Universums ultimata öde

"End of the universe" omdirigerar här. För den fysiska platsen, se Shape of the universe . För tv-seriens avsnitt, se End of the Universe (LEXX-avsnitt) . För religiösa föreställningar, se Eskatologi .

Universums yttersta öde är ett ämne inom fysisk kosmologi , vars teoretiska begränsningar tillåter möjliga scenarier för universums utveckling och yttersta öde att beskrivas och utvärderas. Baserat på tillgängliga observationsbevis har beslut om universums öde och utveckling blivit en giltig kosmologisk fråga, som ligger bortom de mestadels otestbara begränsningarna för mytologiska eller teologiska övertygelser . Flera möjliga framtider har förutspåtts av olika vetenskapliga hypoteser, inklusive att universum kan ha existerat under en begränsad och oändlig varaktighet , eller för att förklara sättet och omständigheterna för dess början.

Observationer gjorda av Edwin Hubble under 1930-1950-talet visade att galaxer verkade röra sig bort från varandra, vilket ledde till den för närvarande accepterade Big Bang- teorin. Detta tyder på att universum började mycket tätt för cirka 13,787 miljarder år sedan , och det har expanderat och (i genomsnitt) blivit mindre tätt sedan dess. Bekräftelsen av Big Bang beror mest på att man känner till expansionshastigheten, materiens medeldensitet och de fysiska egenskaperna hos massenergin i universum.

Det finns en stark konsensus bland kosmologer om att universums form anses "platt" ( parallella linjer förblir parallella) och kommer att fortsätta att expandera för alltid.

Faktorer som måste beaktas för att bestämma universums ursprung och slutliga öde inkluderar galaxernas genomsnittliga rörelser, universums form och struktur och mängden mörk materia och mörk energi som universum innehåller.

Framväxande vetenskaplig grund

Se även: Tidslinje för kosmologiska teorier och universums kronologi

Teori

Den teoretiska vetenskapliga utforskningen av universums yttersta öde blev möjlig med Albert Einsteins 1915 teori om allmän relativitet . Allmän relativitetsteori kan användas för att beskriva universum i största möjliga skala. Det finns flera möjliga lösningar på den allmänna relativitetstekvationen, och varje lösning innebär ett möjligt yttersta öde för universum.

Alexander Friedmann föreslog flera lösningar 1922, liksom Georges Lemaître 1927. I några av dessa lösningar har universum expanderat från en initial singularitet som i huvudsak var Big Bang.

Observation

1929 publicerade Edwin Hubble sin slutsats, baserad på hans observationer av Cepheid variabla stjärnor i avlägsna galaxer, att universum expanderade. Sedan dess universums början och dess möjliga slut varit föremål för allvarliga vetenskapliga undersökningar.

Big Bang och Steady State teorier

1927 lade Georges Lemaître upp en teori som sedan dess har kommit att kallas Big Bang-teorin om universums ursprung. 1948 Fred Hoyle fram sin motsatta Steady State-teori där universum ständigt expanderade men förblev statistiskt oförändrat eftersom ny materia ständigt skapas. Dessa två teorier var aktiva utmanare fram till Arno Penzias och Robert Wilsons upptäckt 1965 av den kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålningen , ett faktum som är en enkel förutsägelse av Big Bang-teorin, och en som den ursprungliga Steady State-teorin inte kunde redogöra för . Som ett resultat blev Big Bang-teorin snabbt den mest utbredda synen på universums ursprung.

Kosmologisk konstant

Einstein och hans samtida trodde på ett statiskt universum . När Einstein fann att hans allmänna relativitetsekvationer lätt kunde lösas på ett sådant sätt att universum kunde expandera i nuet och dra ihop sig i en lång framtid, lade han till dessa ekvationer vad han kallade en kosmologisk konstant - i huvudsak en konstant energitäthet, opåverkad av någon expansion eller sammandragning ⁠— ⁠vars roll var att kompensera gravitationens inverkan på universum som helhet på ett sådant sätt att universum skulle förbli statiskt. Men efter att Hubble tillkännagav sin slutsats att universum expanderade, skulle Einstein skriva att hans kosmologiska konstant var "den största blunderen i mitt liv."

Densitetsparameter

En viktig parameter i universumteorin är densitetsparametern , omega ( $\Omega$ ), definierad som universums genomsnittliga materiedensitet dividerat med ett kritiskt värde för den densiteten. Detta väljer en av tre möjliga geometrier beroende på om $\Omega$ är lika med, mindre än eller större än $1$ . Dessa kallas de platta, öppna respektive slutna universum. universums övergripande geometri och inte till den lokala krökningen av rumtiden som orsakas av mindre massaklumpar (till exempel galaxer och stjärnor ). Om det primära innehållet i universum är inert materia, som i de dammmodeller som var populära under stora delar av 1900-talet, finns det ett särskilt öde som motsvarar varje geometri. Därför syftade kosmologer till att bestämma universums öde genom att mäta ${\displaystyle \Omega } ,$ eller motsvarande hastigheten med vilken expansionen bromsade in.

Frånstötande kraft

Från och med 1998 har observationer av supernovor i avlägsna galaxer tolkats som överensstämmande med ett universum vars expansion accelererar . Efterföljande kosmologisk teoretisering har utformats för att möjliggöra denna möjliga acceleration, nästan alltid genom att åberopa mörk energi , som i sin enklaste form bara är en positiv kosmologisk konstant. I allmänhet är mörk energi en sammanfattande term för varje hypotesfält med negativt tryck, vanligtvis med en densitet som förändras när universum expanderar.

Rollen av universums form

Se även: Universums form

Det yttersta ödet för ett expanderande universum beror på materiedensiteten $\Omega _{M}$ och den mörka energidensiteten $\Omega _{\Lambda }$

Den nuvarande vetenskapliga konsensusen för de flesta kosmologer är att universums yttersta öde beror på dess övergripande form, hur mycket mörk energi det innehåller och på tillståndsekvationen som bestämmer hur den mörka energitätheten reagerar på universums expansion. Nya observationer drar slutsatsen, från 7,5 miljarder år efter Big Bang, att universums expansionshastighet förmodligen har ökat, i proportion med teorin om det öppna universum. Men mätningar gjorda av Wilkinson Microwave Anisotropy Probe tyder på att universum antingen är platt eller mycket nära platt.

Stängt universum

Om $\Omega >1$ stängs rymdens geometri som ytan på en sfär. Summan av vinklarna i en triangel överstiger 180 grader och det finns inga parallella linjer; alla linjer möts så småningom. Universums geometri är, åtminstone i mycket stor skala, elliptisk .

I ett slutet universum stoppar gravitationen så småningom universums expansion, varefter den börjar dra ihop sig tills all materia i universum kollapsar till en punkt, en sista singularitet som kallas "Big Crunch ", motsatsen till Big Bang . Vissa nya moderna teorier antar att universum kan ha en betydande mängd mörk energi, vars frånstötande kraft kan vara tillräcklig för att få universums expansion att fortsätta för evigt – även om Ω > 1 {\displaystyle \ $}$ .

Öppet universum

Om $\Omega <1$ , är rymdens geometri öppen , dvs negativt krökt som ytan på en sadel. Vinklarna i en triangel summeras till mindre än 180 grader, och linjer som inte möts är aldrig lika långt; de har en punkt med minsta avstånd och växer annars isär. Geometrin i ett sådant universum är hyperbolisk .

Även utan mörk energi expanderar ett negativt krökt universum för alltid, med gravitationen som försumbart bromsar expansionshastigheten. Med mörk energi fortsätter expansionen inte bara utan accelererar. Det yttersta ödet för ett öppet universum är antingen universell värmedöd , en " stor frysning " (inte att förväxla med värmedöd , trots till synes liknande namntolkning ⁠; se §Teorier om universums ände nedan), eller en " stor " Rip " - i synnerhet mörk energi , kvintessens och Big Rip- scenariot - där accelerationen som orsakas av mörk energi så småningom blir så stark att den helt överväldigar effekterna av gravitationskrafterna , elektromagnetiska och starka bindningskrafter .

Omvänt skulle en negativ kosmologisk konstant , som skulle motsvara en negativ energitäthet och positivt tryck, få till och med ett öppet universum att kollapsa igen till en stor kris.

Platt universum

Om universums medeldensitet är exakt lika med den kritiska densiteten så att ${\displaystyle \Omega =1} ,$ då är universums geometri platt: som i euklidisk geometri är summan av vinklarna i en triangel 180 grader och parallella linjer håller kontinuerligt samma avstånd. Mätningar från Wilkinson Microwave Anisotropy Probe har bekräftat att universum är platt inom en felmarginal på 0,4 %.

I frånvaro av mörk energi expanderar ett platt universum för evigt men i en ständigt avtagande hastighet, med expansion som asymptotiskt närmar sig noll. Med mörk energi saktar universums expansionshastighet till en början, på grund av gravitationens effekter, men ökar så småningom, och universums yttersta öde blir detsamma som för ett öppet universum.

Teorier om universums ände

Universums öde kan bestämmas av dess densitet. Den övervägande delen av bevis hittills, baserat på mätningar av expansionshastigheten och massdensiteten, gynnar ett universum som kommer att fortsätta att expandera på obestämd tid, vilket resulterar i scenariot "Big Freeze" nedan. Observationer är dock inte avgörande och alternativa modeller är fortfarande möjliga.

Stor frysning eller värmedöd

Huvudartiklar: Future of an expanding universe and Heat death of the universe

The Big Freeze (eller Big Chill) är ett scenario där fortsatt expansion resulterar i ett universum som asymptotiskt närmar sig absolut nolltemperatur. Detta scenario, i kombination med Big Rip-scenariot, vinner mark som den viktigaste hypotesen. Det kan, i frånvaro av mörk energi, endast inträffa under en platt eller hyperbolisk geometri. Med en positiv kosmologisk konstant kan det också förekomma i ett slutet universum. I det här scenariot stjärnor bildas normalt under 10 ¹² till 10 ¹⁴ (1–100 biljoner) år, men så småningom kommer tillgången på gas som behövs för stjärnbildning att vara slut. När befintliga stjärnor får slut på bränsle och slutar lysa, kommer universum sakta och obönhörligt att bli mörkare. Så småningom svarta hål att dominera universum, som själva kommer att försvinna med tiden när de sänder ut Hawking-strålning . Under oändlig tid skulle det finnas en spontan entropiminskning av Poincarés återfallssats , termiska fluktuationer och fluktuationssatsen .

Ett relaterat scenario är värmedöd , som säger att universum går till ett tillstånd av maximal entropi där allt är jämnt fördelat och det inte finns några gradienter - som behövs för att upprätthålla informationsbehandling , varav en form är liv . Scenariot för värmedöd är kompatibelt med någon av de tre rumsliga modellerna, men kräver att universum når ett eventuellt temperaturminimum.

Stor Rip

Huvudartikel: Big Rip

Den nuvarande Hubble-konstanten definierar en accelerationshastighet för universum som inte är tillräckligt stor för att förstöra lokala strukturer som galaxer, som hålls samman av gravitationen, men tillräckligt stor för att öka utrymmet mellan dem. En stadig ökning av Hubble-konstanten till oändligheten skulle resultera i att alla materiella objekt i universum, med början i galaxer och så småningom (inom en begränsad tid) alla former, oavsett hur små de är, sönderfaller till obundna elementarpartiklar, strålning och vidare . När energitätheten, skalfaktorn och expansionshastigheten blir oändliga slutar universum som vad som faktiskt är en singularitet.

I det speciella fallet med fantommörk energi , som har antagit negativ kinetisk energi som skulle resultera i en högre accelerationshastighet än vad andra kosmologiska konstanter förutsäger, kan en mer plötslig stor rivning inträffa.

Stort Crunch

Huvudartikel: Big Crunch

The Big Crunch. Den vertikala axeln kan betraktas som expansion eller kontraktion med tiden.

The Big Crunch -hypotesen är en symmetrisk bild av universums yttersta öde. Precis som Big Bang började som en kosmologisk expansion, antar denna teori att universums genomsnittliga täthet kommer att räcka för att stoppa dess expansion och universum kommer att börja dra ihop sig. Resultatet är okänt; en enkel uppskattning skulle få all materia och rum-tid i universum att kollapsa till en dimensionslös singularitet tillbaka till hur universum började med Big Bang, men på dessa skalor måste okända kvanteffekter beaktas (se Kvantgravitation ). Nya bevis tyder på att detta scenario är osannolikt men har inte uteslutits, eftersom mätningar har varit tillgängliga endast under en kort tidsperiod, relativt sett, och kan vända i framtiden.

Detta scenario tillåter Big Bang att inträffa omedelbart efter Big Crunch i ett föregående universum. Om detta händer upprepade gånger skapar det en cyklisk modell , som också är känd som ett oscillerande universum. Universum kan då bestå av en oändlig sekvens av ändliga universum, där varje ändligt universum slutar med en Big Crunch som också är Big Bang i nästa universum. Ett problem med det cykliska universum är att det inte förenar sig med termodynamikens andra lag , eftersom entropi skulle byggas upp från svängning till svängning och orsaka universums slutliga värmedöd . Aktuella bevis indikerar också att universum inte är stängt . Detta har fått kosmologer att överge den oscillerande universummodellen. En något liknande idé omfattas av den cykliska modellen , men denna idé undviker värmedöd på grund av en expansion av kliarna som späder ut entropin som ackumulerats i föregående cykel.

Stor Bounce

Huvudartikel: Big Bounce

The Big Bounce är en teoretiserad vetenskaplig modell relaterad till början av det kända universum. Det härrör från det oscillerande universum eller cyklisk upprepningstolkning av Big Bang där den första kosmologiska händelsen var resultatet av kollapsen av ett tidigare universum.

Enligt en version av Big Bang-teorin om kosmologi var universum i början oändligt tätt. En sådan beskrivning verkar strida mot andra mer allmänt accepterade teorier, särskilt kvantmekaniken och dess osäkerhetsprincip . Därför har kvantmekaniken gett upphov till en alternativ version av Big Bang-teorin, specifikt att universum tunnlade till existens och hade en ändlig densitet i överensstämmelse med kvantmekaniken, innan det utvecklades på ett sätt som styrs av klassisk fysik. Dessutom, om universum är stängt, skulle denna teori förutsäga att när detta universum kollapsar kommer det att skapa ett annat universum i en händelse som liknar Big Bang efter att en universell singularitet har uppnåtts eller en frånstötande kvantkraft orsakar återexpansion.

Enkelt uttryckt säger denna teori att universum kontinuerligt kommer att upprepa cykeln av en Big Bang, följt upp med en Big Crunch.

Kosmisk osäkerhet

Varje möjlighet som hittills beskrivits är baserad på en mycket enkel form för tillståndets mörkenergiekvation. Men som namnet är tänkt att antyda, är mycket lite känt för närvarande om mörk energis fysik . Om teorin om inflation är sann, gick universum igenom en episod som dominerades av en annan form av mörk energi i de första ögonblicken av Big Bang, men inflationen tog slut, vilket indikerar en tillståndsekvation som är mycket mer komplex än de som hittills antagits för närvarande -dag mörk energi. Det är möjligt att tillståndsekvationen för mörk energi skulle kunna förändras igen, vilket resulterar i en händelse som skulle få konsekvenser som är extremt svåra att förutsäga eller parametrisera. Eftersom naturen hos mörk energi och mörk materia förblir gåtfull, till och med hypotetisk, är möjligheterna kring deras kommande roll i universum för närvarande okända. Inget av dessa teoretiska slut för universum är säkert. Med andra ord, med tanke på att universum bara är omkring 14 miljarder år gammalt, kan en extrapolering av trenderna som observerats i den kosmiska historien hittills till en betydligt längre tidsskala kritiseras som otillräckligt underbyggd.

Andra möjliga öden till universum

Det finns också några möjliga händelser, som Big Slurp, som allvarligt skulle skada universum, även om universum som helhet inte skulle förstöras helt som ett resultat.

Stor Slurp

Huvudartikel: Falskt vakuumförfall

Denna teori hävdar att universum för närvarande existerar i ett falskt vakuum och att det kan bli ett sant vakuum när som helst.

För att bäst förstå den falska vakuumkollapsteorin måste man först förstå Higgsfältet som genomsyrar universum. Ungefär som ett elektromagnetiskt fält varierar det i styrka baserat på dess potential. Ett sant vakuum existerar så länge som universum existerar i dess lägsta energitillstånd, i vilket fall den falska vakuumteorin är irrelevant. Men om vakuumet inte är i sitt lägsta energitillstånd (ett falskt vakuum ), kan det tunneleras till ett lägre energitillstånd. Detta kallas vakuumförfall . Detta har potential att i grunden förändra vårt universum; i mer djärva scenarier kan även de olika fysiska konstanterna ha olika värden, vilket allvarligt påverkar grunden för materia , energi och rumtid . Det är också möjligt att alla strukturer kommer att förstöras omedelbart, utan någon förvarning.

Men bara en del av universum skulle förstöras av Big Slurp medan det mesta av universum fortfarande skulle vara opåverkat eftersom galaxer som ligger längre än 4 200 megaparsecs (13 miljarder ljusår) från varandra rör sig bort från varandra snabbare än ljusets hastighet medan själva Big Slurp inte kan expandera snabbare än ljusets hastighet.

Observationsbegränsningar för teorier

Att välja bland dessa rivaliserande scenarier görs genom att "väga" universum, till exempel, mäta de relativa bidragen av materia , strålning , mörk materia och mörk energi till den kritiska densiteten . Mer konkret utvärderas konkurrerande scenarier mot data om galaxkluster och avlägsna supernovor , och om anisotropierna i den kosmiska mikrovågsbakgrunden .

Se även

• Alan Guth
• Andrei Linde
• Antropisk princip
• Tidens pil
• Kosmologisk horisont
• Cyklisk modell
• Freeman Dyson
• Allmän relativitetsteori
• John D. Barrow
• Kardashev skala
• Multiversum
• Universums form
• Tidslinje för den avlägsna framtiden
• Nollenergiuniversum

Vidare läsning

•   Adams, Fred; Gregory Laughlin (2000). Universums fem åldrar: Inuti evighetens fysik . Simon & Schuster Australien. 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). Oändligt åt alla håll (Gifford-föreläsningarna 1985) . Harper Perenn. ISBN 978-0-06-039081-5 .
•   Harrison, Edward (2003). Masks of the Universe: Changing Ideas on the Nature of the Cosmos . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77351-5 .
•   Mack, Katie (2020). The End of Everything: (astrofysiskt sett) . Scribner. ISBN 978-1982103545 .
•   Penrose, Roger (2004). Vägen till verkligheten . Alfred A. Knopf. ISBN 978-0-679-45443-4 .
•   Prigogine, Ilya (2003). Är framtiden given? . World Scientific Publishing. ISBN 978-981-238-508-6 .
•   Smolin, Lee (2001). Three Roads to Quantum Gravity: A New Understanding of Space, Time and the Universe . Fågel Fenix. ISBN 978-0-7538-1261-7 .
•    Morris, Richard (1982). Universums öde . New York: Playboy Press. ISBN 0-87223-748-6 . OCLC 7924027 .
•    Islam, Jamal N. (1983). Universums ultimata öde . Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-24814-0 . OCLC 8728162 .

externa länkar

• Baez, J., 2004, " The End of the Universe ".
•    Caldwell, RR; Kamionski, M.; Weinberg, NN (2003). "Fantomenergi och kosmisk domedag". Fysiska granskningsbrev . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C . doi : 10.1103/physrevlett.91.071301 . PMID 12935004 . S2CID 119498512 .
• Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, " Kosmologiska parametrar. "
•   George Musser (2010). "Kan tiden ta slut?" . 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). "Mörk energi och livets ultimata framtid". arXiv : fysik/0703183 .
• A Brief History of the End of Everything , en BBC Radio 4 -serie.
• Kosmologi på Caltech .
•   Jamal Nazrul Islam (1983): Universums ultimata öde . Cambridge University Press , Cambridge , England . ISBN 978-0-521-11312-0 . (Digital tryckt version publicerad 2009).