Ostateczny los wszechświata - Ultimate fate of the universe

Ostateczny los wszechświata to temat w kosmologii fizycznej , której teoretyczne ograniczenia pozwalają możliwe scenariusze dla ewolucji i ostatecznego losu wszechświata być opisane i ocenione. W oparciu o dostępne dowody obserwacyjne, decydowanie o losie i ewolucji wszechświata stało się ważnym pytaniem kosmologicznym, wykraczającym poza w większości niesprawdzalne ograniczenia wierzeń mitologicznych lub teologicznych. Różne hipotezy naukowe przewidziały kilka możliwych przyszłości, w tym, że wszechświat mógł istnieć przez skończony i nieskończony czas trwania, lub w celu wyjaśnienia sposobu i okoliczności jego powstania.

Obserwacje dokonane przez Edwina Hubble'a w latach 20.-1950 wykazały, że galaktyki wydawały się oddalać od siebie, prowadząc do obecnie akceptowanej teorii Wielkiego Wybuchu . Sugeruje to, że wszechświat powstał – bardzo mały i bardzo gęsty – około 13,82 miliarda lat temu i od tego czasu rozszerzył się i (średnio) stał się mniej gęsty. Potwierdzenie Wielkiego Wybuchu zależy głównie od znajomości tempa ekspansji, średniej gęstości materii i fizycznych właściwości masy-energii we wszechświecie.

Wśród kosmologów panuje silna zgoda, że kształt wszechświata jest uważany za „płaski” (linie równoległe pozostają równoległe) i będzie się rozszerzał w nieskończoność.

Czynniki, które należy wziąć pod uwagę przy określaniu pochodzenia i ostatecznego losu wszechświata, obejmują średnie ruchy galaktyk, kształt i strukturę wszechświata oraz ilość ciemnej materii i ciemnej energii, które zawiera wszechświat.

Powstające podstawy naukowe

Teoria

Teoretyczne naukowe badanie ostatecznego losu wszechświata stało się możliwe dzięki ogólnej teorii względności Alberta Einsteina z 1915 roku . Ogólną teorię względności można wykorzystać do opisu wszechświata w możliwie największej skali. Istnieje kilka możliwych rozwiązań równań ogólnej teorii względności, a każde rozwiązanie implikuje możliwy ostateczny los wszechświata.

Alexander Friedmann zaproponował kilka rozwiązań w 1922 r., podobnie jak Georges Lemaître w 1927 r. W niektórych z tych rozwiązań wszechświat rozszerzał się od początkowej osobliwości, którą w istocie był Wielki Wybuch.

Obserwacja

W 1929 Edwin Hubble opublikował swój wniosek, oparty na swoich obserwacjach cefeid w odległych galaktykach, że Wszechświat się rozszerza. Odtąd początek wszechświata i jego ewentualny koniec były przedmiotem poważnych badań naukowych.

Teorie wielkiego wybuchu i stanu ustalonego

W 1927 roku Georges Lemaître przedstawił teorię, która od tego czasu została nazwana teorią Wielkiego Wybuchu, dotyczącą powstania wszechświata. W 1948 roku Fred Hoyle przedstawił swoją przeciwstawną teorię stanu ustalonego, w której wszechświat stale się rozszerzał, ale pozostawał statystycznie niezmieniony w miarę tworzenia się nowej materii. Te dwie teorie były aktywne pretendentów aż do odkrycia 1965, autorstwa Arno Penziasa i Roberta Wilsona , z kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła promieniowania, a fakt, że jest to proste przewidywania teorii Wielkiego Wybuchu, a jeden, że oryginalna teoria stanu stacjonarnego nie mogą odpowiadać za . W rezultacie teoria Wielkiego Wybuchu szybko stała się najpowszechniejszym poglądem na pochodzenie wszechświata.

