Konečný osud vesmíru - Ultimate fate of the universe

Konečný osud vesmíru je téma v kosmologii , jehož teoretická omezení umožňují možné scénáře vývoje a konečného osudu vesmíru , které budou popsány a vyhodnoceny. Na základě dostupných pozorovacích důkazů se rozhodování o osudu a vývoji vesmíru stalo platnou kosmologickou otázkou, která se vymyká většinou nevyzkoušitelným omezením mytologických nebo teologických přesvědčení. Různé vědecké hypotézy předpovídaly několik možných budoucností, včetně toho, že vesmír mohl existovat po určitou a nekonečnou dobu nebo směrem k vysvětlení způsobu a okolností jeho počátku.

Pozorování provedená Edwinem Hubblem během 20. až 50. let zjistila, že se zdá, že se galaxie od sebe vzdalují, což vede k aktuálně přijímané teorii velkého třesku . To naznačuje, že vesmír začal - velmi malý a velmi hustý - asi před 13,82 miliardami let a od té doby se rozšiřoval a (v průměru) se stal méně hustým. Potvrzení Velkého třesku většinou závisí na znalosti rychlosti rozpínání, průměrné hustoty hmoty a fyzikálních vlastností hmoty – energie ve vesmíru.

Mezi kosmology existuje silná shoda , že tvar vesmíru je považován za „plochý“ (rovnoběžné čáry zůstávají rovnoběžné) a bude se navždy rozšiřovat.

Faktory, které je třeba vzít v úvahu při určování původu vesmíru a konečného osudu, zahrnují průměrné pohyby galaxií, tvar a strukturu vesmíru a množství temné hmoty a temné energie, které vesmír obsahuje.

Rozvíjející se vědecký základ

Teorie

Teoretické vědecké zkoumání konečného osudu vesmíru bylo možné s teorií obecné relativity Alberta Einsteina z roku 1915 . Obecnou relativitu lze použít k popisu vesmíru v co největším měřítku. Existuje několik možných řešení rovnic obecné relativity a každé řešení implikuje možný konečný osud vesmíru.

Alexander Friedmann navrhl v roce 1922 několik řešení , stejně jako Georges Lemaître v roce 1927. V některých z těchto řešení se vesmír rozpíná od počáteční singularity, která byla v podstatě velkým třeskem.

Pozorování

V roce 1929 Edwin Hubble zveřejnil na základě pozorování proměnných hvězd Cepheid ve vzdálených galaxiích svůj závěr , že se vesmír rozpíná. Od té doby byl počátek vesmíru a jeho možný konec předmětem vážného vědeckého zkoumání.

Teorie velkého třesku a ustáleného stavu

V roce 1927 Georges Lemaître stanovil teorii, která se od té doby začala nazývat teorií vzniku velkého třesku. V roce 1948 Fred Hoyle představil svou protichůdnou teorii ustáleného stavu, ve které se vesmír neustále rozšiřoval, ale zůstal statisticky nezměněn, protože neustále vzniká nová hmota. Tyto dvě teorie byly aktivní kandidáty až do roku 1965 objevu, podle Arno Penzias a Robert Wilson , z vesmírného mikrovlnného pozadí záření, což je skutečnost, která je jednoduchá předpověď teorie velkého třesku, a jeden, že původní teorie ustáleného stavu nemohl odpovídat za . V důsledku toho se teorie velkého třesku rychle stala nejrozšířenějším pohledem na původ vesmíru.

Kosmologická konstanta

Einstein a jeho současníci věřili ve statický vesmír . Když Einstein zjistil, že jeho obecné rovnice relativity lze snadno vyřešit takovým způsobem, který umožní, aby se vesmír v současnosti rozpínal a smršťoval v daleké budoucnosti, přidal k těmto rovnicím to, co nazýval kosmologickou konstantou - v podstatě konstantní hustota energie, neovlivněná žádnou expanzí nebo kontrakcí ⁠— ⁠která role měla kompenzovat účinek gravitace na vesmír jako celek takovým způsobem, že vesmír zůstane statický. Poté, co HST oznámil svůj závěr, že se vesmír rozpíná, Einstein napsal, že jeho kosmologická konstanta byla „největší chybou mého života“.

