Окончательная судьба вселенной

«Конец вселенной» перенаправляется сюда. Чтобы узнать о физическом местонахождении, см. «Форма Вселенной» . Чтобы узнать об эпизоде ​​сериала, см. Конец Вселенной (эпизод LEXX) . О религиозных концепциях см. Эсхатология .

Конечная судьба Вселенной — это тема физической космологии возможные сценарии эволюции и конечную судьбу Вселенной . , теоретические ограничения которой позволяют описывать и оценивать На основе имеющихся данных наблюдений решение судьбы и эволюции Вселенной стало актуальным космологическим вопросом, выходящим за пределы по большей части непроверяемых ограничений мифологических и теологических верований . Несколько возможных вариантов будущего были предсказаны с помощью различных научных гипотез, в том числе о том, что Вселенная могла существовать в течение конечного и бесконечного периода времени , или с целью объяснения способа и обстоятельств ее возникновения.

Наблюдения, сделанные Эдвином Хабблом в 1930–1950-х годах, показали, что галактики, по-видимому, удаляются друг от друга, что привело к принятой в настоящее время теории Большого взрыва . Это говорит о том, что Вселенная возникла очень плотной около 13,787 миллиардов лет назад , и с тех пор она расширялась и (в среднем) становилась менее плотной . Подтверждение Большого взрыва во многом зависит от знания скорости расширения, средней плотности материи и физических свойств массы -энергии во Вселенной.

существует твердое согласие Среди космологов в том, что форма Вселенной считается «плоской» ( параллельные линии остаются параллельными) и будет продолжать расширяться вечно.

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

Новая научная основа

Смотрите также: Хронология космологических теорий и Хронология Вселенной.

Теория

Теоретическое научное исследование окончательной судьбы Вселенной стало возможным благодаря Альберта Эйнштейна 1915 года общей теории относительности . Общая теория относительности может быть использована для описания Вселенной в максимально возможном масштабе. Существует 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 Леметр в 1927 году. В некоторых из этих решений Вселенная расширялась из первоначальной сингулярности, которой, по сути, был Большой взрыв.

Наблюдение

В 1929 году Эдвин Хаббл опубликовал свой вывод, основанный на наблюдениях за переменными звездами-цефеидами 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

В 1927 году Жорж Леметр изложил теорию происхождения Вселенной, которую с тех пор стали называть теорией Большого взрыва. В 1948 году Фред Хойл изложил свою противоположную теорию устойчивого состояния , в которой Вселенная постоянно расширялась, но оставалась статистически неизменной по мере постоянного создания новой материи. Эти две теории были активными соперниками до открытия в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Уилсоном космического микроволнового фонового излучения, факта, который является прямым предсказанием теории Большого взрыва и который не могла объяснить первоначальная теория устойчивого состояния. . В результате теория Большого взрыва быстро стала наиболее широко распространенной точкой зрения на происхождение Вселенной.

Космологическая постоянная

Эйнштейн и его современники верили в статическую Вселенную . 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, на которую не влияет никакое расширение или сжатие ⁠ — ⁠ роль которого 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 выводе о том, что Вселенная расширяется, Эйнштейн напишет, что его космологическая постоянная была «величайшей ошибкой в ​​моей жизни».

Параметр плотности

Важным параметром в судьбе теории Вселенной является параметр плотности омега ( $\Omega$), определяемый как средняя плотность материи Вселенной, деленная на критическое значение этой плотности. При этом выбирается одна из трех возможных геометрий в зависимости от того, $\Omega$ равно, меньше или больше $1$. 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 основным содержимым Вселенной является инертная материя, как в моделях пыли, популярных на протяжении большей части 20-го века, каждой геометрии соответствует определенная судьба. Поэтому космологи стремились определить судьбу Вселенной, измеряя $\Omega$или, что то же самое, скорость замедления расширения.

Отталкивающая сила

Начиная с 1998 года наблюдения сверхновых в далеких галактиках интерпретировались как последовательные. 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 константой. В общем, темная энергия — это общий термин для любого гипотетического поля с отрицательным давлением, обычно с плотностью, которая меняется по мере расширения Вселенной. Некоторые космологи изучают, может ли темная энергия, которая меняется во времени (поскольку ее часть была вызвана скалярным полем в ранней Вселенной), решить кризис в космологии . Ожидается, что предстоящие исследования галактик с помощью космических телескопов «Евклид» , «Нэнси Грейс Роман» и «Джеймс Уэбб» (а также данные наземных телескопов следующего поколения ) будут способствовать дальнейшему развитию нашего понимания темной энергии (в частности, того, лучше ли ее понимать как постоянную энергию, присущую пространство, как изменяющееся во времени квантовое поле или как нечто совершенно другое).

Роль формы Вселенной

См. Также: Форма Вселенной.