Stała kosmologiczna

Einstein i jemu współcześni wierzyli w statyczny wszechświat . Kiedy Einstein odkrył, że jego równania ogólnej teorii względności można łatwo rozwiązać w taki sposób, aby wszechświat rozszerzał się w teraźniejszości i  kurczył się w odległej przyszłości, dodał do tych równań to, co nazwał stałą kosmologiczną — zasadniczo stała gęstość energii, na którą nie ma wpływu żadne rozszerzanie ani kurczenie ⁠— której rolą było zrównoważenie wpływu grawitacji na wszechświat jako całość w taki sposób, aby wszechświat pozostał statyczny. Jednak po tym, jak Hubble ogłosił swój wniosek, że wszechświat się rozszerza, Einstein napisał, że jego stała kosmologiczna była „największą pomyłką w moim życiu”.

Parametr gęstości

Ważnym parametrem w losach teorii wszechświata jest parametr gęstości , omega ( ), zdefiniowany jako średnia gęstość materii wszechświata podzielona przez wartość krytyczną tej gęstości. Powoduje to wybranie jednej z trzech możliwych geometrii w zależności od tego, czy jest równa, mniejsza niż lub większa niż . Nazywa się je odpowiednio płaskimi, otwartymi i zamkniętymi wszechświatami. Te trzy przymiotniki odnoszą się do ogólnej geometrii Wszechświata , a nie do lokalnego zakrzywienia czasoprzestrzeni spowodowanego przez mniejsze skupiska masy (na przykład galaktyki i gwiazdy ). Jeśli pierwotną zawartością Wszechświata jest materia obojętna, jak w modelach pyłowych popularnych przez większą część XX wieku, każdej geometrii wiąże się szczególny los. Dlatego kosmologowie starali się określić los wszechświata, mierząc lub równoważnie tempo, w jakim ekspansja zwalniała.

Siła odpychająca

Począwszy od 1998 roku obserwacje supernowych w odległych galaktykach są interpretowane jako zgodne z wszechświatem, którego ekspansja przyspiesza . Późniejsze teoretyzowanie kosmologiczne zostało zaprojektowane tak, aby umożliwić to możliwe przyspieszenie, prawie zawsze poprzez przywołanie ciemnej energii , która w najprostszej postaci jest tylko dodatnią stałą kosmologiczną. Ogólnie rzecz biorąc, ciemna energia to termin określający każde hipotetyczne pole o ujemnym ciśnieniu, zwykle o gęstości zmieniającej się w miarę rozszerzania się Wszechświata.

Rola kształtu wszechświata

Ostateczny los rozszerzającego się wszechświata zależy od gęstości materii i gęstości ciemnej energii

Obecny konsensus naukowy większości kosmologów jest taki, że ostateczny los wszechświata zależy od jego ogólnego kształtu, ilości zawartej w nim ciemnej energii oraz od równania stanu, które określa, w jaki sposób gęstość ciemnej energii reaguje na rozszerzanie się wszechświata. Ostatnie obserwacje wskazują, że od 7,5 miliarda lat po Wielkim Wybuchu tempo ekspansji Wszechświata prawdopodobnie wzrasta, zgodnie z teorią Otwartego Wszechświata. Jednak inne ostatnie pomiary wykonane przez Wilkinson Microwave Anisotropy Probe sugerują, że Wszechświat jest albo płaski, albo bardzo bliski płaskiemu.

Zamknięty wszechświat

Jeśli , geometria przestrzeni jest zamknięta jak powierzchnia kuli. Suma kątów trójkąta przekracza 180 stopni i nie ma linii równoległych; wszystkie linie w końcu się spotykają. Geometria wszechświata jest, przynajmniej w bardzo dużej skali, eliptyczna .

W zamkniętym wszechświecie grawitacja ostatecznie zatrzymuje ekspansję wszechświata, po czym zaczyna się on kurczyć, aż cała materia we wszechświecie zapadnie się do punktu, ostatecznej osobliwości zwanej „ Wielkim Zgrzytem ”, przeciwieństwa Wielkiego Wybuchu. Niektóre nowe współczesne teorie zakładają, że wszechświat może mieć znaczną ilość ciemnej energii, której siła odpychająca może wystarczyć, aby spowodować, że ekspansja wszechświata będzie trwać wiecznie — nawet jeśli …

Otwarty wszechświat

Jeżeli , geometria przestrzeni jest otwarta , tzn. zakrzywiona ujemnie jak powierzchnia siodła. Kąty trójkąta sumują się do mniej niż 180 stopni, a linie, które się nie spotykają, nigdy nie są równoodległe; mają punkt o najmniejszej odległości i w inny sposób oddalają się od siebie. Geometria takiego wszechświata jest hiperboliczna .

