Universets ultimate skjebne - Ultimate fate of the universe

Den endelige skjebnen til universet er et tema i fysisk kosmologi , hvis teoretiske begrensninger tillate mulige scenarier for utviklingen og skjebne i universet som skal beskrives og evalueres. Basert på tilgjengelig observasjonsbevis, har det å avgjøre universets skjebne og utvikling blitt et gyldig kosmologisk spørsmål, som går utover de stort sett ustabile begrensningene til mytologisk eller teologisk tro. Flere mulige fremtider har blitt spådd av forskjellige vitenskapelige hypoteser, inkludert at universet kan ha eksistert i en begrenset og uendelig varighet, eller mot å forklare måten og omstendighetene ved begynnelsen.

Observasjoner gjort av Edwin Hubble i løpet av 1920-50 -årene fant at galakser så ut til å bevege seg bort fra hverandre, noe som førte til den nå aksepterte Big Bang -teorien . Dette antyder at universet begynte - veldig lite og veldig tett - for rundt 13,82 milliarder år siden, og det har utvidet seg og (i gjennomsnitt) blitt mindre tett siden. Bekreftelsen av Big Bang avhenger stort sett av å kjenne ekspansjonshastigheten, gjennomsnittlig tetthet av materie og de fysiske egenskapene til masseenergien i universet.

Det er en sterk enighet blant kosmologer om at formen på universet regnes som "flat" (parallelle linjer forblir parallelle) og vil fortsette å ekspandere for alltid.

Faktorer som må vurderes for å bestemme universets opprinnelse og endelige skjebne inkluderer gjennomsnittlige bevegelser av galakser, universets form og struktur og mengden mørk materie og mørk energi som universet inneholder.

Fremvoksende vitenskapelig grunnlag

Teori

Den teoretiske vitenskapelige utforskningen av universets endelige skjebne ble mulig med Albert Einsteins teori om generell relativitetsteori fra 1915 . Generell relativitet kan brukes for å beskrive universet i størst mulig skala. Det er flere mulige løsninger på likningene for generell relativitet, og hver løsning innebærer en mulig endelig skjebne for universet.

Alexander Friedmann foreslo flere løsninger i 1922, det samme gjorde Georges Lemaître i 1927. I noen av disse løsningene har universet utvidet seg fra en første singularitet som i hovedsak var Big Bang.

Observasjon

I 1929 publiserte Edwin Hubble sin konklusjon, basert på hans observasjoner av Cepheid -variable stjerner i fjerne galakser, at universet ekspanderte. Fra da av har begynnelsen på universet og dets mulige ende vært gjenstand for alvorlig vitenskapelig undersøkelse.

Big Bang og Steady State -teorier

I 1927 la Georges Lemaître frem en teori som siden har blitt kalt Big Bang -teorien om universets opprinnelse. I 1948 la Fred Hoyle frem sin motsatte Steady State -teori der universet kontinuerlig utvidet seg, men forble statistisk uendret ettersom det stadig skapes ny materie. Disse to teoriene var aktive utfordrere frem til oppdagelsen av Arno Penzias og Robert Wilson i 1965 om den kosmiske mikrobølge bakgrunnsstrålingen , et faktum som er en enkel forutsigelse av Big Bang -teorien, og en som den opprinnelige Steady State -teorien ikke kunne redegjøre for. . Som et resultat ble Big Bang -teorien raskt det mest utbredte synet på universets opprinnelse.

Kosmologisk konstant

Einstein og hans samtidige trodde på et statisk univers . Da Einstein fant ut at hans generelle relativitetslikninger lett kunne løses på en slik måte at universet kunne ekspandere i dag og trekke seg sammen i den fjerne fremtiden, la han til disse ligningene det han kalte en kosmologisk konstant ⁠— ⁠essentielt en konstant energitetthet, upåvirket av ekspansjon eller sammentrekning ⁠— ⁠ hvis rolle var å oppveie tyngdekraftens effekt på universet som helhet på en slik måte at universet forblir statisk. Etter at Hubble kunngjorde sin konklusjon om at universet ekspanderte, ville Einstein skrive at hans kosmologiske konstant var "den største tabben i mitt liv."

