✖


Jump to content

Будущее расширяющейся Вселенной

(Перенаправлено из «Эры вырождения »)

Часть серии о
Физическая космология
Изображение всего неба, полученное на основе данных WMAP за девять лет.
Ранняя вселенная
Расширение · Будущее
Компоненты · Структура
Эксперименты
Ученые
История предмета

Текущие наблюдения показывают, что будет продолжаться расширение Вселенной вечно. Преобладающая теория состоит в том, что Вселенная будет остывать по мере расширения и в конечном итоге станет слишком холодной для поддержания жизни. По этой причине этот сценарий будущего, который когда-то в народе называли « Тепловая смерть », теперь известен как «Большое похолодание» или «Большое замораживание». [1] [2]

Если темная энергия — представленная космологической константой , постоянной плотностью энергии, однородно заполняющей пространство, [3] или скалярные поля , такие как квинтэссенция или модули , динамические величины, плотность энергии которых может меняться во времени и пространстве — ускоряют расширение Вселенной, тогда пространство между скоплениями галактик будет расти с возрастающей скоростью. Красное смещение растянет древние фотоны окружающей среды (включая гамма-лучи) до необнаружимо длинных волн и низких энергий. [4] звезды будут формироваться нормально в течение 10 Ожидается, что 12 до 10 14 (1–100 триллионов) лет, но в конечном итоге запасы газа, необходимого для звездообразования, будут исчерпаны. Поскольку у существующих звезд закончится топливо и они перестанут светить, Вселенная будет медленно и неумолимо темнеть. [5] [6] Согласно теориям, предсказывающим распад протона , оставшиеся после себя звездные остатки исчезнут, оставив после себя только черные дыры , которые сами в конечном итоге исчезнут, испуская излучение Хокинга . [7] В конечном итоге, если Вселенная достигнет термодинамического равновесия — состояния, в котором температура приближается к постоянному значению, дальнейшая работа будет невозможна, что приведет к окончательной тепловой смерти Вселенной. [8]

Космология

[ редактировать ]

Бесконечное расширение не определяется общей пространственной кривизной Вселенной . Она может быть открытой (с отрицательной пространственной кривизной), плоской или закрытой (положительной пространственной кривизной), хотя, если она закрыта, должно присутствовать достаточно темной энергии , чтобы противодействовать гравитационным силам, иначе Вселенная закончится Большим Сжатием . [9]

Наблюдения космического микроволнового фона с помощью микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона и миссии «Планк» позволяют предположить, что Вселенная пространственно плоская и содержит значительное количество темной энергии . [10] [11] В этом случае Вселенная могла бы продолжать расширяться с ускоряющейся скоростью. Ускорение расширения Вселенной было также подтверждено наблюдениями за далекими сверхновыми . [9] Если, как в модели согласия физической космологии (лямбда-холодная темная материя или ΛCDM), темная энергия имеет форму космологической константы , расширение в конечном итоге станет экспоненциальным, при этом размер Вселенной удваивается с постоянной скоростью.

Если теория инфляции верна, то в первые моменты Большого взрыва Вселенная пережила период, когда доминировала другая форма темной энергии; но инфляция закончилась, указывая на то, что уравнение состояния гораздо более сложное, чем предполагалось до сих пор для современной темной энергии. Вполне возможно, что уравнение состояния темной энергии может снова измениться, что приведет к событию, последствия которого чрезвычайно трудно параметризовать или предсказать. [ нужна ссылка ]

Будущая история

[ редактировать ]

В 1970-х годах будущее расширяющейся Вселенной изучал астрофизик Джамал Ислам. [12] и физик Фримен Дайсон . [13] 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, Первичная эра , — это время в прошлом, сразу после Большого взрыва , когда звезды еще не сформировались. Вторая, Звездная эра , включает в себя наши дни и все видимые сейчас звезды и галактики . Это время, в течение которого звезды формируются из коллапсирующих облаков газа . В последующую Эру Вырождения звезды сгорят, оставив все объекты звездной массы в виде звездных остатков — белых карликов , нейтронных звезд и черных дыр . В эпоху черных дыр белые карлики, нейтронные звезды и другие меньшие астрономические объекты были уничтожены распадом протона , остались только черные дыры. Наконец, в Темную Эру исчезли даже черные дыры, оставив лишь разбавленный газ фотонов и лептонов . [14]

Эта будущая история и приведенная ниже временная шкала предполагают продолжающееся расширение Вселенной. Если пространство во Вселенной начнет сжиматься, последующие события на временной шкале могут не произойти, потому что будет преобладать Большое сжатие , коллапс Вселенной в горячее, плотное состояние, подобное тому, что произошло после Большого взрыва. [14] [15]

Хронология

[ редактировать ]
О прошлом, включая Первозданную Эру, см. Хронологию Вселенной .
См. Также: Хронология далекого будущего.

Звездная эра

[ редактировать ]
См. Также: Графическая хронология звездной эры.
От настоящего до примерно 10 14 (100 триллионов) лет после Большого взрыва.
Изображение предоставлено Европейским космическим агентством. Она указана как область звездообразования LH 95 Большого Магелланова Облака. Изображение было получено с помощью космического телескопа «Хаббл».
Изображение многих звезд .

в Наблюдаемая Вселенная настоящее время имеет размеры 1,38 × 10. 10 (13,8 миллиардов) лет. [16] На этот раз это время относится к Звездной Эре. Примерно через 155 миллионов лет после Большого взрыва образовалась первая звезда. С тех пор звезды образовались в результате коллапса небольших плотных областей ядра в больших холодных молекулярных облаках газообразного водорода . Сначала в результате образуется протозвезда , горячая и яркая из-за энергии, генерируемой гравитационным сжатием . После того, как протозвезда сожмется на некоторое время, ее ядро ​​может стать достаточно горячим, чтобы расплавить водород. Если она превысит критическую массу, произойдет процесс, называемый «звездным воспламенением», и начнется ее жизнь как звезды. [14]

Звезды с очень малой массой в конечном итоге исчерпают весь свой легкоплавкий водород и затем станут гелиевыми белыми карликами . [17] Звезды малой и средней массы, такие как наше Солнце , вытеснят часть своей массы в виде планетарной туманности и в конечном итоге станут белыми карликами ; более массивные звезды взорвутся в виде сверхновой с коллапсом ядра , оставив после себя нейтронные звезды или черные дыры . [18] В любом случае, хотя часть вещества звезды может быть возвращена в межзвездную среду , выродившийся остаток останется , масса которого не вернется в межзвездную среду. Поэтому запасы газа, доступного для звездообразования, неуклонно исчерпываются.

Галактика Млечный Путь и Галактика Андромеды сливаются в одну

[ редактировать ]
Основная статья: Столкновение Андромеды и Млечного Пути
Через 4–8 миллиардов лет (17,8–21,8 миллиарда лет после Большого взрыва)
На этой иллюстрации показан этап предсказанного слияния нашей галактики Млечный Путь и соседней галактики Андромеды, который будет происходить в течение следующих нескольких миллиардов лет. На этом изображении, представляющем ночное небо Земли через 3,75 миллиарда лет, Андромеда (слева) заполняет поле зрения и начинает искажать Млечный Путь приливным притяжением.
Художественная иллюстрация того, как это будет выглядеть с Земли во время галактик Млечный Путь и Андромеды . столкновения

Галактика Андромеды находится примерно в 2,5 миллионах световых лет от нашей галактики Млечный Путь , и они движутся навстречу друг другу со скоростью примерно 300 километров (186 миль) в секунду. примерно через пять миллиардов лет, или через 19 миллиардов лет после Большого взрыва , Млечный Путь и галактика Андромеды столкнутся друг с другом Согласно современным данным, и сольются в одну большую галактику. До 2012 года не было возможности подтвердить, произойдет ли возможное столкновение или нет. [19] В 2012 году исследователи пришли к выводу, что столкновение определенно, после использования космического телескопа Хаббл в период с 2002 по 2010 год для отслеживания движения Андромеды. [20] В результате образуется Милкдромеда (также известная как Милкомеда ).

22 миллиарда лет в будущем — это самый ранний возможный конец Вселенной в сценарии Большого Разрыва , предполагающем модель темной энергии с w = −1,5 . [21] [22]

Ложный распад вакуума может произойти через 20–30 миллиардов лет, если поле Хиггса метастабильно. [23] [24] [25]

Слияние Местной группы и галактик за пределами Местного сверхскопления больше не доступно.

[ редактировать ]
10 11 (100 миллиардов) до 10 12 (1 триллион) лет

Галактики . Местной группы , скопления галактик, включающего Млечный Путь и Галактику Андромеды, гравитационно связаны друг с другом Ожидается, что между 10 11 (100 миллиардов) и 10 12 Через (1 триллион) лет их орбиты распадутся, и вся Местная Группа сольется в одну большую галактику. [5]

Если предположить, что темная энергия продолжает расширять Вселенную с ускоряющейся скоростью, примерно через 150 миллиардов лет все галактики за пределами Местного сверхскопления пройдут за космологическим горизонтом . Тогда события в Местном сверхскоплении не смогут повлиять на другие галактики. Точно так же события, происходящие через 150 миллиардов лет, как это видят наблюдатели в далеких галактиках, не смогут повлиять на события в Местном сверхскоплении. [4] Однако наблюдатель в Местном сверхскоплении продолжит видеть далекие галактики, но наблюдаемые им события будут экспоненциально смещаться в красную сторону по мере приближения галактики к горизонту, пока время в далекой галактике не остановится. Наблюдатель в Местном сверхскоплении никогда не наблюдает событий спустя 150 миллиардов лет по местному времени, и в конечном итоге весь свет и фоновое излучение, находящиеся за пределами Местного сверхскопления, будут казаться мерцающими, поскольку свет становится настолько красным, что его длина волны становится длиннее физического диаметра. горизонта.

Технически потребуется бесконечно много времени, чтобы прекратилось всякое причинное взаимодействие между Местным Сверхскоплением и этим светом. Однако из-за красного смещения, объясненного выше, свет не обязательно будет наблюдаться бесконечное количество времени, и через 150 миллиардов лет никаких новых причинных взаимодействий наблюдаться не будет.

Поэтому через 150 миллиардов лет межгалактические перевозки и связь за пределами Местного сверхскопления становятся причинно невозможными.

Светимость галактик начинает уменьшаться

[ редактировать ]
8 × 10 11 (800 миллиардов) лет

8 × 10 11 Через (800 миллиардов) лет светимости различных галактик, до тех пор примерно аналогичные нынешним благодаря увеличению светимости оставшихся звезд по мере их старения, начнут уменьшаться, поскольку менее массивные красных карликов звезды начнут уменьшаться. умрем как белые карлики . [26]

Местная группа и ближайшие галактики. Фотографии галактик не в масштабе.
Иллюстрация группы галактик . местной

Галактики за пределами Местного сверхскопления больше не обнаруживаются.

[ редактировать ]
2 × 10 12 (2 триллиона) лет

2 × 10 12 Через (2 триллиона) лет все галактики за пределами Местного сверхскопления будут смещены в красную сторону до такой степени, что даже испускаемые ими гамма-лучи будут иметь длину волны, превышающую размер наблюдаемой Вселенной того времени. Поэтому эти галактики уже никак нельзя будет обнаружить. [4]

Вырожденная эпоха

[ редактировать ]
От 10 14 (100 триллионов) до 10 40 (10 дуодециллионов) лет

К 10 14 (100 триллионов) лет звездообразование закончится, [5] оставив все звездные объекты в виде выродившихся остатков . Если протоны не распадаются , объекты звездной массы будут исчезать медленнее, что продлит эту эпоху .

Звездообразование прекращается

[ редактировать ]
10 12–14 (1–100 триллионов) лет

К 10 14 Через (100 триллионов) лет звездообразование закончится. Этот период, известный как «Эра вырождения», продлится до тех пор, пока выродившиеся остатки окончательно не распадутся. [27] Наименее массивным звездам требуется больше всего времени, чтобы исчерпать свое водородное топливо (см. Звездную эволюцию ). Таким образом, самыми долгоживущими звездами во Вселенной являются маломассивные красные карлики , с массой около 0,08 солнечных масс ( M ☉ ), которые имеют время жизни более 10 13 (10 триллионов) лет. [28] По совпадению, это сравнимо с продолжительностью времени, в течение которого происходит звездообразование. [5] Как только звездообразование закончится и наименее массивные красные карлики исчерпают свое топливо, ядерный синтез прекратится. Маломассивные красные карлики остынут и станут черными карликами . [17] превышающей планетарную, будут коричневые карлики с массой менее 0,08 M☉ Единственными оставшимися объектами с массой , и выродившиеся остатки ; белые карлики , образованные звездами с начальной массой от 0,08 до 8 солнечных масс; нейтронные звезды и черные дыры , образованные звездами с начальной массой более 8 M ☉ . Большая часть массы этой коллекции, примерно 90%, будет в виде белых карликов. [6] В отсутствие какого-либо источника энергии все эти ранее светящиеся тела остынут и станут тусклыми.

Вселенная станет чрезвычайно темной после того, как погаснут последние звезды. Несмотря на это, во Вселенной все еще может быть случайный свет. Один из способов освещения Вселенной — это двух углеродно - кислородных белых карликов с общей массой, превышающей предел Чандрасекара, слияние составляющий около 1,4 солнечных масс. Полученный объект затем подвергнется безудержному термоядерному синтезу, в результате чего возникнет сверхновая типа Ia и рассеется тьма Вырожденной Эры на несколько недель. Нейтронные звезды также могут столкнуться , образуя еще более яркие сверхновые и рассеивая до 6 солнечных масс вырожденного газа в межзвездную среду. Образовавшаяся в результате этих сверхновых материя потенциально может создать новые звезды. [29] [30] Если совокупная масса не превышает предела Чандрасекара, но превышает минимальную массу для синтеза углерода (около 0,9 M ☉ ), может быть создана углеродная звезда со сроком службы около 10 6 (1 миллион) лет. [14] два гелиевых белых карлика с общей массой не менее 0,3 M ☉ Кроме того, если столкнутся гелиевая звезда со сроком службы в несколько сотен миллионов лет. , может возникнуть [14] Наконец, коричневые карлики могут образовывать новые звезды, сталкиваясь друг с другом, образуя звезды красных карликов , которые могут существовать в течение 10 лет. 13 (10 триллионов) лет, [28] [29] или путем очень медленной аккреции газа из оставшейся межзвездной среды , пока они не наберут достаточную массу, чтобы начать сжигание водорода в виде красных карликов. Этот процесс, по крайней мере на белых карликах, может вызвать появление сверхновых типа Ia. [31]

Планеты падают или сбрасываются с орбит в результате близкого столкновения с другой звездой.

[ редактировать ]
10 15 (1 квадриллион) лет

Со временем орбиты планет разрушатся из-за гравитационного излучения , либо планеты будут выброшены из своих местных систем гравитационными возмущениями, вызванными столкновениями с остатками другой звезды . [32]

Остатки звезд покидают галактики или попадают в черные дыры

[ редактировать ]
10 19 до 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 . [33] Динамическая релаксация может происходить либо за счет близких сближений двух звезд, либо за счет менее бурных, но более частых далеких сближений. [34] В случае близкого столкновения два коричневых карлика или остатка звезды пройдут близко друг к другу. Когда это происходит, траектории объектов, участвующих в близком столкновении, слегка изменяются, так что их кинетические энергии становятся более почти равными, чем раньше. Таким образом, после большого количества столкновений более легкие объекты имеют тенденцию набирать скорость, а более тяжелые ее теряют. [14]

Из-за динамической релаксации некоторые объекты получат достаточно энергии, чтобы достичь галактической скорости убегания и покинуть галактику, оставив после себя меньшую и более плотную галактику. Поскольку в этой более плотной галактике встречи происходят чаще, процесс ускоряется. В результате большинство объектов (от 90% до 99%) выбрасываются из галактики, а небольшая часть (возможно, от 1% до 10%) попадает в центральную сверхмассивную черную дыру . [5] [14] Было высказано предположение, что материя упавших остатков сформирует вокруг себя аккреционный диск , который создаст квазар , пока там будет присутствовать достаточное количество материи. [35]

Возможная ионизация вещества

[ редактировать ]
>10 23 лет спустя

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, ионизируется и рассеивается при тепловом равновесии . [36]

Будущее с распадом протона

[ редактировать ]

Следующая временная шкала предполагает, что протоны распадаются.

Шанс: 10 32 (100 нониллионов) – 10 42 лет (1 тредециллион)

Последующая эволюция Вселенной зависит от возможности и скорости распада протона . Экспериментальные данные показывают, что если протон нестабильен, то его период полураспада составляет не менее 10 35 годы. [37] Некоторые из теорий Великого Объединения (GUT) предсказывают долгосрочную нестабильность протонов между 10 32 и 10 38 лет, с верхней границей стандартного (несуперсимметричного) распада протона 1,4 × 10 36 лет и общий верхний предел максимума для любого распада протона (включая модели суперсимметрии ) при 6 × 10 42 годы. [38] [39] Недавние исследования показали, что время жизни протона (если оно нестабильно) составляет или превышает 10 36 –10 37 Годовой диапазон исключает более простые GUT и большинство моделей несуперсимметрии.

Нуклоны начинают распадаться

[ редактировать ]
Смотрите также: Нуклон

нейтроны , связанные с ядрами Предполагается, что , распадаются с периодом полураспада, сравнимым с периодом полураспада протонов. Планеты (субзвездные объекты) будут распадаться в результате простого каскадного процесса от более тяжелых элементов до водорода и, наконец, до фотонов и лептонов, излучая при этом энергию. [40]

Если бы протон вообще не распадался, то звездные объекты все равно исчезали бы, но медленнее. См . § Будущее без распада протона ниже.

Более короткий или длинный период полураспада протонов ускорит или замедлит этот процесс. Это означает, что через 10 40 лет (максимальный период полураспада протонов, использованный Адамсом и Лафлином (1997)), половина всей барионной материи будет преобразована в гамма-излучения фотоны и лептоны в результате распада протона.

Все нуклоны распадаются

[ редактировать ]
10 43 (10 тредециллионов) лет

Учитывая наш предполагаемый период полураспада протона, нуклоны (протоны и связанные нейтроны) пройдут примерно 1000 периодов полураспада к тому времени, когда Вселенной исполнится 10 лет. 43 лет. Это означает, что будет примерно 0,5 1,000 (около 10 −301 ) столько же нуклонов; так как их около 10 80 протоны в настоящее время во Вселенной, [41] никого не останется в конце Эпохи Вырождения. По сути, вся барионная материя превратится в фотоны и лептоны . Некоторые модели предсказывают образование стабильных атомов позитрония с диаметром, превышающим нынешний диаметр наблюдаемой Вселенной (примерно 6 × 10 34 метры) [42] через 10 98 лет, и что они, в свою очередь, распадутся на гамма-излучение через 10 176 годы. [5] [6]

сверхмассивные черные дыры переживут распад протона, но в конечном итоге полностью испарятся. Ожидается, что

Если протоны распадаются в ядерных процессах более высокого порядка

[ редактировать ]
Шанс: 10 76 до 10 220 годы

Если протон не распадается согласно описанным выше теориям, то Эра Вырождения продлится дольше и перекроет или превзойдет Эру Черной Дыры. В масштабе времени 10 65 Предполагается, что в течение многих лет твердая материя потенциально может перестраивать свои атомы и молекулы посредством квантового туннелирования и может вести себя как жидкость и становиться гладкими сферами из-за диффузии и гравитации. [13] Вырожденные звездные объекты потенциально все еще могут испытывать распад протона, например, через процессы, связанные с аномалией Адлера-Белла-Джекива , виртуальными черными дырами более высоких измерений, или суперсимметрией возможно, с периодом полураспада менее 10. 220 годы. [5]

>10 145 лет спустя

Оценка срока службы Стандартной модели до коллапса ложного вакуума на 2018 год ; 95% доверительный интервал равен 10 65 до 10 725 лет отчасти из-за неопределенности относительно массы топ- кварка . [43]

>10 200 лет спустя

Хотя в физике стандартной модели протоны стабильны, уровне может существовать квантовая аномалия на электрослабом , которая может привести к аннигиляции групп барионов (протонов и нейтронов) в антилептоны посредством сфалеронного перехода. [44] Такие нарушения барионов/лептонов имеют число 3 и могут возникать только в кратных или группах по три бариона, что может ограничивать или запрещать такие события. Никаких экспериментальных подтверждений существования сфалеронов на низких энергетических уровнях пока не наблюдалось, хотя считается, что они регулярно возникают при высоких энергиях и температурах.