Nawet bez ciemnej energii ujemnie zakrzywiony wszechświat rozszerza się w nieskończoność, a grawitacja nieznacznie spowalnia tempo ekspansji. Dzięki ciemnej energii ekspansja nie tylko trwa, ale także przyspiesza. Ostatecznym losem otwartego wszechświata jest albo powszechna śmierć cieplna , „ Wielkie zamrożenie ” (nie mylić ze śmiercią cieplną , pomimo pozornie podobnej interpretacji nazwy — patrz § Teorie o końcu wszechświata poniżej) albo „ Big Rip ”, w szczególności mroczna energia , kwintesencja i scenariusz Big Rip . gdzie przyspieszenie wywołane przez ciemną energię w końcu staje się tak silne, że całkowicie niweluje skutki grawitacyjnych , elektromagnetycznych i silnych sił wiążących.

I odwrotnie, ujemna stała kosmologiczna , która odpowiadałaby ujemnej gęstości energii i dodatniemu ciśnieniu, spowodowałaby, że nawet otwarty wszechświat ponownie zapadnie się do wielkiego chrupnięcia.

Płaski wszechświat

Jeśli średnia gęstość wszechświata jest dokładnie równa gęstości krytycznej, tak że , to geometria wszechświata jest płaska: tak jak w geometrii euklidesowej , suma kątów trójkąta wynosi 180 stopni, a równoległe linie stale utrzymują tę samą odległość. Pomiary wykonane przez Wilkinson Microwave Anisotropy Probe potwierdziły, że wszechświat jest płaski z marginesem błędu 0,4%.

Pod nieobecność ciemnej energii płaski wszechświat rozszerza się w nieskończoność, ale w coraz wolniejszym tempie, z ekspansją asymptotycznie zbliżającą się do zera. W przypadku ciemnej energii tempo ekspansji wszechświata początkowo zwalnia z powodu wpływu grawitacji, ale ostatecznie wzrasta, a ostateczny los wszechświata staje się taki sam jak wszechświata otwartego.

Teorie o końcu wszechświata

O losie wszechświata decyduje jego gęstość. Przeważająca dotychczas liczba dowodów, opartych na pomiarach tempa ekspansji i gęstości masy, faworyzuje wszechświat, który będzie się rozszerzał w nieskończoność, czego skutkiem będzie opisany poniżej scenariusz „Wielkiego Zamarznięcia”. Jednak obserwacje nie są rozstrzygające, a alternatywne modele są nadal możliwe.

Wielkie mróz lub śmierć upału

Duży zamrażania (lub Big Chill) jest scenariusz, w ramach którego w dalszym ciągu wynik rozszerzania w świata, że asymptotycznie zbliża się do zera absolutnego temperatury. Ten scenariusz, w połączeniu ze scenariuszem Wielkie Rozdarcie, zyskuje na popularności jako najważniejsza hipoteza. Może, przy braku ciemnej energii, zachodzić tylko pod geometrią płaską lub hiperboliczną. Przy dodatniej stałej kosmologicznej może również wystąpić w zamkniętym wszechświecie. W tym scenariuszu oczekuje się, że gwiazdy będą formować się normalnie przez 10 12 do 10 14 (1-100 bilionów) lat, ale ostatecznie zapasy gazu potrzebnego do formowania się gwiazd zostaną wyczerpane. Gdy istniejące gwiazdy wyczerpią się i przestaną świecić, wszechświat będzie powoli i nieubłaganie ciemnieć. W końcu we wszechświecie zdominują czarne dziury , które z czasem znikną, gdy będą emitować promieniowanie Hawkinga . W nieskończonym czasie nastąpiłby spontaniczny spadek entropii przez twierdzenie o powtarzalności Poincarégo , fluktuacje termiczne i twierdzenie o fluktuacji .

