизвестен; простая оценка привела бы к коллапсу всей материи и пространства-времени во Вселенной в безразмерную сингулярность обратно в то, как Вселенная началась с Большого взрыва, но на этих масштабах необходимо учитывать неизвестные квантовые эффекты (см. Квантовая гравитация). Недавние данные свидетельствуют о том, что этот сценарий маловероятен, но не исключен, поскольку измерения были доступны только в течение короткого периода времени, условно говоря, и могут измениться в будущем. ^[12]

Этот сценарий позволяет Большому взрыву произойти сразу после Большого сжатия предыдущей вселенной. Если это происходит неоднократно, создается циклическая модель , также известная как колебательная вселенная. Тогда вселенная может состоять из бесконечной последовательности конечных вселенных, причем каждая конечная вселенная заканчивается Большим хрустом, который также является Большим взрывом следующей вселенной. Проблема с циклической Вселенной заключается в том, что она не согласуется со вторым законом термодинамики , поскольку энтропия будет расти от колебания к колебанию и в конечном итоге приведет к тепловой смерти Вселенной. Текущие данные также указывают на то, что вселенная не закрыта.. Это заставило космологов отказаться от модели осциллирующей Вселенной. В чем-то похожая идея поддерживается циклической моделью , но эта идея позволяет избежать тепловой смерти из-за расширения бран, которое разбавляет энтропию, накопленную в предыдущем цикле. ^{[ необходима цитата ]}

Big Bounce [ править ]

Большой Отскок является теоретизировал научная модель связана с началом известной вселенной. Это происходит из осциллирующей Вселенной или интерпретации циклического повторения Большого взрыва, где первое космологическое событие было результатом коллапса предыдущей Вселенной.

Согласно одной из версий космологической теории Большого взрыва, вначале Вселенная была бесконечно плотной. Такое описание кажется противоречащим другим более широко принятым теориям, особенно квантовой механике и ее принципу неопределенности . ^{[ необходима цитата ]} Поэтому неудивительно, что квантовая механика породила альтернативную версию теории Большого взрыва. Кроме того, если Вселенная закрыта, эта теория предсказывала бы, что как только эта Вселенная схлопнется, она породит другую Вселенную в событии, подобном Большому взрыву, после того, как будет достигнута универсальная сингулярность или отталкивающая квантовая сила вызовет повторное расширение.

Проще говоря, эта теория утверждает, что Вселенная будет постоянно повторять цикл Большого взрыва, за которым последует Большое сжатие.

Big Slurp [ править ]

Эта теория утверждает, что Вселенная в настоящее время существует в ложном вакууме и в любой момент может стать настоящим вакуумом.

Чтобы лучше понять теорию коллапса ложного вакуума, нужно сначала понять поле Хиггса, которое пронизывает Вселенную. Подобно электромагнитному полю, его сила зависит от его потенциала. Истинный вакуум существует до тех пор, пока Вселенная существует в своем низкоэнергетическом состоянии, и в этом случае теория ложного вакуума не имеет значения. Однако, если вакуум не находится в самом низком энергетическом состоянии ( ложный вакуум ), он может туннелировать в более низкое энергетическое состояние. ^[19] Это называется распадом вакуума . Это может фундаментально изменить нашу Вселенную; в более смелых сценариях даже различные физические константы могут иметь разные значения, что серьезно влияет на основы материи, энергия и пространство-время . Также возможно, что все постройки будут уничтожены мгновенно, без предупреждения. ^[20]

Космическая неопределенность [ править ]

Каждая описанная до сих пор возможность основана на очень простой форме уравнения состояния темной энергии. Но, как следует из названия, в настоящее время очень мало известно о физике темной энергии . Если теория инфляцииправда, вселенная пережила период, когда в первые моменты Большого взрыва доминировала другая форма темной энергии; но инфляция закончилась, указывая на то, что уравнение состояния намного сложнее, чем предполагалось до сих пор для современной темной энергии. Возможно, что уравнение состояния темной энергии может снова измениться, что приведет к событию, которое будет иметь последствия, которые чрезвычайно трудно предсказать или параметризовать. Поскольку природа темной энергии и темной материи остается загадочной, даже гипотетической, возможности, связанные с их будущей ролью во Вселенной, в настоящее время неизвестны. Ни один из этих теоретических окончаний вселенной не является определенным.

Ограничения наблюдений на теории [ править ]

Выбор между этими конкурирующими сценариями осуществляется путем «взвешивания» Вселенной, например, путем измерения относительного вклада материи , излучения , темной материи и темной энергии в критическую плотность . Более конкретно, конкурирующие сценарии оцениваются на основе данных о кластеризации галактик и далеких сверхновых , а также об анизотропии космического микроволнового фона .

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• Адамс, Фред; Грегори Лафлин (2000). Пять возрастов Вселенной: внутри физики вечности . Саймон и Шустер Австралия. ISBN 978-0-684-86576-8.
• Chaisson, Эрик (2001). Космическая эволюция: рост сложности в природе . Издательство Гарвардского университета. ISBN 978-0-674-00342-2.
• Дайсон, Фриман (2004). Бесконечное во всех направлениях (Лекции Гиффорда 1985 г.) . Харпер Многолетник. ISBN 978-0-06-039081-5.
• Харрисон, Эдвард (2003). Маски Вселенной: меняющиеся представления о природе космоса . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-77351-5.
• Мак, Кэти (2020). Конец всего: (Говоря астрофизически) . Скрибнер. ISBN 978-1982103545.
• Пенроуз, Роджер (2004). Дорога к реальности . Альфред А. Кнопф. ISBN 978-0-679-45443-4.
• Пригожин, Илья (2003). Дано ли будущее? . Мировое научное издательство. ISBN 978-981-238-508-6.
• Смолин, Ли (2001). Три пути к квантовой гравитации: новое понимание пространства, времени и Вселенной . Феникс. ISBN 978-0-7538-1261-7.

Внешние ссылки [ править ]

• Баез, Дж., 2004, « Конец Вселенной ».
• Колдуэлл, Р.Р .; Камионский, М .; Вайнберг, Н.Н. (2003). «Фантомная энергия и космический конец света». Письма с физическим обзором . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph / 0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C . DOI : 10.1103 / physrevlett.91.071301 . PMID  12935004 .
• Хьялмарсдоттер, Линнеа, 2005, " Космологические параметры ".
• Джордж Мюссер (2010). "Может ли время закончиться?" . Scientific American . 303 (3): 84–91. Bibcode : 2010SciAm.303c..84M . DOI : 10.1038 / Scientificamerican0910-84 . PMID  20812485 .
• Ваас, Рюдигер; Steinhardt, Paul J .; Турок, Нил (2007). «Темная энергия и конечное будущее жизни». arXiv : физика / 0703183 .
• Краткая история конца всего , серия BBC Radio 4 .
• Космология в Калтехе .