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

Текущий научный консенсус большинства космологов заключается в том, что окончательная судьба Вселенной зависит от ее общей формы, количества темной энергии, которую она содержит, и от уравнения состояния , которое определяет, как плотность темной энергии реагирует на расширение Вселенной. Недавние наблюдения пришли к выводу, что спустя 7,5 миллиардов лет после Большого взрыва скорость расширения Вселенной, вероятно, увеличивалась, соизмеримо с теорией Открытой Вселенной. Однако измерения, проведенные микроволновым зондом анизотропии Уилкинсона, позволяют предположить, что Вселенная либо плоская, либо очень близка к плоской.

Закрытая вселенная

Если $\Omega >1$, геометрия пространства замкнута, как поверхность сферы. Сумма углов треугольника превышает 180 градусов и параллельных прямых нет; все линии в конечном итоге встречаются. Геометрия Вселенной, по крайней мере в очень больших масштабах, эллиптическая .

В закрытой Вселенной гравитация в конечном итоге останавливает расширение Вселенной, после чего она начинает сжиматься, пока вся материя во Вселенной не схлопнется в точку, конечную сингулярность, названную « Большим сжатием », противоположностью Большого взрыва . Однако если Вселенная содержит темную энергию, то результирующей силы отталкивания может быть достаточно, чтобы расширение Вселенной продолжалось вечно, даже если $\Omega >1$. Так обстоит дело в принятой в настоящее время модели Lambda-CDM, где, как показывают наблюдения, темная энергия составляет примерно 68% от общего содержания энергии во Вселенной. Согласно модели Lambda-CDM, Вселенная должна иметь среднюю плотность материи примерно в семнадцать раз большую, чем ее измеренное сегодня значение, чтобы можно было преодолеть эффекты темной энергии и в конечном итоге Вселенная рухнула. И это несмотря на то, что, согласно модели Lambda-CDM, любое увеличение плотности материи приведет к $\Omega >1$.

Открытая вселенная

Если $\Omega <1$, геометрия пространства открыта , т. е. отрицательно искривлена, как поверхность седла. Сумма углов треугольника составляет менее 180 градусов, а непересекающиеся линии никогда не являются равноотстоящими; у них есть точка наименьшего расстояния, и в противном случае они разрастаются. Геометрия такой вселенной является гиперболической .

Даже без темной энергии отрицательно искривленная Вселенная будет расширяться вечно, при этом гравитация незначительно замедляет скорость расширения. Благодаря темной энергии расширение не только продолжается, но и ускоряется. Конечная судьба открытой вселенной с темной энергией — либо всеобщая тепловая смерть , либо « Большой разрыв ». где ускорение, вызванное темной энергией, в конечном итоге становится настолько сильным, что полностью подавляет действие 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 сжаться с большим сжатием.

Плоская вселенная

Если средняя плотность Вселенной в точности равна критической плотности, так что $\Omega =1$, то геометрия Вселенной плоская: как и в евклидовой геометрии , сумма углов треугольника равна 180 градусам и параллельные линии непрерывно сохраняют одно и то же расстояние. Измерения с помощью микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона подтвердили, что Вселенная плоская с погрешностью 0,4%.

В отсутствие темной энергии плоская Вселенная расширяется вечно, но с постоянно замедляющейся скоростью, причем расширение асимптотически приближается к нулю. При использовании темной энергии скорость расширения Вселенной сначала замедляется из-за воздействия гравитации, но со временем увеличивается, и конечная судьба Вселенной становится такой же, как и у открытой Вселенной.

Теории о конце Вселенной

Судьба Вселенной может определяться ее плотностью. Преобладание данных на сегодняшний день, основанных на измерениях скорости расширения и плотности массы, свидетельствует в пользу Вселенной, которая будет продолжать расширяться бесконечно, что приведет к сценарию «Большого замораживания», представленному ниже. Однако наблюдения не являются окончательными, и альтернативные модели все еще возможны.

Большая заморозка или тепловая смерть

Основные статьи: Будущее расширяющейся Вселенной и Тепловая смерть Вселенной

Тепловая смерть Вселенной, также известная как «Большое замораживание» (или «Большое похолодание»), представляет собой сценарий, при котором продолжающееся расширение приводит к созданию Вселенной, температура которой асимптотически приближается к абсолютному нулю . Согласно этому сценарию, Вселенная в конечном итоге достигает состояния максимальной энтропии , в котором все распределено равномерно и отсутствуют градиенты энергии , необходимые для поддержания обработки информации, одной из форм которой является жизнь . Этот сценарий получил признание как наиболее вероятная судьба.