Фотоны , электроны , позитроны и нейтрино — это все, что остается после испарения последних сверхмассивных черных дыр .

Эра черной дыры

[ редактировать ]
10 43 (от 10 тредециллионов) лет до примерно 10 100 (1 гугол ) лет, до 10 110 лет для крупнейших сверхмассивных черных дыр

Через 10 43 лет черные дыры будут доминировать во Вселенной. Они будут медленно испаряться под действием излучения Хокинга . [5]  Черная дыра массой около 1 M ☉ исчезнет примерно через 2 × 10 64 годы. 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) M ☉ испарится примерно за 2 × 10 93 годы. [45]

По прогнозам, самые большие черные дыры во Вселенной будут продолжать расти. Более крупные черные дыры (до 10 штук) 14 (100 триллионов) M ☉ может образоваться при коллапсе сверхскоплений галактик. Даже они испарится в течение 10 лет. 109 [46] до 10 110 годы.

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 уменьшится до 10 19 килограммы. Затем дыра обеспечивает временный источник света во время общей темноты Эры Черной Дыры. На последних стадиях своего испарения черная дыра будет испускать не только безмассовые частицы, но и более тяжелые частицы, такие как электроны , позитроны , протоны и антипротоны . [14]

Темная эра и век фотонов

[ редактировать ]
От 10 100 лет (10 дуотригинтиллионов лет или 1 гугол-лет) и более

После того, как все черные дыры испарится (и после того, как вся обычная материя, состоящая из протонов, распадется, если протоны нестабильны), Вселенная станет почти пустой. Фотоны , лептоны , барионы , нейтрино , электроны и позитроны будут летать с места на место, почти никогда не встречаясь друг с другом. С точки зрения гравитации будет во Вселенной доминировать темная материя , электроны и позитроны (не протоны ). [47]

К этой эпохе, когда останется только очень диффузная материя, активность во Вселенной в конечном итоге резко замедлится (по сравнению с предыдущими эрами), с очень низкими уровнями энергии и очень большими временными масштабами, а событиям потребуется очень много времени, чтобы произойти, если они вообще когда-либо произойдут. случиться вообще. Электроны и позитроны, дрейфующие в пространстве, сталкиваются друг с другом и иногда образуют позитрония атомы . Однако эти структуры нестабильны, и составляющие их частицы в конечном итоге должны аннигилировать. Однако большинство электронов и позитронов останутся несвязанными. [48] Другие события аннигиляции низкого уровня также произойдут, хотя и крайне медленно. Вселенная теперь достигает состояния чрезвычайно низкой энергии.

Будущее без распада протона

[ редактировать ]

Если протоны не распадаются, объекты звездной массы все равно станут черными дырами , хотя и еще медленнее. Следующая временная шкала, предполагающая распад протона, не имеет места.

10 161 лет спустя

Оценка срока службы Стандартной модели до коллапса ложного вакуума на 2018 год ; 95% доверительный интервал равен 10 65 до 10 1383 лет отчасти из-за неопределенности относительно массы топ- кварка . [43] [примечание 1]

Вырожденная эпоха

[ редактировать ]

Материя распадается на железо

[ редактировать ]
10 1100 до 10 32 000 лет спустя
Чистая (99,97 %+) железная стружка, электролитически очищенная, а также железный кубик высокой чистоты (99,9999 % = 6N) объемом 1 см3 для сравнения.
Вся материя будет медленно распадаться на железо, что займет от 10 1100 до 10 32 000 годы.

Через 10 1500 лет холодный синтез , происходящий посредством квантового туннелирования, должен привести к слиянию легких ядер в объектах звездной массы с железа-56 ядрами (см. Изотопы железа ). В результате деления и испускания альфа-частиц тяжелые ядра также должны распадаться на железо, оставляя объекты звездной массы в виде холодных железных сфер, называемых железными звездами . [13] Однако прежде чем это произойдет, , что у некоторых черных карликов ожидается этот процесс снизит их предел Чандрасекара, что приведет к появлению сверхновой через 10 1100 годы. Было подсчитано, что невырожденный кремний туннелирует в железо примерно за 10 32 000 годы. [49]

Эра черной дыры

[ редактировать ]

Коллапс железных звезд в черные дыры

[ редактировать ]
10 10 30 до 10 10 105 лет спустя

Квантовое туннелирование также должно превратить крупные объекты в черные дыры , которые (в этих временных масштабах) мгновенно испарятся в субатомные частицы. В зависимости от сделанных допущений время, необходимое для этого, можно рассчитать как от 10 10 26 лет до 10 10 76 годы. Квантовое туннелирование также может привести к коллапсу железных звезд в нейтронные звезды примерно через 10 лет. 10 76 годы. [13]

Темная Эра (без распада протона)

[ редактировать ]
10 10 105 до 10 10 120 лет спустя

После испарения черных дыр почти вся барионная материя распадется на субатомные частицы (электроны, нейтроны, протоны и кварки). Вселенная теперь представляет собой почти чистый вакуум (возможно, сопровождающийся наличием ложного вакуума ). Расширение Вселенной медленно приводит к ее охлаждению до абсолютного нуля . Теперь Вселенная достигает еще более низкого энергетического состояния, чем упомянутое ранее. [50] [51]

Вне

[ редактировать ]
Смотрите также: Окончательная судьба вселенной
За 10 2500 лет, если происходит распад протона, или 10 10 76 лет без распада протона

Какое бы событие ни произошло за пределами этой эпохи, оно является весьма спекулятивным. Вполне возможно, что событие Большого Разрыва может произойти в далеком будущем. [52] [53] Эта сингулярность имела бы место при конечном масштабном коэффициенте.

