Будущее расширяющейся Вселенной
Космологические модели показывают, что расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Если это так, то Вселенная будет охлаждаться, и в конечном итоге станет слишком холодной для поддержания жизни. По этой причине, такой сценарий будущего называют «Большим замерзанием». [1]
Если тёмная энергия будет ускорять расширение Вселенной, пространство между кластерами галактик будет расти всё более быстрыми темпами. Красное смещение растянет приходящие фотоны (даже гамма-излучения) до длин волны настолько больших и энергий настолько низких, что те перестанут быть обнаруживаемыми. Новые звёзды будут появляться в течение 1–100 триллионов лет, пока не исчерпают весь газ, необходимый для их образования и горения, и вселенная будет медленно и неумолимо холоднеть и темнеть. Согласно гипотезам, предсказывающим распад протона, звёздные остатки исчезнут, оставив за собой лишь чёрные дыры, которые в конце концов сами испарятся через излучение Хокинга. В конечном итоге, согласно второму закону термодинамики, Вселенная достигнет состояния, в котором дальнейшая работа будет невозможна, что приведёт к тепловой смерти Вселенной.
Содержание
[править] Космология
Бесконечное расширение не определяет пространственной кривизны Вселенной. Вселенная может быть открытой (с отрицательной пространственной кривизной), плоской или закрытой (с положительной пространственной кривизной). Если она закрыта, должно присутствовать достаточное количество тёмной энергии, чтобы противодействовать гравитационному притяжению материи и другим силам, стремящемся сжать Вселенную. Открытая и плоская вселенная будет расширяться вечно, даже в отсутствие тёмной энергии. Наблюдения реликтового излучения по проекту Wilkinson Microwave Anisotropy Probe свидетельствует о том, что Вселенная является плоской и имеет значительное количество тёмной энергии. В этом случае Вселенная должна продолжать расширяться с возрастающей скоростью. Ускоренное расширения Вселенной подтверждалась наблюдениями сверхновых в далёких галактиках. Если верна космологическая модель ΛCDM (Модель Лямбда-СDM), и тёмная энергия формирует космологическую постоянную, расширение со временем станет экспоненциальным.
Если теория инфляции верна, Вселенная прошла через период, преобладания различной формы тёмной энергии в первые моменты большого взрыва; но инфляция закончилась, показав нам тёмную материю в её сегодняшнем состоянии. Возможно, состояние тёмной энергии может снова измениться, в результате события, которое будет иметь последствия, которые крайне трудно определить или предсказать.
[править] История открытия
В 1970-е годы, будущее расширяющейся Вселенной было изучено астрофизиком Джамалем Исламом и физиком Фрименом Дайсоном. Не так давно, астрофизики Фред Адамс и Грег Лафлин разделили прошлое и будущее расширяющейся Вселенной, на 5 эпох. Первая, начальная эпоха, это время, в прошлом, сразу после Большого взрыва, когда звезды ещё не сформировались. Вторая, эпоха звёздобразования, включает в себя сегодняшний день и все звезды и галактики, которые мы наблюдаем. Это время, в течение которого звезды формируются из коллапсирующего облака газа. В последующей эпохи вырождения , звезды будут выгорать, оставляя за собой белых карликов, нейтронные звезды и чёрные дыры. В эпоху Черных дыр, белые карлики, нейтронные звезды, и другие более мелкие астрономические объекты будут уничтожены протонным распадом, оставив только чёрные дыры. Наконец, в тёмную эпоху, даже чёрные дыры исчезнут, оставив лишь разряжённый газ из фотонов и лептонов.
Хронология ниже предполагает ускоряющиеся расширение Вселенной. Если Вселенная начнёт сжиматься, последующие события на временной шкале могут и не произойти, поскольку Большое сжатие приведёт Вселенную в горячее и плотное состояние наподобие того, что было после Большого взрыва.
[править] Хронология процесса
[править] Эпоха звёздообразования
Наблюдаемой Вселенной в настоящее время примерно 1,38×10 10 (13,8 млрд) лет. Примерно через 155 миллионов лет после Большого взрыва сформировались первые звезды. Это происходило в результате сжатия небольших и плотных участков холодных молекулярных облаков водорода. Сначала из-за гравитационного сжатия формировалась горячая и яркая протозвезда. После продолжительного сжатия температура в её центре стремительно возрастает достаточно для начала термоядерного синтеза водорода.
Звезды, масса которых была очень низкой, в конечном счёте истощат свои запасы водорода, способного к синтезу, становясь гелиевыми белыми карликами. Звезды малой и средней массы извергнут часть своей массы в виде планетарных туманностей и в конце концов тоже станут белыми карликами; более массивные звезды будут взрываться в сверхновые, оставив после себя нейтронные звезды или чёрные дыры. Так или иначе, хотя некоторая часть звёздного вещества может вернуться в межзвёздную среду, вырожденный звёздный остаток так и будет на месте. Таким образом, запасы газа для звёздообразования будут неуклонно истощаться.
