WikiDer > Конечная судьба вселенной

эта статья нужны дополнительные цитаты для проверка. Пожалуйста помоги улучшить эту статью к добавление цитат в надежные источники. Материал, не полученный от источника, может быть оспорен и удален. Найдите источники: «Конечная судьба вселенной» – Новости · газеты · книги · ученый · JSTOR (Июнь 2020 г.) (Узнайте, как и когда удалить этот шаблон сообщения)

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 времена 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 Метрика FLRW · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя 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 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 Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (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 микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

В окончательная судьба вселенной это тема в физическая космология, теоретические ограничения которого допускают возможные сценарии эволюции и окончательной судьбы вселенная быть описанным и оцененным. Основываясь на доступных наблюдательных данных, решение судьбы и эволюции Вселенной стало актуальным космологическим вопросом, выходящим за пределы в основном непроверяемых ограничений мифологических или теологических верований. Несколько возможных вариантов будущего были предсказаны различными научными гипотезами, в том числе о том, что Вселенная могла существовать в течение конечной и бесконечной продолжительности, или для объяснения способа и обстоятельств ее возникновения.

Наблюдения, сделанные Эдвин Хаббл в 1920–1950-х годах обнаружил, что галактики, казалось, удалялись друг от друга, что привело к принятому в настоящее время Теория большого взрыва. Это говорит о том, что Вселенная началась - очень маленькая и очень плотная - около 13,82 миллиарда лет назад, и с тех пор он расширился и (в среднем) стал менее плотным.^[1] Подтверждение Большого взрыва в основном зависит от знания скорости расширения, средней плотности вещества и физических свойств масса – энергия во вселенной.

Существует устойчивый консенсус среди космологи 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 темная материя и темная энергия что содержит вселенная.

Новая научная основа

Теория

Теоретическое научное исследование окончательной судьбы Вселенной стало возможным с Альберт Эйнштейнтеория 1915 г. общая теория относительности. 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 Фридманн предложил несколько решения в 1922 году, как и Жорж Лемэтр в 1927 г.^[4] В некоторых из этих решений Вселенная была расширение с начального необычность что, по сути, было Большим взрывом.

Наблюдение

В 1929 г. Эдвин Хаббл опубликовал свое заключение, основанное на наблюдениях Цефеида переменная звезды в далеких галактиках, что Вселенная расширяется. С тех пор начало Вселенной и ее возможного конец были предметом серьезных научных исследований.

Теории большого взрыва и устойчивого состояния

В 1927 г. Жорж Лемэтр изложил теорию происхождения Вселенной, получившую название теории Большого взрыва.^[4] В 1948 г. Фред Хойл изложил свою оппозицию Теория устойчивого состояния в котором Вселенная постоянно расширялась, но оставалась статистически неизменной, поскольку постоянно создавалась новая материя. Эти две теории были активными соперниками до открытия 1965 г. Арно Пензиас и Роберт Уилсон, из космический микроволновый фон 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

Эйнштейн и его современники верили в статическая вселенная. Когда Эйнштейн обнаружил, что его общая теория относительности уравнения могут быть легко решены таким образом, чтобы позволить Вселенной расширяться в настоящее время и сжиматься в далеком будущем, он добавил к этим уравнениям то, что он назвал космологическая постоянная - 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

Важным параметром в судьбе теории Вселенной является параметр плотности, омега (${ displaystyle Omega}$), определяемая как средняя плотность материи Вселенной, деленная на критическое значение этой плотности. Это выбирает один из трех возможных геометрии в зависимости от того, ${ displaystyle Omega}$ равно, меньше или больше ${ displaystyle 1}$. Их называют, соответственно, плоской, открытой и закрытой вселенными. Эти три прилагательных относятся к общему геометрия вселенной, а не к локальному искривлению пространство-время вызванные более мелкими сгустками массы (например, галактики и звезды). Если первичным содержимым вселенной является инертная материя, как в модели пыли популярная на протяжении большей части 20 века, каждой геометрии соответствует определенная судьба. Следовательно, космологи стремились определить судьбу Вселенной путем измерения ${ displaystyle Omega}$, или, что то же самое, скорость замедления расширения.

Отталкивающая сила

Начиная с 1998 г., наблюдения за сверхновые в далеком галактики были интерпретированы как последовательные^[6] со вселенной, чья расширение ускоряется. Последующее космологическое теоретизирование было разработано таким образом, чтобы учесть это возможное ускорение, почти всегда с помощью темная энергия, 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

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

Нынешнее научное мнение большинства космологов состоит в том, что окончательная судьба Вселенной зависит от ее общей формы, насколько темная энергия он содержит и на уравнение состояния который определяет, как плотность темной энергии реагирует на расширение Вселенной.^[3] Недавние наблюдения заключаются в следующем: 7,5 миллиардов лет после Большого взрыва скорость расширения Вселенной, вероятно, возрастает, что соответствует теории Открытой Вселенной.^[7] Однако другие недавние измерения СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson предполагают, что Вселенная либо плоская, либо очень близка к плоской.^[2]

Закрытая вселенная

Если ${ displaystyle Omega> 1}$, 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, эллиптический.

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 "Большой хруст", противоположность Большого взрыва. Некоторые новые современные теории предполагают, что Вселенная может обладать значительным количеством темной энергии, сила отталкивания которой может быть достаточной, чтобы заставить расширение Вселенной продолжаться вечно, даже если ${ displaystyle Omega> 1}$.^[8]

Открытая вселенная

Если ${ displaystyle Omega <1}$, геометрия пространства открыто, т.е. отрицательно изогнутая, как поверхность седла. Сумма углов треугольника составляет менее 180 градусов, а линии, которые не пересекаются, никогда не будут равноудаленными; они имеют точку наименьшего расстояния и в противном случае расходятся. Геометрия такой вселенной гиперболический.