Если текущее состояние вакуума является ложным вакуумом , вакуум может распасться до состояния с еще более низкой энергией. [54]

Предположительно, состояния с экстремально низкой энергией подразумевают, что локализованные квантовые события становятся крупными макроскопическими явлениями, а не незначительными микроскопическими событиями, потому что даже самые маленькие возмущения имеют самое большое значение в эту эпоху, поэтому невозможно предсказать, что произойдет или может произойти с пространством или временем. Предполагается, что законы «макрофизики» перестанут действовать, и возобладают законы квантовой физики. [8]

Вселенная могла бы избежать вечной тепловой смерти посредством случайного квантового туннелирования и квантовых флуктуаций , учитывая ненулевую вероятность создания нового Большого взрыва, создающего новую вселенную примерно через 10 лет. 10 10 56 годы. [55]

В течение бесконечного промежутка времени также может произойти спонтанное энтропии уменьшение из-за повторения Пуанкаре или из-за тепловых флуктуаций (см. Также теорему о флуктуациях ). [56] [57] [58]

Массивные черные карлики также потенциально могут взорваться сверхновыми примерно через 10 лет. 32 000 лет , если предположить, что протоны не распадаются. [59]

Вышеуказанные возможности основаны на простой форме темной энергии . Однако физика темной энергии по-прежнему остается весьма спекулятивной областью исследований, а реальная форма темной энергии может быть гораздо более сложной.

Графические временные шкалы

[ редактировать ]
Основная статья: Графическая временная шкала от Большого взрыва до тепловой смерти
См. Также: Графическая временная шкала Вселенной и Графическая временная шкала Большого взрыва.

Если протоны распадаются:

Логарифмическая шкала

Если протоны не распадаются:

Логарифмическая шкала

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Рукопись была обновлена ​​после публикации; цифры за время жизни взяты из последней версии по адресу https://arxiv.org/abs/1707.08124 .

