Войти
окончательная судьба вселенной - это тема в физической космологии, теоретические ограничения которой позволяют описать и оценить возможные сценарии эволюции и окончательной судьбы вселенной. На основании имеющихся данных наблюдений 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, включая то, что Вселенная могла существовать в течение конечной и бесконечной продолжительности, или для объяснения способа и обстоятельств ее возникновения.
Наблюдения, сделанные Эдвином Хабблом в течение 1920-1950-х годов, показали, что галактики, казалось, удалялись друг от друга, что привело к принятой в настоящее время теории Большого взрыва. Это говорит о том, что Вселенная началась - очень маленькая и очень плотная - около 13,82 миллиарда лет назад, и с тех пор она расширилась и (в среднем) стала менее плотной. Подтверждение Большого взрыва в основном зависит от знания скорости расширения, средней плотности материи и физических свойств массы – энергии во Вселенной.
Среди космологов существует твердое мнение о том, что Вселенная считается «плоской» (см. Форма Вселенной ) и будет продолжать расширяться вечно.
Факторы, которые необходимо учитывать при определении происхождения и окончательной судьбы Вселенной, включают средние движения галактик, форму и структуру Вселенной, а также количество темной материи и темной энергии. что содержит вселенная.
Теоретическое научное исследование окончательной судьбы Вселенной стало возможным с Альбертом Эйнштейном Теория 1915 г. общей теории 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 Фридман предложил несколько решений в 1922 году, как и Жорж Леметр в 1927 году. В некоторых из этих решений Вселенная расширяется от исходной особенности, которая, по сути, была Большим взрывом.
В 1931 году Эдвин Хаббл опубликовал свой вывод, основанный на наблюдениях звезд переменной цефеид в далеких галактиках, что Вселенная была расширение. С тех пор начало Вселенной и ее возможный конец стали предметом серьезных научных исследований.
В 1927 году Жорж Лемэтр изложил теорию происхождения Вселенной, которая с тех пор стала называться теорией Большого взрыва.. В 1948 году Фред Хойл изложил свою противоположную теорию устойчивого состояния, согласно которой Вселенная непрерывно расширялась, но оставалась статистически неизменной, поскольку постоянно создавалась новая материя. Эти две теории были активными соперниками до 1965 года, когда Арно Пензиас и Роберт Уилсон открыли космическое микроволновое фоновое излучение, и этот факт является прямым предсказанием. теории Большого взрыва, и тот, который исходная теория устойчивого состояния не могла объяснить. В результате теория Большого взрыва быстро стала наиболее широко распространенной точкой зрения на происхождение Вселенной.
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 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».
Важный параметр в судьбе теория вселенной - это параметр плотности, омега (
Начиная с 1998 года, наблюдения сверхновых в далеких галактиках интерпретировались как совместимые со Вселенной, расширение которой равно ускорение. Последующее космологическое теоретизирование было разработано так, чтобы учесть это возможное ускорение, почти всегда за счет использования темной энергии, 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.
Окончательная судьба расширяющейся Вселенной зависит от плотности материи 
и плотность темной энергии 
Текущий научный консенсус большинства космологов состоит в том, что окончательная судьба Вселенной зависит от ее общей формы, насколько темно энергия, которую он содержит, и уравнение состояния , которое определяет, как плотность темной энергии реагирует на расширение Вселенной. Недавние наблюдения пришли к выводу, начиная с 7,5 миллиардов лет после Большого взрыва, что скорость расширения Вселенной, вероятно, увеличивалась, соизмеримо с теорией Открытой Вселенной. Однако другие недавние измерения зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона показывают, что Вселенная либо плоская, либо очень близка к плоской.
Если 
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 называется «Big Crunch », противоположность Большого взрыва. Некоторые новые современные теории предполагают, что Вселенная может иметь значительное количество темной энергии, сила отталкивания которой может быть достаточным, чтобы расширение Вселенной продолжалось вечно, даже если 
Если 
Даже без темной энергии вселенная с отрицательной кривизной расширяется вечно, а гравитация незначительно замедляет скорость расширения. Благодаря темной энергии расширение не только продолжается, но и ускоряется. Конечная судьба открытой вселенной - либо универсальная тепловая смерть, либо «Большой мороз » (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 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 повторно схлопнуться до большого сжатия. Этот вариант был исключен наблюдениями.
Если средняя плотность Вселенной точно равна критической плотности, так что 
В отсутствие темной энергии плоская Вселенная расширяется вечно, но с непрерывно замедляющейся скоростью, с асимптотически приближающимся к нулю разложением; с темной энергией 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.