Tetthet parameter

En viktig parameter for universsteoriens skjebne er tetthetsparameteren , omega ( ), definert som den gjennomsnittlige materietettheten i universet dividert med en kritisk verdi av denne tettheten. Dette velger en av tre mulige geometrier avhengig av om den er lik, mindre enn eller større enn . Disse kalles henholdsvis de flate, åpne og lukkede universene. Disse tre adjektivene refererer til universets generelle geometri , og ikke til den lokale kurven i romtiden forårsaket av mindre masseklumper (for eksempel galakser og stjerner ). Hvis universets primære innhold er inert materie, som i støvmodellene som er populære i store deler av 1900 -tallet, er det en spesiell skjebne som tilsvarer hver geometri. Derfor hadde kosmologer som mål å bestemme universets skjebne ved å måle , eller tilsvarende, hastigheten ekspansjonen bremset. ${\ displaystyle \ Omega}$ ${\ displaystyle \ Omega}$ ${\ displaystyle 1}$ ${\ displaystyle \ Omega}$

Avstøtende kraft

Fra 1998 har observasjoner av supernovaer i fjerne galakser blitt tolket som konsistente med et univers hvis ekspansjon akselererer . Påfølgende kosmologisk teoretisering er designet for å muliggjøre denne mulige akselerasjonen, nesten alltid ved å påkalle mørk energi , som i sin enkleste form bare er en positiv kosmologisk konstant. Generelt er mørk energi et allment begrep for ethvert hypotetisert felt med undertrykk, vanligvis med en tetthet som endres etter hvert som universet ekspanderer.

Rollen til universets form

Den endelige skjebnen til et ekspanderende univers avhenger av materietettheten og den mørke energitettheten

{\ displaystyle \ Omega _ {M}}

{\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}

Den nåværende vitenskapelige konsensus for de fleste kosmologer er at universets endelige skjebne avhenger av dets generelle form, hvor mye mørk energi det inneholder og av statens ligning som bestemmer hvordan den mørke energitettheten reagerer på utvidelsen av universet. Nylige observasjoner konkluderer, fra 7,5 milliarder år etter Big Bang, at universets ekspansjonshastighet sannsynligvis har økt, i samsvar med teorien om det åpne universet. Andre nylige målinger av Wilkinson Microwave Anisotropy Probe antyder imidlertid at universet enten er flatt eller veldig nært flatt.

Lukket univers

Hvis , er geometrien i rommet stengt som overflaten på en kule. Summen av vinklene til en trekant overstiger 180 grader og det er ingen parallelle linjer; alle linjer møtes til slutt. Universets geometri er, i hvert fall i veldig stor skala, elliptisk . ${\ displaystyle \ Omega> 1}$

I et lukket univers stopper tyngdekraften til slutt utvidelsen av universet, hvoretter det begynner å trekke seg sammen til all materie i universet kollapser til et punkt, en siste singularitet kalt " Big Crunch ", det motsatte av Big Bang. Noen nye moderne teorier antar at universet kan ha en betydelig mengde mørk energi, hvis frastøtende kraft kan være tilstrekkelig til å få utvidelsen av universet til å fortsette for alltid - selv om . ${\ displaystyle \ Omega> 1}$

Åpent univers

Hvis romets geometri er åpen , dvs. negativt buet som overflaten på en sal. Vinklene på en trekant summerer til mindre enn 180 grader, og linjer som ikke møtes er aldri like langt; de har et punkt med minst avstand og vokser ellers fra hverandre. Geometrien til et slikt univers er hyperbolsk . ${\ displaystyle \ Omega <1}$