Parametr hustoty

Důležitým parametrem v teorii osudu vesmíru je parametr hustoty , omega ( ), definovaný jako průměrná hustota hmoty ve vesmíru děleno kritickou hodnotou této hustoty. Tím se vybere jedna ze tří možných geometrií podle toho, zda je rovná, menší než nebo větší než . Říká se jim plochý, otevřený a uzavřený vesmír. Tato tři přídavná jména se vztahují k celkové geometrii vesmíru , a nikoli k lokálnímu zakřivení časoprostoru způsobenému menšími shluky hmoty (například galaxie a hvězdy ). Pokud je primárním obsahem vesmíru inertní hmota, jako v modelech prachu populárních po velkou část 20. století, existuje konkrétní osud odpovídající každé geometrii. Proto se kosmologové zaměřili na určení osudu vesmíru měřením nebo ekvivalentem rychlosti, jakou expanze zpomalovala. ${\ displaystyle \ Omega}$ ${\ displaystyle \ Omega}$ ${\ displaystyle 1}$ ${\ displaystyle \ Omega}$

Odpudivá síla

Počínaje rokem 1998 byla pozorování supernov ve vzdálených galaxiích interpretována jako konzistentní s vesmírem, jehož expanze se zrychluje . Následné kosmologické teoretizování bylo navrženo tak, aby umožňovalo toto možné zrychlení, téměř vždy vyvoláváním temné energie , která je ve své nejjednodušší formě pouze pozitivní kosmologickou konstantou. Obecně je temná energie univerzálním termínem pro jakékoli hypotetické pole s podtlakem, obvykle s hustotou, která se mění s tím, jak se vesmír rozpíná.

Role tvaru vesmíru

Konečný osud expandujícího vesmíru závisí na hustotě hmoty a hustotě temné energie

{\ displaystyle \ Omega _ {M}}

{\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}

Současný vědecký konsensus většiny kosmologů je, že konečný osud vesmíru závisí na jeho celkovém tvaru, na tom, kolik temné energie obsahuje, a na stavové rovnici, která určuje, jak hustota temné energie reaguje na rozpínání vesmíru. Nedávná pozorování dospěla k závěru, ze 7,5 miliardy let po Velkém třesku, že rychlost rozpínání vesmíru pravděpodobně roste, což odpovídá teorii otevřeného vesmíru. Další nedávná měření Wilkinsonovou mikrovlnnou anizotropní sondou však naznačují, že vesmír je buď plochý, nebo velmi blízko plochý.

Uzavřený vesmír

Pokud je geometrie prostoru uzavřena jako povrch koule. Součet úhlů trojúhelníku přesahuje 180 stupňů a neexistují žádné rovnoběžné čáry; všechny linie se nakonec setkají. Geometrie vesmíru je, alespoň ve velmi velkém měřítku, eliptická . ${\ displaystyle \ Omega> 1}$

V uzavřeném vesmíru gravitace nakonec zastaví expanzi vesmíru, načež se začne smršťovat, dokud se veškerá hmota ve vesmíru nezhroutí do bodu, konečná singularita nazývaná „ Big Crunch “, opak velkého třesku. Některé nové moderní teorie předpokládají, že vesmír může mít značné množství temné energie, jejíž odpudivá síla může být dostačující na to, aby rozpínání vesmíru pokračovalo navždy - i když . ${\ displaystyle \ Omega> 1}$

Otevřený vesmír

Pokud je geometrie prostoru otevřená , tj. Negativně zakřivená jako povrch sedla. Úhly součtu trojúhelníku na méně než 180 stupňů a čáry, které se nesetkávají, nejsou nikdy stejně vzdálené; mají bod nejmenší vzdálenosti a jinak se rozpadají. Geometrie takového vesmíru je hyperbolická . ${\ displaystyle \ Omega <1}$

I bez temné energie se negativně zakřivený vesmír navždy rozpíná a gravitace zanedbatelně zpomaluje rychlost expanze. S temnou energií expanze nejen pokračuje, ale zrychluje. Konečným osudem otevřeného vesmíru je buď univerzální tepelná smrt , „ velké zmrazení “ (nezaměňovat s tepelnou smrtí , navzdory zdánlivě podobné interpretaci názvu ⁠— ⁠viz § Teorie o konci vesmíru níže), nebo „ Big Rip “, zejména temná energie , kvintesence a scénář Big Rip . kde zrychlení způsobené temnou energií se nakonec stane tak silným, že zcela přemůže účinky gravitačních , elektromagnetických a silných vazebných sil.

Naopak negativní kosmologická konstanta , která by odpovídala záporné hustotě energie a pozitivnímu tlaku, by způsobila, že by se i otevřený vesmír znovu zhroutil do velké krize.

Plochý vesmír

Pokud se průměrná hustota vesmíru přesně rovná kritické hustotě, takže geometrie vesmíru je plochá: stejně jako v euklidovské geometrii je součet úhlů trojúhelníku 180 stupňů a rovnoběžné čáry nepřetržitě udržují stejnou vzdálenost. Měření Wilkinsonovou mikrovlnnou anizotropní sondou potvrdilo, že vesmír je plochý s 0,4% chybou. ${\ displaystyle \ Omega = 1}$

Při absenci temné energie se plochý vesmír navždy rozpíná, ale neustále se zpomaluje a expanze se asymptoticky blíží nule. S temnou energií se rychlost rozpínání vesmíru zpočátku vlivem gravitace zpomaluje, ale nakonec se zvyšuje a konečný osud vesmíru se stává stejným jako v otevřeném vesmíru.

Teorie o konci vesmíru

Osud vesmíru je určen jeho hustotou. Převaha důkazů k dnešnímu dni, založená na měření rychlosti expanze a hustoty hmoty, upřednostňuje vesmír, který se bude dále rozpínat neomezeně dlouho, což má za následek níže uvedený scénář „Big Freeze“. Pozorování však nejsou průkazná a alternativní modely jsou stále možné.

Big Freeze or Heat Death

The Big Freeze (nebo Big Chill) je scénář, podle kterého pokračující expanze vede k vesmíru, který se asymptoticky blíží k absolutní nulové teplotě. Tento scénář v kombinaci se scénářem Big Rip se prosazuje jako nejdůležitější hypotéza. Mohlo by se to při absenci temné energie vyskytnout pouze pod plochou nebo hyperbolickou geometrií. S pozitivní kosmologickou konstantou by k tomu mohlo dojít i v uzavřeném vesmíru. V tomto scénáři se očekává , že se hvězdy budou normálně formovat po dobu 10 ¹² až 10 ¹⁴ (1–100 bilionů) let, ale nakonec budou zásoby plynu potřebné pro vznik hvězd vyčerpány. Jakmile stávajícím hvězdám dojde palivo a přestanou svítit, vesmír bude pomalu a neúprosně temnější. Nakonec černé díry ovládnou vesmír, které samy časem zmizí, když vyzařují Hawkingovo záření . V průběhu nekonečného času by došlo k spontánnímu poklesu entropie podle Poincarého rekurentní věty , tepelných výkyvů a fluktuační věty .

Souvisejícím scénářem je tepelná smrt , která uvádí, že vesmír přechází do stavu maximální entropie, ve které je vše rovnoměrně rozloženo a neexistují žádné přechody - které jsou potřebné k udržení zpracování informací , jehož jednou formou je život . Scénář tepelné smrti je kompatibilní s kterýmkoli ze tří prostorových modelů, ale vyžaduje, aby vesmír dosáhl eventuálního teplotního minima.

Velký Rip

Současná Hubblova konstanta definuje rychlost zrychlení vesmíru, která není dostatečně velká na to, aby zničila místní struktury, jako jsou galaxie, které jsou drženy pohromadě gravitací, ale dostatečně velké na to, aby zvětšily prostor mezi nimi. Neustálé zvyšování Hubbleovy konstanty do nekonečna by mělo za následek, že všechny hmotné objekty ve vesmíru, počínaje galaxiemi a nakonec (v konečném čase) všechny formy, bez ohledu na to, jak malé, se rozpadnou na nevázané elementární částice , záření a další. Jak se hustota energie, měřítko a rychlost expanze stávají nekonečnými, vesmír končí jako to, co je ve skutečnosti singularitou.