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори. «УМИРАЮЩАЯ ВСЕЛЕННАЯ: Долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 17 мая 2021 года.
  2. ^ «Какова окончательная судьба Вселенной?» . Вселенная WMAP . НАСА . 29 июня 2015 года . Проверено 19 февраля 2023 г.
  3. ^ Кэрролл, Шон М. (2001). «Космологическая постоянная» . Живые обзоры в теории относительности . 4 (1): 1. arXiv : astro-ph/0004075 . Бибкод : 2001LRR.....4....1C . дои : 10.12942/lrr-2001-1 . ПМК   5256042 . ПМИД   28179856 .
  4. ^ Перейти обратно: а б с Краусс, Лоуренс М.; Старкман, Гленн Д. (2000). «Жизнь, Вселенная и ничего: жизнь и смерть в постоянно расширяющейся Вселенной». Астрофизический журнал . 531 (1): 22–30. arXiv : astro-ph/9902189 . Бибкод : 2000ApJ...531...22K . дои : 10.1086/308434 . S2CID   18442980 .
  5. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Бибкод : 1997РвМП...69..337А . дои : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID   12173790 .
  6. ^ Перейти обратно: а б с Адамс и Лафлин (1997), §IIE.
  7. ^ Адамс и Лафлин (1997), §IV.
  8. ^ Перейти обратно: а б Адамс и Лафлин (1997), §VID.
  9. ^ Перейти обратно: а б Фрэнк Левин, Калибровка космоса , Нью-Йорк: Springer, 2006, Глава 7, ISBN   0-387-30778-8 .
  10. ^ Г. Хиншоу и др., Пятилетние наблюдения микроволновой анизотропии Уилкинсона (WMAP): обработка данных, карты неба и основные результаты , Серия дополнений к астрофизическому журналу (2008), arXiv : 0803.0732 , Bibcode : 2008arXiv0803.0732H .
  11. ^ Планк Сотрудничество; и др. (1 сентября 2016 г.). «Результаты Планка 2015. XIII. Космологические параметры» . Астрономия и астрофизика . 594 : А13. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P . дои : 10.1051/0004-6361/201525830 .
  12. ^ Джамал Н. Ислам, Возможная окончательная судьба Вселенной Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества 18 (март 1977 г.), стр. 3–8, Бибкод : 1977QJRAS..18....3I .
  13. ^ Перейти обратно: а б с д Дайсон, Фриман Дж. (1979). «Время без конца: Физика и биология в открытой вселенной». Обзоры современной физики . 51 (3): 447–460. Бибкод : 1979РвМП...51..447Д . дои : 10.1103/RevModPhys.51.447 .
  14. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Фред Адамс и Грег Лафлин, Пять веков Вселенной , Нью-Йорк: Свободная пресса, 1999, ISBN   0-684-85422-8 .
  15. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VA.
  16. ^ Коллаборация Планка (2013). «Результаты Планка 2013. XVI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 571 : А16. arXiv : 1303.5076 . Бибкод : 2014A&A...571A..16P . дои : 10.1051/0004-6361/201321591 . S2CID   118349591 .
  17. ^ Перейти обратно: а б Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред К. (1997). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Бибкод : 1997ApJ...482..420L . дои : 10.1086/304125 .
  18. ^ Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H . дои : 10.1086/375341 . S2CID   59065632 .
  19. ^ ван дер Марель, Г.; и др. (2012). «Вектор скорости M31. III. Будущая эволюция орбиты Млечного Пути M31-M33, слияние и судьба Солнца». Астрофизический журнал . 753 (1): 9. arXiv : 1205,6865 . Бибкод : 2012ApJ...753....9В . дои : 10.1088/0004-637X/753/1/9 . S2CID   53071454 .
  20. ^ Коуэн, Р. (31 мая 2012 г.). «Андромеда на пути к столкновению с Млечным Путем». Природа . дои : 10.1038/nature.2012.10765 . S2CID   124815138 .
  21. ^ «Вселенная может закончиться Большим Разрывом» . ЦЕРН Курьер . 30 апреля 2003 г.
  22. ^ Сигел, Итан. «Спросите Итана: может ли Вселенная быть разорвана на части большим разрывом?» . Форбс .
  23. ^ Крейн, Лия. «У физиков огромная проблема: бозон Хиггса отказывается вести себя плохо» . Новый учёный .
  24. ^ «Бозон Хиггса делает Вселенную стабильной – просто. Совпадение?» . Новый учёный .
  25. ^ «Смерть от бозона Хиггса избавляет космос от угрозы космического мозга» . Новый учёный .
  26. ^ Адамс, ФК; Грейвс, GJM; Лафлин, Г. (декабрь 2004 г.). Гарсиа-Сегура, Г.; Тенорио-Тагле, Г.; Франко Дж.; Йорк (ред.). «Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам. / Первое астрофизическое собрание Национальной астрономической обсерватории. / Встреча, посвященная Питеру Боденхаймеру за его выдающийся вклад в астрофизику: красные карлики и конец главной последовательности». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Серия конференций . 22 : 46–149. Бибкод : 2004RMxAC..22...46A . См. рис. 3.
  27. ^ Адамс и Лафлин (1997), § III – IV.
  28. ^ Перейти обратно: а б Адамс и Лафлин (1997), §IIA и рисунок 1.
  29. ^ Перейти обратно: а б Адамс и Лафлин (1997), §IIIC.
  30. ^ Ричмонд, М. «Будущее Вселенной» . физика 420 . Рочестерский технологический институт . Проверено 19 февраля 2023 г.
  31. ^ Аккреция коричневых карликов: нетрадиционное звездообразование в очень длительных временных масштабах, Чиркович, М.М., Сербский астрономический журнал 171 , (декабрь 2005 г.), стр. 11–17. Бибкод : 2005SerAJ.171...11C
  32. ^ Адамс и Лафлин (1997), §IIIF, Таблица I.
  33. ^ с. 428, Глубокое внимание к NGC 1883, А. Л. Тадросс, Бюллетень Астрономического общества Индии 33 , № 4 (декабрь 2005 г.), стр. 421–431, Бибкод : 2005BASI...33..421T .
  34. ↑ Примечания к чтению. Архивировано 3 марта 2016 года в Wayback Machine , Лилия Л. Р. Уильямс, Астрофизика II: Галактическая и внегалактическая астрономия, Университет Миннесоты . Проверено 20 июля 2008 г.
  35. ^ Дэвид Дж. Дарлинг , Deep Time , Нью-Йорк: Delacorte Press, 1989, ISBN   978-0-38529-757-8 .
  36. ^ Баэз, Джон (7 февраля 2016 г.). «Конец Вселенной» . math.ucr.edu . Проверено 19 февраля 2023 г.
  37. ^ Г. Сеньянович, Распад протона и великое объединение , декабрь 2009 г.
  38. ^ Павел (2007). «Верхняя граница времени жизни протона и минимальная теория Великого объединения, не относящаяся к SUSY». Материалы конференции AIP . 903 : 385–388. arXiv : hep-ph/0606279 . Бибкод : 2007AIPC..903..385P . дои : 10.1063/1.2735205 . S2CID   119379228 .
  39. ^ Натх, Пран; Перес, Павел Филевье (апрель 2007 г.). «Стабильность протона в теориях великого объединения, в струнах и бранах». Отчеты по физике . 441 (5–6): 191–317. arXiv : hep-ph/0601023 . Бибкод : 2007PhR...441..191N . дои : 10.1016/j.physrep.2007.02.010 . S2CID   119542637 .
  40. ^ Адамс и Лафлин (1997), §IV-H.
  41. ^ де Грасс Тайсон, Нил ; Цун-Чу Лю, Чарльз ; Ирион, Роберт (2000). «Решение, упражнение 17» . Одна Вселенная: Дома в Космосе . Вашингтон, округ Колумбия: Джозеф Генри Пресс. ISBN  0-309-06488-0 .
  42. ^ Пейдж, Дон Н.; Макки, М. Рэндалл (1981). «Аннигиляция материи в поздней Вселенной». Физический обзор D . 24 (6): 1458–1469. Бибкод : 1981PhRvD..24.1458P . дои : 10.1103/PhysRevD.24.1458 .
  43. ^ Перейти обратно: а б Андреассен, Андерс; Фрост, Уильям; Шварц, Мэтью Д. (12 марта 2018 г.). «Масштабно-инвариантные инстантоны и полное время жизни стандартной модели». Физический обзор D . 97 (5): 056006. arXiv : 1707.08124 . Бибкод : 2018PhRvD..97e6006A . дои : 10.1103/PhysRevD.97.056006 . S2CID   118843387 .
  44. ^ 'т Хоофт, Т. (1976). «Симметрия, преодолевающая аномалии Белла-Джекива». Письма о физических отзывах . 37 (1): 8. Бибкод : 1976PhRvL..37....8T . дои : 10.1103/physrevlett.37.8 .
  45. ^ Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость выбросов частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Физический обзор D . 13 (2): 198–206. Бибкод : 1976PhRvD..13..198P . дои : 10.1103/PhysRevD.13.198 . . См., в частности, уравнение (27).
  46. ^ Фраучи, С. (1982). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука . 217 (4560): 593–599. Бибкод : 1982Sci...217..593F . дои : 10.1126/science.217.4560.593 . ПМИД   17817517 . S2CID   27717447 . См. страницу 596: таблицу 1 и раздел «Распад черной дыры» и предыдущее предложение на этой странице.

    Поскольку мы предположили максимальный масштаб гравитационной связи – например, сверхскопления галактик – в нашей модели со временем заканчивается образование черных дыр с массами до 10 14 M ☉ ... время, в течение которого черные дыры излучают все свои энергетические диапазоны ... до 10 109 лет для черных дыр до 10 14 M ☉ .

  47. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VD.
  48. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VF3.
  49. ^ Каплан, Мэн (7 августа 2020 г.). «Сверхновая чёрный карлик в далёком будущем» . МНРАС . 497 (1–6): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . Бибкод : 2020MNRAS.497.4357C . дои : 10.1093/mnras/staa2262 . S2CID   221005728 .
  50. ^ «Пять возрастов Вселенной» . Нью-Йорк Таймс .
  51. ^ Дикус, Дуэйн А.; Летоу, Джон Р.; Теплиц, Дорис К.; Теплиц, Вигдор Л. (1983). «Будущее Вселенной» . Научный американец . 248 (3): 90–101. doi : 10.1038/scientificamerican0383-90 . JSTOR   24968855 – через JSTOR.
  52. ^ Колдуэлл, Роберт Р.; Камионковски, Марк; Вайнберг, Невин Н. (2003). «Фантомная энергия и космический конец света». Физ. Преподобный Летт . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Бибкод : 2003PhRvL..91g1301C . doi : 10.1103/PhysRevLett.91.071301 . ПМИД   12935004 . S2CID   119498512 .
  53. ^ Бухмади-Лопес, Мариам; Гонсалес-Диас, Педро Ф.; Мартин-Моруно, Прадо (2008). «Хуже, чем большой разрыв?». Буквы по физике Б. 659 (1–2): 1–5. arXiv : gr-qc/0612135 . Бибкод : 2008PhLB..659....1B . дои : 10.1016/j.physletb.2007.10.079 . S2CID   119487735 .
  54. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VE.
  55. ^ Кэрролл, Шон М.; Чен, Дженнифер (2004). «Спонтанная инфляция и происхождение Стрелы времени». arXiv : hep-th/0410270 .
  56. ^ Тегмарк, Макс (2003). «Параллельные вселенные». Научный американец . 288 (5): 40–51. arXiv : astro-ph/0302131 . Бибкод : 2003SciAm.288e..40T . doi : 10.1038/scientificamerican0503-40 .
  57. ^ Верланг, Т.; Рибейро, ГАП; Риголин, Густаво (2013). «Взаимодействие между квантовыми фазовыми переходами и поведением квантовых корреляций при конечных температурах». Международный журнал современной физики Б. 27 . arXiv : 1205.1046 . Бибкод : 2013IJMPB..2745032W . дои : 10.1142/S021797921345032X . S2CID   119264198 .
  58. ^ Син, Сю-Сан (2007). «Спонтанное уменьшение энтропии и его статистическая формула». arXiv : 0710.4624 [ cond-mat.stat-mech ].
  59. ^ Каплан, Мэн (2020). «Сверхновая чёрный карлик в далёком будущем» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 497 (4): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . Бибкод : 2020MNRAS.497.4357C . дои : 10.1093/mnras/staa2262 . S2CID   221005728 .
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Future_of_an_expanding_universe&oldid=1235144590#Degenerate_Era"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 211b2cc458ab957ee297c03e6d1d4a4b__1721242200
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/21/4b/211b2cc458ab957ee297c03e6d1d4a4b.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Future of an expanding universe - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)