Selv uten mørk energi ekspanderer et negativt buet univers for alltid, med tyngdekraften forsiktig ekspansjonshastigheten. Med mørk energi fortsetter ekspansjonen ikke bare, men akselererer. Den ultimate skjebne et åpent univers er enten universell varme død , en " Big Freeze " (må ikke forveksles med varme døden , til tross for tilsynelatende lignende navn tolkning ⁠- ⁠see §Theories om slutten av universet nedenfor), eller en " Big Rip ", spesielt mørk energi , kvintessens og Big Rip -scenariet. der akselerasjonen forårsaket av mørk energi til slutt blir så sterk at den fullstendig overvelder virkningene av gravitasjons- , elektromagnetiske og sterke bindende krefter.

Motsatt vil en negativ kosmologisk konstant , som tilsvarer en negativ energitetthet og positivt trykk, få til og med et åpent univers til å kollapse til en stor knase.

Flat univers

Hvis universets gjennomsnittlige tetthet nøyaktig tilsvarer den kritiske tettheten slik at universets geometri er flat: Som i euklidisk geometri er summen av vinklene til en trekant 180 grader og parallelle linjer opprettholder kontinuerlig samme avstand. Målinger fra Wilkinson Microwave Anisotropy Probe har bekreftet at universet er flatt innenfor en feilmargin på 0,4%. ${\ displaystyle \ Omega = 1}$

I mangel av mørk energi ekspanderer et flatt univers for alltid, men i en stadig avtagende hastighet, med ekspansjon som asymptotisk nærmer seg null. Med mørk energi bremser universets ekspansjonshastighet i utgangspunktet på grunn av tyngdekraftens effekter, men øker til slutt, og universets endelige skjebne blir den samme som for et åpent univers.

Teorier om slutten av universet

Universets skjebne bestemmes av dens tetthet. Overvekt av bevis til dags dato, basert på målinger av ekspansjonshastigheten og massetettheten, favoriserer et univers som vil fortsette å ekspandere på ubestemt tid, noe som resulterer i "Big Freeze" -scenariet nedenfor. Observasjoner er imidlertid ikke avgjørende, og alternative modeller er fortsatt mulige.

Big Freeze eller Heat Death

The Big Freeze (eller Big Chill) er et scenario der fortsatt ekspansjon resulterer i et univers som asymptotisk nærmer seg absolutt null temperatur. Dette scenariet, i kombinasjon med Big Rip -scenariet, vinner terreng som den viktigste hypotesen. Det kan, i fravær av mørk energi, bare skje under en flat eller hyperbolsk geometri. Med en positiv kosmologisk konstant kan det også forekomme i et lukket univers. I dette scenariet forventes det at stjernene dannes normalt i 10 ¹² til 10 ¹⁴ (1–100 billioner) år, men til slutt vil gassforsyningen som trengs for stjernedannelse være oppbrukt. Etter hvert som eksisterende stjerner går tom for drivstoff og slutter å skinne, vil universet sakte og ubønnhørlig bli mørkere. Etter hvert vil sorte hull dominere universet, som selv vil forsvinne etter hvert som de avgir Hawking -stråling . Over uendelig tid ville det være en spontan entropi reduksjon av Poincaré -tilbakefallssetningen , termiske svingninger og svingningssetningen .

Et beslektet scenario er varmedød , som sier at universet går til en tilstand av maksimal entropi der alt er jevnt fordelt og det ikke er gradienter - som er nødvendig for å opprettholde informasjonsbehandling , en form som er liv . Varmedødsscenariet er kompatibelt med hvilken som helst av de tre romlige modellene, men krever at universet når et minimumstemperatur.

Big Rip

Den nåværende Hubble -konstanten definerer en akselerasjonshastighet for universet som ikke er stort nok til å ødelegge lokale strukturer som galakser, som holdes sammen av tyngdekraften, men stor nok til å øke rommet mellom dem. En jevn økning i Hubble -konstanten til uendelig ville resultere i at alle materielle objekter i universet starter med galakser og til slutt (på en endelig tid) alle former, uansett hvor små de oppløses i ubundne elementære partikler , stråling og videre. Etter hvert som energitettheten, skalafaktoren og ekspansjonshastigheten blir uendelig, ender universet som det som faktisk er en singularitet.

I det spesielle tilfellet med fantom mørk energi , som har antatt negativ kinetisk energi som ville resultere i en høyere akselerasjon enn andre kosmologiske konstanter forutsier, kan det oppstå en mer plutselig stor rive.

Stor knase

Den store knase. Den vertikale aksen kan betraktes som ekspansjon eller sammentrekning med tiden.

The Big Crunch hypotese er en symmetrisk visning av den endelige skjebnen til universet. Akkurat som Big Bang startet som en kosmologisk ekspansjon, antar denne teorien at universets gjennomsnittlige tetthet vil være nok til å stoppe ekspansjonen og universet vil begynne å trekke seg sammen. Sluttresultatet er ukjent; en enkel estimering ville få all materie og romtid i universet til å kollapse til en dimensjonsløs singularitet tilbake til hvordan universet startet med Big Bang, men på disse skalaene må ukjente kvanteeffekter vurderes (se Quantum gravity ). Nylige bevis tyder på at dette scenariet er usannsynlig, men ikke er utelukket, ettersom målinger bare har vært tilgjengelige over en kort periode, relativt sett, og kan reversere i fremtiden.

Dette scenariet lar Big Bang skje umiddelbart etter Big Crunch i et foregående univers. Hvis dette skjer gjentatte ganger, skaper det en syklisk modell , som også er kjent som et oscillerende univers. Universet kan da bestå av en uendelig rekke av endelige universer, med hvert endelige univers som ender med en Big Crunch som også er Big Bang i det neste universet. Et problem med det sykliske universet er at det ikke forenes med termodynamikkens andre lov , da entropi ville bygge seg opp fra oscillasjon til oscillasjon og forårsake den endelige varmedøden til universet. Nåværende bevis indikerer også at universet ikke er lukket . Dette har fått kosmologer til å forlate den oscillerende universmodellen. En noe lignende idé er omfavnet av den sirkelmodell , men denne ideen evades varme død på grunn av en utvidelse av de braner som dilutes entropi akkumulert i den foregående syklus.

Big Bounce

The Big Bounce er en teoretisert vitenskapelig modell relatert til begynnelsen av det kjente universet. Det stammer fra det oscillerende universet eller syklisk gjentakelse av Big Bang, der den første kosmologiske hendelsen var et resultat av sammenbruddet av et tidligere univers.

I følge en versjon av Big Bang -teorien om kosmologi var universet i begynnelsen uendelig tett. En slik beskrivelse synes å være i strid med andre mer allment aksepterte teorier, spesielt kvantemekanikk og dens usikkerhetsprinsipp . Det er derfor ikke overraskende at kvantemekanikken har gitt opphav til en alternativ versjon av Big Bang -teorien. Også, hvis universet er lukket, vil denne teorien forutsi at når dette universet kollapser, vil det skape et annet univers i en hendelse som ligner på Big Bang etter at en universell singularitet er nådd eller en frastøtende kvantekraft forårsaker re-ekspansjon.

Enkelt sagt sier denne teorien at universet kontinuerlig vil gjenta syklusen til et Big Bang, fulgt opp med en Big Crunch.

Stor slurp

Denne teorien antyder at universet for tiden eksisterer i et falskt vakuum og at det kan bli et ekte vakuum når som helst.

For å best forstå den falske vakuumkollaps -teorien, må man først forstå Higgs -feltet som gjennomsyrer universet. I likhet med et elektromagnetisk felt varierer det i styrke basert på potensialet. Et ekte vakuum eksisterer så lenge universet eksisterer i sin laveste energitilstand, i så fall er den falske vakuumteorien irrelevant. Imidlertid, hvis vakuumet ikke er i sin laveste energitilstand (et falskt vakuum ), kan det tunnelere inn i en tilstand med lavere energi. Dette kalles vakuumforfall . Dette har potensial til å endre vårt univers fundamentalt; i mer dristige scenarier kan selv de forskjellige fysiske konstantene ha forskjellige verdier, noe som påvirker grunnlaget for materie , energi og romtid alvorlig . Det er også mulig at alle strukturer vil bli ødelagt øyeblikkelig, uten forvarsel.

Kosmisk usikkerhet

Hver mulighet som er beskrevet så langt er basert på en veldig enkel form for tilstandens mørke energiligning. Som navnet er ment å antyde, er det imidlertid lite kjent for øyeblikket om fysikken til mørk energi . Hvis teorien om inflasjon er sann, gikk universet gjennom en episode dominert av en annen form for mørk energi i Big Bangs første øyeblikk, men inflasjonen tok slutt, noe som indikerer en tilstandsligning som er langt mer kompleks enn de som er antatt så langt i dag -dag mørk energi. Det er mulig at statens mørke energiligning kan endres igjen, noe som resulterer i en hendelse som vil få konsekvenser som er ekstremt vanskelige å forutsi eller parametrere. Siden naturen til mørk energi og mørk materie fortsatt er gåtefull, til og med hypotetisk, er mulighetene rundt deres kommende rolle i universet foreløpig ukjente. Ingen av disse teoretiske endene for universet er sikre.

Observasjonsbegrensninger på teorier

Å velge blant disse rivaliserende scenariene gjøres ved å 'veie' universet, for eksempel måle de relative bidragene til materie , stråling , mørk materie og mørk energi til den kritiske tettheten . Mer konkret blir konkurrerende scenarier evaluert mot data om galaksehoper og fjerne supernovaer , og om anisotropiene i den kosmiske mikrobølgeovnen .

Se også

Referanser

Videre lesning

Adams, Fred; Gregory Laughlin (2000). Universets fem alder: Inne i evighetens fysikk . Simon & Schuster Australia. 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). Uendelig i alle retninger (Gifford -forelesningene fra 1985) . Harper flerårig. ISBN 978-0-06-039081-5.
Harrison, Edward (2003). Universets masker: Endre ideer om kosmos natur . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77351-5.
Mack, Katie (2020). Slutten på alt: (Astrofysisk snakker) . Scribner. ISBN 978-1982103545.
Penrose, Roger (2004). Veien til virkeligheten . Alfred A. Knopf. ISBN 978-0-679-45443-4.
Prigogine, Ilya (2003). Er fremtiden gitt? . World Scientific Publishing. ISBN 978-981-238-508-6.
Smolin, Lee (2001). Three Roads to Quantum Gravity: En ny forståelse av rom, tid og univers . Føniks. ISBN 978-0-7538-1261-7.

Eksterne linker

Baez, J., 2004, " The End of the Universe ".
Caldwell, RR; Kamionski, M .; Weinberg, NN (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Fysiske gjennomgangsbrev . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C . doi : 10.1103/physrevlett.91.071301 . PMID 12935004 .
Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, " Kosmologiske parametere. "
George Musser (2010). "Kan tiden ende?" . Vitenskapelig amerikansk . 303 (3): 84–91. Bibcode : 2010SciAm.303c..84M . doi : 10.1038/scientificamerican0910-84 . PMID 20812485 .
Vaas, Ruediger; Steinhardt, Paul J .; Turok, Neil (2007). "Dark Energy and Life's Ultimate Future". arXiv : physics/0703183 .
A Brief History of the End of Everything , en BBC Radio 4 -serie.
Kosmologi ved Caltech .
Jamal Nazrul Islam (1983): Universets ultimate skjebne . Cambridge University Press , Cambridge , England . ISBN 978-0-521-11312-0 . (Digital utgave utgitt i 2009).

Languages

In other projects