В этом сценарии ожидается, что звезды будут формироваться нормально в течение 10 ¹² до 10 ¹⁴ (1–100 триллионов) лет, но со временем запасы газа, необходимого для звездообразования, будут исчерпаны. Поскольку у существующих звезд закончится топливо и они перестанут светить, Вселенная будет медленно и неумолимо темнеть. В конце концов во Вселенной будут доминировать черные дыры , которые сами со временем исчезнут, поскольку испускают излучение Хокинга . В течение бесконечного времени может произойти спонтанное энтропии уменьшение в соответствии с теоремой о возврате Пуанкаре , тепловыми флуктуациями , и флуктуационная теорема .

Сценарий тепловой смерти совместим с любой из трех пространственных моделей, но он требует, чтобы Вселенная достигла возможного температурного минимума. Без темной энергии это могло бы произойти только в плоской или гиперболической геометрии. При положительной космологической постоянной это могло произойти и в закрытой Вселенной.

Большой разрыв

Основная статья: Большой разрыв

Текущая постоянная Хаббла определяет скорость ускорения Вселенной, недостаточно большую, чтобы разрушить локальные структуры, такие как галактики, которые удерживаются вместе гравитацией, но достаточно большую, чтобы увеличить пространство между ними. Постоянное увеличение постоянной Хаббла до бесконечности привело бы к тому, что все материальные объекты во Вселенной, начиная с галактик и, в конечном итоге (за конечное время) всех форм, какими бы маленькими они ни были, распались на несвязанные элементарные частицы , излучение и так далее. Поскольку плотность энергии, масштабный коэффициент и скорость расширения становятся бесконечными, Вселенная превращается в сингулярность.

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

Большой кризис

Основная статья: Большой кризис

Большой кризис. Вертикальную ось можно рассматривать как расширение или сжатие со временем.

Гипотеза Большого сжатия представляет собой симметричный взгляд на окончательную судьбу Вселенной. Подобно тому, как теоретический Большой взрыв начался как космологическое расширение, эта теория предполагает, что средней плотности Вселенной будет достаточно, чтобы остановить ее расширение, и Вселенная начнет сжиматься. Результат неизвестен; простая оценка привела бы к коллапсу всей материи и пространства-времени во Вселенной в безразмерную сингулярность, возвращающуюся к тому состоянию, в котором Вселенная началась с Большого взрыва, но в этих масштабах необходимо учитывать неизвестные квантовые эффекты (см. Квантовая гравитация ). Последние данные свидетельствуют о том, что этот сценарий маловероятен, но его нельзя исключать, поскольку измерения доступны только в течение относительно короткого периода времени и могут измениться в будущем.

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 могла бы состоять из бесконечной последовательности конечных вселенных, каждая из которых заканчивалась бы Большим Сжатием, которое также является Большим Взрывом следующей Вселенной. Проблема циклической Вселенной заключается в том, что она не согласуется со вторым законом термодинамики , поскольку энтропия будет нарастать 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 колеблющейся Вселенной. Похожая идея содержится в циклической модели , но эта идея избегает тепловой смерти из-за расширения бран , которое разбавляет энтропию, накопленную в предыдущем цикле.

Большой отскок

Основная статья: Большой отскок

« Большой отскок» — это теоретическая научная модель, связанная с началом известной Вселенной. Оно происходит от интерпретации Большого Взрыва, основанной на колебательной вселенной или циклическом повторении, когда первое космологическое событие было результатом коллапса предыдущей Вселенной.

Согласно одной из версий космологической теории Большого взрыва, вначале Вселенная была бесконечно плотной. Такое описание, кажется, противоречит другим, более широко принятым теориям, особенно квантовой механике и ее принципу неопределенности . Таким образом, квантовая механика дала начало альтернативной версии теории Большого взрыва, в частности, что Вселенная возникла по туннелю и имела конечную плотность, соответствующую квантовой механике, прежде чем развиваться в соответствии с классической физикой. Кроме того, если Вселенная закрыта, эта теория предсказывает, что как только эта Вселенная схлопнется, она породит другую вселенную в результате события, подобного 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.

Космическая неопределенность

Каждая описанная до сих пор возможность основана на очень простой форме уравнения состояния темной энергии. Однако, как следует из названия, о физике темной энергии сейчас известно очень мало . Если теория инфляции верна, то в первые моменты Большого взрыва Вселенная пережила период, когда доминировала другая форма темной энергии, но инфляция закончилась, что указывает на уравнение состояния, гораздо более сложное, чем те, которые предполагались до сих пор. -дневная темная энергия. Вполне возможно, что уравнение состояния темной энергии может снова измениться, что приведет к событию, последствия которого чрезвычайно трудно предсказать или параметризовать. Поскольку природа темной энергии и темной материи остается загадочной и даже гипотетической, возможности, связанные с их будущей ролью во Вселенной, в настоящее время неизвестны.

Другие возможные судьбы Вселенной

Есть также некоторые возможные события, такие как Большой Хлеб, которые нанесут серьезный вред Вселенной, хотя в результате Вселенная в целом не будет полностью уничтожена.

Большой хлеб

Основная статья: Ложный распад вакуума

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

Чтобы лучше понять теорию ложного коллапса вакуума, нужно сначала понять поле Хиггса , которое пронизывает Вселенную. Подобно электромагнитному полю , его сила варьируется в зависимости от его потенциала. Истинный вакуум существует до тех пор, пока Вселенная существует в состоянии с самой низкой энергией, и в этом случае теория ложного вакуума не имеет значения. Однако, если вакуум не находится в состоянии с самой низкой энергией ( ложный вакуум ), он может туннелировать в состояние с более низкой энергией. Это называется вакуумным распадом . Это потенциально может фундаментально изменить Вселенную: в некоторых сценариях даже различные физические константы могут иметь разные значения, серьезно влияя на основы материи , энергии и пространства-времени . Также возможно, что все сооружения будут уничтожены мгновенно, без какого-либо предупреждения.

Однако только часть Вселенной будет уничтожена Большим Хлебом, в то время как большая часть Вселенной останется незатронутой, поскольку галактики, расположенные на расстоянии более 4200 мегапарсеков (13 миллиардов световых лет ) друг от друга, удаляются друг от друга быстрее, чем скорость света , в то время как сам Большой Хлеб не может расширяться быстрее скорости света.

Наблюдательные ограничения на теории

Выбор среди этих конкурирующих сценариев 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 скоплениях галактик и далеких сверхновых , а также об анизотропии космического микроволнового фона .

См. также

• Алан Гут
• Андрей Линде
• Антропный принцип
• Стрела времени
• Космологический горизонт
• Циклическая модель
• Фриман Дайсон
• Общая теория относительности
• Джон Д. Барроу
• шкала Кардашева
• Мультивселенная
• Форма Вселенной
• Хронология далекого будущего
• Вселенная с нулевой энергией

Дальнейшее чтение

• Адамс, Фред; Грегори Лафлин (2000). Пять возрастов Вселенной: внутри физики вечности . Саймон и Шустер Австралия. ISBN  978-0-684-86576-8 .
• Чессон, Эрик (2001). Космическая эволюция: рост сложности природы . Издательство Гарвардского университета. ISBN  978-0-674-00342-2 .
• Дайсон, Фриман (2004). Бесконечность во всех направлениях (лекции Гиффорда 1985 г.) . Многолетник Харпер. 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: (астрофизически говоря) . Скрибнер. ISBN  978-1982103545 .
• Пенроуз, Роджер (2004). Дорога к реальности . Альфред А. Кнопф. ISBN  978-0-679-45443-4 .
• Пригожин, Илья (2003). Будущее дано? . Мировое научное издательство. ISBN  978-981-238-508-6 .
• Смолин, Ли (2001). Три дороги к квантовой гравитации: новое понимание пространства, времени и Вселенной . Феникс. ISBN  978-0-7538-1261-7 .
• Моррис, Ричард (1982). Судьба Вселенной . Нью-Йорк: Playboy Press. ISBN  0-87223-748-6 . ОСЛК   7924027 .
• Ислам, Джамал Н. (1983). Конечная судьба Вселенной . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  0-521-24814-0 . OCLC   8728162 .

Внешние ссылки

• Баэз Дж., 2004, « Конец Вселенной ».
• Колдуэлл, Р.Р.; Камионски, М.; Вайнберг, Н.Н. (2003). «Фантомная энергия и космический Судный день». Письма о физических отзывах . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Бибкод : 2003PhRvL..91g1301C . doi : 10.1103/physrevlett.91.071301 . ПМИД   12935004 . S2CID   119498512 .
• Ялмарсдоттер, Линнея, 2005, « Космологические параметры » .
• Джордж Мюссер (2010). «Может ли время закончиться?» . Научный американец . 303 (3): 84–91. Бибкод : 2010SciAm.303c..84M . doi : 10.1038/scientificamerican0910-84 (неактивен 13 апреля 2024 г.). ПМИД   20812485 . {{cite journal}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на апрель 2024 г. ( ссылка )
• Ваас, Рюдигер; Стейнхардт, Пол Дж.; Турок, Нил (2007). «Темная энергия и окончательное будущее жизни». arXiv : физика/0703183 .
• Краткая история конца всего , серия BBC Radio 4 .
• Космология в Калифорнийском технологическом институте .
• Джамал Назрул Ислам (1983): Окончательная судьба Вселенной . Издательство Кембриджского университета , Кембридж, Англия. ISBN   978-0-521-11312-0 . (Цифровая печатная версия опубликована в 2009 г.).