Ve zvláštním případě fantomové temné energie , která má předpokládat negativní kinetickou energii, která by měla za následek vyšší rychlost zrychlení, než předpovídají jiné kosmologické konstanty, by mohlo dojít k náhlému velkému roztržení.

Velká krize

The Big Crunch. Svislou osu lze považovat za expanzi nebo smrštění v čase.

Big Crunch hypotéza je symetrický pohled na konečném osudu vesmíru. Stejně jako velký třesk začal jako kosmologická expanze, tato teorie předpokládá, že průměrná hustota vesmíru bude stačit k zastavení jeho expanze a vesmír se začne smršťovat. Konečný výsledek není znám; jednoduchým odhadem by se veškerá hmota a časoprostor ve vesmíru zhroutila do bezrozměrné singularity zpět do toho, jak vesmír začal velkým třeskem, ale v těchto měřítcích je třeba vzít v úvahu neznámé kvantové efekty (viz kvantová gravitace ). Nedávné důkazy naznačují, že tento scénář je nepravděpodobný, ale nebyl vyloučen, protože měření byla k dispozici pouze v krátkém časovém období, relativně vzato, a v budoucnu by se mohla obrátit.

Tento scénář umožňuje, aby k Velkému třesku došlo bezprostředně po Velkém tíseň předchozího vesmíru. Pokud se to stane opakovaně, vytvoří to cyklický model , který je také známý jako oscilační vesmír. Vesmír by se pak mohl skládat z nekonečné posloupnosti konečných vesmírů, přičemž každý konečný vesmír by skončil velkým křupnutím, které je zároveň velkým třeskem dalšího vesmíru. Problém s cyklickým vesmírem je ten, že se neslučuje s druhým zákonem termodynamiky , protože entropie by se budovala od oscilace k oscilaci a způsobovala případnou tepelnou smrt vesmíru. Současné důkazy také naznačují, že vesmír není uzavřen . To způsobilo, že kosmologové opustili oscilační model vesmíru. Poněkud podobnou myšlenku zahrnuje cyklický model , ale tato myšlenka se vyhýbá tepelné smrti kvůli expanzi bran, která ředí entropii nahromaděnou v předchozím cyklu.

Big Bounce

The Big Bounce je teoretický vědecký model související s počátkem známého vesmíru. Vychází z oscilačního vesmíru nebo z interpretace cyklického opakování Velkého třesku, kde první kosmologická událost byla důsledkem kolapsu předchozího vesmíru.

Podle jedné verze kosmologické teorie Velkého třesku byl vesmír na začátku nekonečně hustý. Zdá se, že takový popis je v rozporu s jinými široce přijímanými teoriemi, zejména s kvantovou mechanikou a jejím principem neurčitosti . Není proto divu, že kvantová mechanika dala vzniknout alternativní verzi teorie velkého třesku. Pokud je vesmír uzavřen, tato teorie by předpovídala, že jakmile se tento vesmír zhroutí, vytvoří jiný vesmír v případě podobném Velkému třesku poté, co bude dosaženo univerzální singularity nebo odpudivá kvantová síla způsobí opětovnou expanzi.

Jednoduše řečeno, tato teorie říká, že vesmír bude nepřetržitě opakovat cyklus Velkého třesku, po kterém následuje Velké krize.

Big Slurp

Tato teorie předpokládá, že vesmír v současné době existuje ve falešném vakuu a že by se mohl stát skutečným vakuem v každém okamžiku.

Abychom co nejlépe porozuměli falešné teorii kolapsu vakua, musíme nejprve porozumět Higgsovu poli, které prostupuje vesmírem. Podobně jako elektromagnetické pole se liší v síle na základě svého potenciálu. Skutečné vakuum existuje, pokud vesmír existuje ve svém nejnižším energetickém stavu, v takovém případě je teorie falešného vakua irelevantní. Pokud však vakuum není ve svém nejnižším energetickém stavu ( falešné vakuum ), mohlo by dojít k tunelování do stavu s nižší energií. Tomu se říká vakuový rozpad . To má potenciál zásadně změnit náš vesmír; v odvážnějších scénářích dokonce různé fyzikální konstanty mohly mít různé hodnoty, což vážně ovlivnilo základy hmoty , energie a časoprostoru . Je také možné, že všechny struktury budou zničeny okamžitě, bez předchozího varování.

Kosmická nejistota

Každá dosud popsaná možnost vychází z velmi jednoduché formy stavové rovnice temné energie. Jak však název má naznačovat, v současné době je o fyzice temné energie známo velmi málo . Pokud je teorie inflace pravdivá, vesmír prošel epizodou, které v prvních okamžicích Velkého třesku dominovala jiná forma temné energie, ale inflace skončila, což naznačuje stavovou rovnici mnohem složitější, než se dosud předpokládalo pro současnost -denní temná energie. Je možné, že se stavová rovnice temné energie může znovu změnit, což má za následek událost, která by měla důsledky, které je extrémně obtížné předvídat nebo parametrizovat. Jelikož povaha temné energie a temné hmoty zůstává záhadná, dokonce hypotetická, možnosti obklopující jejich nadcházející roli ve vesmíru nejsou v současné době známy. Žádné z těchto teoretických konců pro vesmír není jisté.

Pozorovací omezení teorií

Volba mezi těmito soupeřícími scénáři se provádí „vážením“ vesmíru, například měřením relativních příspěvků hmoty , záření , temné hmoty a temné energie ke kritické hustotě . Konkrétněji jsou konkurenční scénáře hodnoceny na základě údajů o shlukování galaxií a vzdálených supernov a o anizotropiích v kosmickém mikrovlnném pozadí .

Viz také

Reference

Další čtení

Adams, Fred; Gregory Laughlin (2000). Pět věků vesmíru: Uvnitř fyziky věčnosti . Simon & Schuster Austrálie. ISBN 978-0-684-86576-8.
Chaisson, Eric (2001). Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature . Harvard University Press. ISBN 978-0-674-00342-2.
Dyson, Freeman (2004). Nekonečný ve všech směrech (Giffordovy přednášky z roku 1985) . Harperova trvalka. ISBN 978-0-06-039081-5.
Harrison, Edward (2003). Masky vesmíru: Změna představ o povaze vesmíru . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77351-5.
Mack, Katie (2020). Konec všeho: (Astrofyzicky řečeno) . Scribner. ISBN 978-1982103545.
Penrose, Roger (2004). Cesta do reality . Alfred A. Knopf. ISBN 978-0-679-45443-4.
Prigogine, Ilya (2003). Je budoucnost dána? . World Scientific Publishing. ISBN 978-981-238-508-6.
Smolin, Lee (2001). Tři cesty ke kvantové gravitaci: Nové chápání prostoru, času a vesmíru . Phoenix. ISBN 978-0-7538-1261-7.

externí odkazy

Baez, J., 2004, „ Konec vesmíru “.
Caldwell, RR; Kamionski, M .; Weinberg, New Jersey (2003). „Fantomová energie a kosmický soudný den“. Fyzické revizní dopisy . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C . doi : 10,1103/physrevlett.91.071301 . PMID 12935004 .
Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, „ Kosmologické parametry “.
George Musser (2010). „Mohl by čas skončit?“ . Scientific American . 303 (3): 84–91. Bibcode : 2010SciAm.303c..84M . doi : 10,1038/scientificamerican0910-84 . PMID 20812485 .
Vaas, Ruediger; Steinhardt, Paul J .; Turok, Neil (2007). „Temná energie a konečná budoucnost života“. arXiv : fyzika/0703183 .
Stručná historie konce všeho , série BBC Radio 4 .
Kosmologie ve společnosti Caltech .
Jamal Nazrul Islam (1983): The Ultimate Fate of the Universe . Cambridge University Press , Cambridge , Anglie . ISBN 978-0-521-11312-0 . (Verze pro digitální tisk publikovaná v roce 2009).

Languages

In other projects