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. Однако наблюдения неубедительны, и альтернативные модели все еще возможны.
Большое замораживание (или Большой холод) - это сценарий, при котором продолжающееся расширение приводит к появлению вселенной, которая асимптотически приближается к абсолютному нулю температуре. Этот сценарий в сочетании со сценарием «Большой разрыв» становится все более важной гипотезой. 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 ожидается, что звезды будут нормально формироваться в течение 10-10 (1–100 триллионов) лет, но в конечном итоге запасы газа, необходимые для звездообразования, 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 во вселенной, которые сами исчезнут со временем, поскольку они испускают излучение Хокинга. В течение бесконечного времени произойдет спонтанное уменьшение энтропии в соответствии с теоремой возврата Пуанкаре, тепловыми флуктуациями и теоремой о флуктуациях.
сценарий - тепловая смерть, в котором говорится, что Вселенная переходит в состояние максимальной энтропии, в котором все распределено равномерно и отсутствуют градиенты - которые необходимы для поддержки обработки информации, одной из форм которой является жизнь. Сценарий тепловой смерти совместим с любой из трех пространственных моделей, но требует, чтобы Вселенная достигла конечного температурного минимума.
Текущая постоянная Хаббла определяет скорость ускорения Вселенной не настолько велика, чтобы разрушить локальные структуры, такие как галактики, которые удерживаются вместе гравитацией, но достаточно велика, 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), все формы, независимо от их размера, распались бы на несвязанные элементарные частицы, радиация и не только. Когда плотность энергии, масштабный коэффициент и скорость расширения становятся бесконечными, Вселенная превращается в сингулярность.
В особом случае фантомной темной энергии, предполагающей отрицательную кинетическую энергию, которая приведет к более высокой скорости ускорения, чем предсказывают другие космологические константы, может произойти более внезапный большой разрыв.
Большой кранч. Вертикальную ось можно рассматривать как расширение или сокращение со временем. Гипотеза Big Crunch - 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 безразмерную сингулярность обратно в то, 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.
Этот сценарий допускает Большой взрыв. произойти сразу же после Большого сжатия предыдущей вселенной. Если это происходит неоднократно, создается циклическая модель, также известная как колебательная 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 заключается в том, что она не согласуется со вторым законом термодинамики, поскольку энтропия нарастает от колебания к колебанию и вызывает в конечном итоге тепловую смерть Вселенной. Текущие данные также указывают на то, что вселенная не закрыта. Это заставило космологов отказаться от модели осциллирующей Вселенной. В чем-то похожая идея поддерживается циклической моделью, но эта идея позволяет избежать тепловой смерти из-за расширения бран, которое разбавляет энтропию, накопленную в предыдущем цикле..
Big Bounce - теоретическая научная модель, относящаяся к началу известной вселенной. Это происходит из осциллирующей Вселенной или интерпретации циклического повторения 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, кажется, расходится с другими более широко принятыми теориями, особенно с квантовой механикой и ее принципом неопределенности. Поэтому неудивительно, что квантовая механика породила альтернативную версию теории Большого взрыва. Кроме того, если Вселенная закрыта, эта теория предсказывает, что после того, как эта Вселенная схлопнется, она породит другую Вселенную в событии, аналогичном 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.
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 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 состоянии с наименьшей энергией, и в этом случае теория ложного вакуума не имеет значения. Однако, если вакуум не находится в состоянии с наименьшей энергией (ложный вакуум ), он может туннелировать в состояние с более низкой энергией. Это называется распад вакуума. Это может фундаментально изменить нашу Вселенную; в более смелых сценариях даже различные физические константы могут иметь разные значения, серьезно влияя на основы материи, энергии и пространства-времени. Также возможно, что все структуры будут разрушены мгновенно, без какого-либо предупреждения.
Каждая возможность, описанная до сих пор, основана на очень простой форме для уравнения состояния темной энергии. Но, как следует из названия, в настоящее время очень мало известно о физике темной энергии. Если теория инфляции верна, вселенная пережила эпизод, в котором доминировала другая форма темной энергии в первые моменты Большого взрыва; 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.
Выбор среди этих конкурирующих сценариев осуществляется путем «взвешивания» Вселенной, например, измерения относительного вклада материи, излучения, темная материя и темная энергия до критической плотности. Более конкретно, конкурирующие сценарии оцениваются на основе данных по кластеризации галактик и далеких сверхновых, а также по анизотропии в космическом микроволновом фоне.
Астрономический портал 