Pokrewnym scenariuszem jest śmierć cieplna , która stwierdza, że ​​wszechświat przechodzi do stanu maksymalnej entropii, w którym wszystko jest równomiernie rozłożone i nie ma gradientów — które są potrzebne do podtrzymania przetwarzania informacji , którego jedną z form jest życie . Scenariusz śmierci cieplnej jest zgodny z każdym z trzech modeli przestrzennych, ale wymaga, aby wszechświat osiągnął ostatecznie minimum temperatury.

Wielkie rozerwanie

Obecna stała Hubble'a określa tempo przyspieszania Wszechświata niewystarczająco duże, aby zniszczyć lokalne struktury, takie jak galaktyki, które są utrzymywane razem przez grawitację, ale wystarczająco duże, aby zwiększyć przestrzeń między nimi. Stały wzrost stałej Hubble'a do nieskończoności spowodowałby, że wszystkie obiekty materialne we wszechświecie, począwszy od galaktyk, a ostatecznie (w skończonym czasie) wszystkie formy, bez względu na to, jak małe, rozpadłyby się na niezwiązane cząstki elementarne , promieniowanie i dalej. Gdy gęstość energii, współczynnik skali i tempo ekspansji stają się nieskończone, wszechświat kończy się jako coś, co jest faktycznie osobliwością.

W szczególnym przypadku fantomowej ciemnej energii , która ma ujemną energię kinetyczną, która skutkowałaby większym przyspieszeniem niż przewidują inne stałe kosmologiczne, może nastąpić bardziej nagłe, duże rozerwanie.

Wielkie chrupanie

Wielki Chrup. Oś pionową można uznać za rozszerzanie się lub kurczenie w czasie.

Big Crunch hipoteza jest symetryczna widzenia ostatecznego losu wszechświata. Tak jak Wielki Wybuch rozpoczął się jako ekspansja kosmologiczna, teoria ta zakłada, że ​​średnia gęstość Wszechświata wystarczy, aby zatrzymać jego ekspansję i wszechświat zacznie się kurczyć. Wynik końcowy jest nieznany; proste oszacowanie spowodowałoby, że cała materia i czasoprzestrzeń we wszechświecie zapadłyby się w bezwymiarową osobliwość z powrotem w sposób, w jaki wszechświat zaczął się wraz z Wielkim Wybuchem, ale w tych skalach należy wziąć pod uwagę nieznane efekty kwantowe (patrz Grawitacja kwantowa ). Najnowsze dowody sugerują, że taki scenariusz jest mało prawdopodobny, ale nie został wykluczony, ponieważ pomiary były dostępne tylko przez krótki czas, względnie mówiąc, i mogą się odwrócić w przyszłości.

Ten scenariusz pozwala, by Wielki Wybuch nastąpił natychmiast po Wielkim Zgrzycie poprzedniego wszechświata. Jeśli zdarza się to wielokrotnie, tworzy cykliczny model , który jest również znany jako wszechświat oscylacyjny. Wszechświat mógłby wówczas składać się z nieskończonej sekwencji skończonych wszechświatów, przy czym każdy skończony wszechświat kończy się Wielkim Zgrzytem, ​​który jest jednocześnie Wielkim Wybuchem następnego wszechświata. Problem z cyklicznym wszechświatem polega na tym, że nie zgadza się on z drugą zasadą termodynamiki , ponieważ entropia narastałaby od oscylacji do oscylacji i spowodowała ostateczną śmierć cieplną wszechświata. Aktualne dowody wskazują również, że wszechświat nie jest zamknięty . To spowodowało, że kosmologowie porzucili oscylujący model wszechświata. Nieco podobny pomysł obejmuje model cykliczny , ale pomysł ten pozwala uniknąć śmierci cieplnej z powodu rozszerzania się bran, które osłabia entropię nagromadzoną w poprzednim cyklu.

