Big Rip - Big Rip

V kosmologii je Big Rip je hypotetická kosmologický model, pokud jde o konečný osud vesmíru , ve kterém hmota z vesmíru , z hvězd a galaxií až atomů a subatomární částice, a to i časoprostoru sám, postupně roztrhán na expanzi vesmíru v určitém čase v budoucnosti, dokud nebudou vzdálenosti mezi částicemi nekonečné. Podle standardního modelu kosmologie se faktor měřítka vesmíru zrychluje a v budoucí éře kosmologické konstantní dominance bude exponenciálně růst. Tato expanze je však podobná pro každý časový okamžik (odtud exponenciální zákon - expanze lokálního objemu je stejný počet opakování za stejný časový interval) a je charakterizována neměnnou, malou Hubbleovou konstantou , účinně ignorovanou jakékoli vázané materiálové struktury. Naproti tomu ve scénáři Big Rip se Hubbleova konstanta v konečném čase zvyšuje do nekonečna.

Možnost náhlé ripové singularity se vyskytuje pouze u hypotetické hmoty ( fantomové energie ) s nepravděpodobnými fyzikálními vlastnostmi.

Přehled

Pravda o hypotéze závisí na typu temné energie přítomné v našem vesmíru . Typ, který by dokázal tuto hypotézu, je neustále rostoucí forma temné energie, známá jako fantomová energie . Pokud se temná energie ve vesmíru neomezeně zvyšuje, mohla by překonat všechny síly, které drží vesmír pohromadě. Klíčovou hodnotou je stavová rovnice parametru w , poměr mezi tlakem temné energie a její energetickou hustotou . Pokud −1 <  w  <0, expanze vesmíru má tendenci se zrychlovat, ale temná energie má tendenci se v průběhu času rozptýlit a k velkému ripu nedojde. Fantomová energie má w  <−1, což znamená, že její hustota roste s tím, jak se vesmír rozpíná.

Vesmír, kterému dominuje fantomová energie, je zrychlujícím vesmírem , který se rozpíná stále rychleji. To však znamená, že velikost pozorovatelného vesmíru a horizont částic se neustále zmenšuje - vzdálenost, na kterou se objekty vzdalují rychlostí světla od pozorovatele, se stále více přibližuje a vzdálenost, na kterou se mohou interakce šířit, je stále kratší . Když se velikost částicového horizontu zmenší než jakákoli konkrétní struktura, mezi nejvzdálenějšími částmi struktury nemůže dojít k žádné interakci žádnou ze základních sil a struktura se „roztrhne“. Samotný postup času se zastaví. Z modelu vyplývá, že po určité době dojde k konečné singularitě, nazývané „Big Rip“, ve které pozorovatelný vesmír nakonec dosáhne nulové velikosti a všechny vzdálenosti se rozcházejí do nekonečných hodnot.

Autoři této hypotézy, vedeni Robertem R. Caldwellem z Dartmouth College , vypočítávají čas od současnosti do Big Rip, který má být

kde w je definováno výše, H 0 je Hubbleova konstanta a Ω m je současná hodnota hustoty veškeré hmoty ve vesmíru.

Pozorování rychlostí kup galaxií pomocí rentgenové observatoře Chandra však naznačují, že hodnota w je přibližně −0,991, což znamená, že k velkému roztržení nedojde.

Příklad autorů

Autoři ve svém příspěvku uvažují o hypotetickém příkladu s w  = −1,5, H 0  = 70 km/s/Mpc a Ω m  = 0,3, v takovém případě by k Velkému ripu došlo přibližně 22 miliard let od současnosti. V tomto scénáři by se galaxie nejprve od sebe oddělily asi 200 milionů let před Velkým ripem. Asi 60 milionů let před Velkým ripem se galaxie začaly rozpadat, protože gravitace byla příliš slabá na to, aby je udržela pohromadě. Planetární systémy, jako je sluneční soustava, by se gravitačně uvolnily asi tři měsíce před Velkým ripem a planety by odletěly do rychle expandujícího vesmíru. V posledních minutách byly hvězdy a planety roztrženy a nyní rozptýlené atomy byly zničeny asi 10–19 sekund před koncem. V době, kdy dojde k Velkému Ripu, by byl dokonce i samotný časoprostor roztržen a faktor měřítka by byl nekonečný.

Pozorovaný vesmír

Důkazy naznačují, že w je v našem vesmíru velmi blízko -1, což z w činí dominantní člen v rovnici. Čím blíže je w k −1, tím blíže je jmenovatel k nule a čím dále je Big Rip v budoucnosti. Pokud by se w přesně rovnalo -1, Big Rip by nemohl nastat, bez ohledu na hodnoty H 0 nebo Ω m .

Podle nejnovějších dostupných kosmologických dat jsou nejistoty stále příliš velké na to, aby bylo možné rozlišit tři případy w  <−1, w  = −1 a w  > −1.

Viz také

  • Big Bounce  - Hypotetický kosmologický model pro vznik známého vesmíru
  • Big Crunch  - teoretický scénář konečného osudu vesmíru
  • Big Chill  - scénář budoucnosti za předpokladu, že expanze vesmíru může pokračovat navždy, nebo dosáhne bodu, ve kterém se začne smršťovat.
  • Entropie (šipka času)
  • Falešný vakuový rozpad  - Hypotetické vakuum, méně stabilní než skutečné vakuum
  • Tepelná smrt vesmíru  - Možný „osud“ vesmíru.
  • Poslední kontakt “ - Krátký příběh, který popisuje, jak by Big Rip vypadal z každodenní perspektivy

Reference

externí odkazy