Даже без темной энергии Вселенная с отрицательной кривизной расширяется вечно, при этом гравитация незначительно замедляет скорость расширения. Благодаря темной энергии расширение не только продолжается, но и ускоряется. Конечная судьба открытой вселенной либо универсальна. тепловая смерть, а "Большая заморозка"(не путать с тепловая смерть, несмотря на кажущуюся схожую интерпретацию имени ⁠— ⁠см. § Теории о конце вселенной ниже), или "Большой разрыв", где ускорение, вызванное темной энергией, в конечном итоге становится настолько сильным, что полностью подавляет эффекты гравитационный, электромагнитный и сильный связывающие силы.

И наоборот, a отрицательный космологическая постоянная, что соответствовало бы отрицательной плотности энергии и положительному давлению, заставило бы даже открытую Вселенную повторно схлопнуться до большого сжатия. Этот вариант исключен наблюдениями.^{[нужна цитата]}

Плоская вселенная

Если средняя плотность Вселенной точно равна критической плотности, так что ${ displaystyle Omega = 1}$, то геометрия Вселенной плоская: как в Евклидова геометрия, сумма углов треугольника равна 180 градусам, а параллельные прямые сохраняют одинаковое расстояние. Измерения от СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson подтвердили, что Вселенная плоская с погрешностью 0,4%.^[2]

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

Теории о конце вселенной

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

В Большая заморозка (или Big Chill) - сценарий, при котором продолжающееся расширение приводит к появлению вселенной, которая асимптотически подходы полный ноль температура.^[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 сценарии звезды ожидается нормальное формирование за 10¹² до 10¹⁴ (1–100 триллионов) лет, но в конечном итоге поставки газа необходимы для звездообразование будут 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 над вселенной, которые сами со временем исчезнут, когда будут излучать Радиация Хокинга.^[13] Через бесконечное время произойдет спонтанный энтропия уменьшение на Теорема Пуанкаре о возвращении, тепловые колебания,^[14][15] и теорема о флуктуациях.^[16][17]

Связанный сценарий тепловая смерть, который утверждает, что Вселенная переходит в состояние максимального энтропия в котором все распределено равномерно и нет градиенты—Которые необходимы для поддержания обработка информации, одна из форм которого жизнь. Сценарий тепловой смерти совместим с любой из трех пространственных моделей, но требует, чтобы Вселенная достигла конечного температурного минимума.^[18]

Большой разрыв

Электрический ток 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, радиация и не только. Когда плотность энергии, масштабный коэффициент и скорость расширения становятся бесконечными, Вселенная превращается в сингулярность.

В частном случае фантомная темная энергия, который предполагает отрицательную кинетическую энергию, которая приведет к более высокой скорости ускорения, чем предсказывают другие космологические константы, может произойти более внезапный большой разрыв.

Большой хруст

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

В Большой хруст Гипотеза - 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 безразмерный необычность вернемся к тому, 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, который также известен как колеблющаяся 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 в том, что она не согласуется с второй закон термодинамики, поскольку энтропия будет нарастать от колебания к колебаниям и в конечном итоге вызовет тепловая смерть Вселенной. Текущие данные также указывают на то, что Вселенная не закрыто. Это заставило космологов отказаться от модели осциллирующей Вселенной. В чем-то похожую идею поддерживает циклическая модель, но эта идея уклоняется тепловая смерть из-за расширения браны это разбавляет энтропию, накопленную в предыдущем цикле.^{[нужна цитата]}

Большой отскок

В Большой отскок теоретическая научная модель, относящаяся к началу известной вселенной. Это происходит из осциллирующей Вселенной или циклической повторяющейся интерпретации 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, по-видимому, противоречит другим более широко принятым теориям, особенно квантовой механике и ее теории. принцип неопределенности.^{[нужна 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 достижения универсальной сингулярности или после того, как квантовая сила отталкивания вызовет повторное расширение.

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

Большой хлеб

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 (a ложный вакуум), это могло бы туннель в более низкое энергетическое состояние.^[19] Это называется распад вакуума. Это может фундаментально изменить нашу Вселенную; в более смелых сценариях даже различные физические константы могут иметь разные значения, что серьезно влияет на основы иметь значение, энергия, и пространство-время. Также возможно, что все постройки будут уничтожены мгновенно, без предупреждения.^[20]

Космическая неопределенность

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 темная энергия. Если теория инфляция правда, 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

Выбор между этими соперничающими сценариями осуществляется путем «взвешивания» Вселенной, например, путем измерения относительного вклада иметь значение, радиация, темная материя, и темная энергия к критическая плотность. Более конкретно, конкурирующие сценарии оцениваются по данным о кластеризация галактик и далекий сверхновые, а на анизотропии в космический микроволновый фон.

Смотрите также

Рекомендации

дальнейшее чтение

• Адамс, Фред; Грегори Лафлин (2000). Пять возрастов Вселенной: изнутри 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 года). 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.

внешняя ссылка

• Баэз, Дж., 2004 г. "Конец Вселенной".
• Caldwell, R. R .; Камионский, М .; Вайнберг, Н. Н. (2003). «Фантомная энергия и космический конец света». Письма с физическими проверками. 91 (7): 071301. arXiv:Astro-ph / 0302506. Bibcode:2003ПхРвЛ..91г1301С. Дои:10.1103 / Physrevlett.91.071301. PMID 12935004.
• Хьялмарсдоттер, Линнеа, 2005 г. "Космологические параметры."
• Джордж Мюссер (2010). "Может ли время закончиться?". Scientific American. 303 (3): 84–91. Bibcode:2010SciAm.303c..84M. Дои: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, а BBC Radio 4 серии.
• Космология в Калтехе.