Wielkie odbicie

Big Bounce to teorię modelu naukowe związane z początku znanego wszechświata. Wywodzi się z oscylacyjnego wszechświata lub cyklicznej interpretacji Wielkiego Wybuchu, w której pierwsze kosmologiczne wydarzenie było wynikiem załamania się poprzedniego wszechświata.

Według jednej z wersji kosmologicznej teorii Wielkiego Wybuchu wszechświat był na początku nieskończenie gęsty. Taki opis wydaje się być sprzeczny z innymi, szerzej akceptowanymi teoriami, zwłaszcza mechaniką kwantową i jej zasadą nieoznaczoności . Nic więc dziwnego, że mechanika kwantowa dała początek alternatywnej wersji teorii Wielkiego Wybuchu. Ponadto, jeśli wszechświat jest zamknięty, teoria ta przewiduje, że gdy ten wszechświat się zapadnie, po osiągnięciu uniwersalnej osobliwości lub odpychającej sile kwantowej spowoduje ponowną ekspansję, powstanie inny wszechświat w wydarzeniu podobnym do Wielkiego Wybuchu.

Mówiąc prościej, teoria ta mówi, że wszechświat będzie stale powtarzał cykl Wielkiego Wybuchu, po którym następuje Wielki Zgrzyt.

Wielki Siorb

Teoria ta zakłada, że ​​wszechświat istnieje obecnie w fałszywej próżni i że w każdej chwili może stać się prawdziwą próżnią.

Aby jak najlepiej zrozumieć teorię fałszywego zapadania się próżni, należy najpierw zrozumieć pole Higgsa, które przenika wszechświat. Podobnie jak pole elektromagnetyczne, jego siła zmienia się w zależności od swojego potencjału. Prawdziwa próżnia istnieje tak długo, jak wszechświat istnieje w swoim najniższym stanie energetycznym, w którym to przypadku teoria fałszywej próżni jest nieistotna. Jeśli jednak próżnia nie jest w swoim najniższym stanie energetycznym ( fałszywa próżnia ), może przejść do stanu o niższej energii. Nazywa się to rozpadem próżni . Ma to potencjał do fundamentalnej zmiany naszego wszechświata; w bardziej zuchwałych scenariuszach nawet różne stałe fizyczne mogą mieć różne wartości, poważnie wpływając na podstawy materii , energii i czasoprzestrzeni . Możliwe jest również, że wszystkie struktury zostaną natychmiast zniszczone, bez żadnego ostrzeżenia.

Kosmiczna niepewność

Każda opisana do tej pory możliwość jest oparta na bardzo prostej postaci równania stanu ciemnej energii. Jednak, jak sama nazwa ma sugerować, obecnie niewiele wiadomo o fizyce ciemnej energii . Jeśli teoria inflacji jest prawdziwa, wszechświat przeszedł epizod zdominowany przez inną formę ciemnej energii w pierwszych chwilach Wielkiego Wybuchu, ale inflacja się skończyła, wskazując na równanie stanu znacznie bardziej złożone niż te, które do tej pory zakładano na razie -dzień ciemna energia. Możliwe, że równanie stanu ciemnej energii może się ponownie zmienić, powodując zdarzenie, którego konsekwencje są niezwykle trudne do przewidzenia lub sparametryzowania. Ponieważ natura ciemnej energii i ciemnej materii pozostaje enigmatyczna, a nawet hipotetyczna, możliwości związane z ich nadchodzącą rolą we wszechświecie są obecnie nieznane. Żadne z tych teoretycznych zakończeń wszechświata nie jest pewne.

Obserwacyjne ograniczenia teorii

Wyboru spośród tych rywalizujących scenariuszy dokonuje się poprzez "zważenie" wszechświata, na przykład poprzez pomiar względnego wkładu materii , promieniowania , ciemnej materii i ciemnej energii do gęstości krytycznej . Mówiąc konkretniej, konkurencyjne scenariusze są oceniane na podstawie danych dotyczących gromadzących się galaktyk i odległych supernowych oraz anizotropii w kosmicznym mikrofalowym tle .

Zobacz też

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki