Содержание
1 Сценарии дальнейшей эволюции
2 Космологические эпохи
2.1 Эпоха звёзд (6<η<14)
2.2 Эпоха распада (15<η<39)
2.3 Эпоха чёрных дыр (40<η<100)
2.4 Эпоха вечной тьмы (η>101)
Сценарии дальнейшей эволюции
Вселенная и в наши дни продолжает свою эволюцию, так как эволюционируют её части. Время этой эволюции для каждого типа объектов разнится более, чем на порядок. И когда жизнь объектов одного типа заканчивается, то у других всё только начинается. Это позволяет разбить эволюцию Вселенной на эпохи[1]. Однако конечный вид эволюционной цепи зависит от скорости и ускорения расширения: при равномерной или почти равномерной скорости расширения будут пройдены все этапы эволюции и будут исчерпаны все запасы энергии. Этот вариант развития называется тепловой смертью. Если скорость будет всё нарастать, то, начиная с определённого момента, сила, расширяющая Вселенную, сначала превысит гравитационные силы, удерживающие галактики в скоплениях. За ними распадутся галактики и звёздные скопления. И, наконец, последними распадутся наиболее тесно связанные звёздные системы. Спустя некоторое время, электромагнитные силы не смогут удерживать от распада планеты и более мелкие объекты. Мир вновь будет существовать в виде отдельных атомов. На следующем этапе распадутся и отдельные атомы. Что последует за этим, точно сказать невозможно: на этом этапе перестает работать современная физика.
Вышеописанный сценарий — это сценарий Большого разрыва. Существует и противоположный сценарий — Большое сжатие. Если расширение Вселенной замедляется, то в будущем оно прекратится и начнётся сжатие. Эволюция и облик Вселенной будут определяться космологическими эпохами до того момента, пока её радиус не станет в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образуют единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них всё также будет происходить рождение звёзд, будут вспыхивать сверхновые и, возможно, будет развиваться биологическая жизнь. Всему этому придёт конец, когда Вселенная ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику. Температура реликтового фона достигнет 274К и на планетах земного типа начнёт таять лёд. Дальнейшее сжатие приведёт к тому, что излучение реликтового фона затмит даже центральное светило планетарной системы, выжигая на планетах последние ростки жизни. А вскоре после этого испарятся или будут разорваны на куски сами звёзды и планеты. Состояние Вселенной будет похоже на то, что было в первые моменты её зарождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале, но промотанные в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и электроны, начинает доминировать излучение, потом начинают распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются и сами протоны и нейтроны на отдельные кварки, происходит великое объединение. В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.
Космологические эпохи
Введем понятие космологической декады (η) как десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах:
лет
Эпоха звёзд (6<η<14)
Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд, закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа; в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды — красные карлики,— полностью исчерпав свои источники горения. Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красного гиганта, поглотив Меркурий и, вероятно, Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что будет представлять собой сплошной сгусток лавы.
Эпоха распада (15<η<39)
Если в предыдущей стадии основные объекты Вселенной — звёзды, подобные нашему Солнцу, то в эпоху распада — белые икоричневые карлики, и совсем немного нейтронных звёзд и чёрных дыр. Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры. Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет оно гораздо медленнее. Ныне главенствуют процессы аннигиляции тёмной материи и распад протонов. Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления, слились в одну.
Эпоха чёрных дыр (40<η<100)
На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первый план выходят чёрные дыры. За предыдущие декады они аккрецировали на себя вещество. В эту эпоху они только излучают. Основных механизмов тут два: столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождают значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является Излучение Хокинга: благодаря своей квантовой природе, некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать фотоны света под горизонтом событий, и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов[1]. Однако возможен и другой сценарий. Чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно. Возможно, под действием гравитации она разогреется до Планковской температуры и достигнет Планковской плотности и станет причиной очередногоБольшого взрыва, дав начало новой Вселенной.
Эпоха вечной тьмы (η>101)
Это время уже без каких-либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны и позитроны. Температура стремительно приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позитрония, долгосрочная судьба их — полная аннигиляция.
Так как наша Вселенная расширяется, то в далеком будущем во Вселенной нужно ожидать большие изменения. Чётко устоявшейся единой теории будущего Вселенной нет. Есть лишь много различных теорий.
Большой разрыв. Этот сценарий предполагает разрыв Вселенной на части, из-за её ускорения.Большой разрыв
Разрушение галактики согласно гипотезе Большого разрыва.
Большой разрыв (англ. Big Rip) — космологическая гипотеза о судьбе Вселенной, предсказывающая развал (разрыв) всей материи за конечное время.
Справедливость этой гипотезы сильно зависит от природы тёмной энергии, а именно, от параметра w, равного отношению давления темной энергии к её плотности (см. уравнение состояния). Если w < −1, то Вселенная будет ускоренно расширяться, и величина масштабного фактора станет равной бесконечности за конечное время.
Если гипотеза «Большого разрыва» верна, то, по мере увеличения скорости расширения, расстояние до горизонта событий, — т. е. той части Вселенной, которая удаляется от наблюдателя со скоростью света — будет уменьшаться. Все, что находится за горизонтом, недоступно наблюдению, потому что скорость света является пределом для любых взаимодействий. Объект, расположенный в центре наблюдаемой вселенной, не взаимодействует ни с чем, находящимся за горизонтом. Если размер горизонта событий становится меньше размеров какого-либо объекта, то между частями этого объекта невозможны никакие взаимодействия — ни гравитационное, ниэлектромагнитное, ни сильное или слабое. При w = −3/2, по расчётам, конец Вселенной (Большой разрыв) наступит приблизительно через 22 миллиарда лет.[1]
За миллиард лет до Большого разрыва распадутся скопления галактик.
Примерно за 60 млн лет до Большого разрыва гравитация станет слишком слабой, чтобы удерживать галактики. Распадётся и наша галактика.
За 3 месяца до Большого разрыва Солнечная система станет гравитационно несвязанной.
За 30 минут до Большого разрыва разрушится Земля.
За 10−9 с до конца — разрушатся атомы.
В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.На сегодняшний день неизвестно, обладает ли тёмная энергия такими свойствами, при которых может реализоваться этот сценарий.
Большое сжатие. Этот сценарий предполагает сжатие Вселенной в сингулярность. Крайне маловероятен в связи с наблюдением ускоренного расширения вселенной.
Большое сжатие
В космологии, Большое сжатие (англ. Big Crunch) — один из возможных сценариев будущего Вселенной, в которомрасширение Вселенной со временем меняется на сжатие и вселенная коллапсирует, в конце концов схлопываясь всингулярность.
Обзор
Большое сжатие
Если Вселенная конечна в пространстве и скорость расширения не превышаетскорость убегания, то совместное гравитационное притяжение всей её материи в конце концов остановит расширение Вселенной и заставит её сжиматься. Вследствие возрастания энтропии картина сжатия будет сильно отличаться от обращённого во времени расширения. В то время как ранняя Вселенная была очень однородной, сжимающаяся Вселенная будет разбиваться на отдельные изолированные группы. В конце концов, вся материя коллапсирует в чёрные дыры, которые затем будут срастаться, создавая в результате единую чёрную дыру —сингулярность Большого сжатия.
Постоянная Хаббла определяет текущее состояние расширения Вселенной, а сила гравитации зависит от плотности и давления материи во Вселенной, а их соотношение задаётся критической плотностью Вселенной. Если плотность Вселенной больше критической, то гравитационные силы остановят расширение Вселенной и она начнёт сжиматься. Если же плотность Вселенной меньше критической, Вселенная будет продолжать расширяться и сил гравитации будет недостаточно, чтобы остановить это расширение. Этот сценарий развития приведёт к результату, известному как «Большое замерзание», когда Вселенная остывает по мере расширения и достигает состояния энтропии[1]. Некоторые теории говорят, что Вселенная может сжаться до состояния, с которого она началась, а затем произойдёт новый Большой Взрыв, и такие циклы сжатия-расширения будут продолжаться вечно[2]. Последние экспериментальные свидетельства (а именно: наблюдение дальних сверхновых как объектов стандартной светимости (подробнее см. Шкала расстояний в астрономии), а также тщательное изучение реликтового излучения) приводят к выводу, что расширение Вселенной не замедляется гравитацией, а наоборот, ускоряется. Однако, вследствие неизвестной природы тёмной энергии всё-таки возможно, что когда-нибудь ускорение поменяет знак и вызовет сжатие[3].
3. Чем отличается космологическая сингулярная точка от математической?
Математическая точка- ?
Популярная в современной науке гипотеза о происхождении Вселенной известна под названием «Большого взрыва» (БВ). Наблюдения за Вселенной показывают, что она постоянно расширяется, – галактики разбегаются на всех пространственных масштабах. Еслиэто так, рассудили ученые, тогда было время, когда Вселенная была сосредоточена в однойточке (сингулярная точка). Так родилась принятая многими учеными БВ-гипотеза. Представления о различных вариантах БВ-гипотезы можно почерпнуть, например, вработах [11–13], описывающих однородную изотропную Вселенную на горячей стадии ее эволюции и на последующих космологических1 этапах. В последние десятилетия у ученых популярна стандартная космологическая модель, позволяющая понять многие наблюдаемые свойства Вселенной и оценивающая её возраст приблизительно в 14 миллиардов лет, что согласуется с оценками возраста наиболее старых звезд. Если мысленно перенестись в сингулярную точку, то мы узнаем, что материя всоответствии со стандартной моделью была сжата настолько, что не действовали никакиезаконы природы. Материя находилась под чудовищным давлением, ни один атом в таком состоянии не мог выжить, поэтому сингулярная точка состояла лишь из элементарных частиц и излучения. После взрыва материя стала разлетаться с огромным импульсом попрямым от центра.