[править] Галактики Млечный путь и Галактика Андромеды сливаются в одну
Галактика Андромеды в настоящее время находится примерно в 2,5 миллионах световых лет от нашей Галактики, и они движутся навстречу друг другу примерно 300 километров в секунду. Примерно через 5 млрд лет, или 19 млрд лет после большого взрыва, Млечный путь и Андромеда столкнутся друг с другом и сольются в одну большую галактику. В 2012 году на основании данных с космического телескопа «Хаббл» было подтверждено, что столкновение точно произойдёт.
[править] Слияние Местной группы галактик и Сверхскопления Девы
Галактики в местной группе, скопления галактик, которые включает в себя Млечный путь и Галактику Андромеды, являются гравитационно связанными друг с другом. Ожидается, что через 100 миллиардов – 1 триллион лет, их орбиты будут разрушаться и вся Местная группа сольются в одну большую галактику.
Если предположить, что темная энергия заставляет Вселенную расширяться с ускорением, примерно через 150 миллиардов лет все галактики за пределами местной группы выйдут за космологический горизонт. Местная группа перестанет взаимодействовать с другими суперкластерами. Наблюдатель в Местной группе фактически перестанет видеть далёкие галактики и звёзды, а также события, после 150 млрд лет от местного времени. Поэтому теоретически, после 150 миллиардов лет межгалактический транспорт и связь становится невозможной.
[править] Галактики за пределами местного Сверхскопления Девы больше не обнаруживаются
Примерно через 2 триллиона лет, все галактики за пределами местного Сверхскопления перестанут быть наблюдаемыми в любом диапазоне.
[править] Эпоха вырождения
Примерно через 100 триллионов лет от сегодняшнего момента, прекратится формирование звёзд, оставив лишь пыль, белых карликов и нейтроных звёзд. Этот период будет последним, перед началом глобального распада.
[править] Остановка звёздообразования
Согласно оценке примерно через 100 триллионов лет или меньше, звёздообразование прекратится. Наименее массивные звезды дольше всех будут выжигать своё водородное топливо. Таким образом, наиболее долго живущие звезды во Вселенной — это маломассивные красные карлики, с массой около 0.08 масс солнца, которые имеют срок жизни до 10 трлн лет. Это сравнимо с протяжённостью времени, в течение которого происходило формирование звёзд . Однажды звездообразования закончится и наименее массивные красные карлики израсходуют своё топливо, ядерный синтез в их ядрах прекратится. Они остынут и станут белыми карликами. Останутся только объекты, с массой менее 0.08 масс солнца, и вырожденные остатки; белые карлики, нейтронных звезды и чёрные дыры, образование звёзд с начальными массами более 8 масс солнца прекратится. Большая часть этих объектов, примерно 90%, будет в виде белых карликов. В отсутствие каких-либо источников энергии, все эти тела будут остывать и становиться тусклыми.
Вселенная станет слишком тёмной, после того, как догорит последняя звезда. Даже если и так, там ещё может присутствовать случайный свет. Одним из способов, которым Вселенная может быть освещена, это если сольются два углеродно-кислородных белые карлика с общей массой больше, чем предел Чандрасекара — около 1,4 солнечных масс.В результирующем объекте вспыхнет термоядерный синтез, затем произойдёт превращение в сверхновую которая сможет освещать вселенную в течение нескольких недель. Если общая масса не превышает предел Чандрасекара, но больше, чем минимальная масса для плавления углерода (около 0,9 масс солнца), это может зажечь углеродную звезду со сроком жизни 1 млн лет. Кроме того, если столкнутся два гелиевых белых карлика с суммарной массой не менее 0,3 масс солнца, может зажечься звезда со сроком жизни в несколько сотен миллиардов лет. Наконец, если столкнуться коричневые карлики, может появится красный карлик и существовать в течение 10 триллионов лет.
[править] Разлет планет со своих орбит и столкновения с другими звёздами
Со временем планеты покинут свои орбиты из за гравитационных возмущений, вызванных остатками других звёзд и галактик, а также столкновениями с ними.
[править] Звёздные остатки покидают галактики и превращаются в чёрные дыры
В течение большого количества времени все тела во вселенной обменивались кинетической энергией, что привело к динамической релаксации, согласно распределению Максвелла–Больцмана. В состоянии динамического расслабление могут протекать либо близкие контакты двух звезд либо менее сильное, но более частое отдалённое взаимодействие. Например при столкновении двух коричневых карликов, их траектории изменятся незначительно. После большого количества столкновений, легкие объекты, приобретут кинетическую энергию, в то время как более тяжелые потеряют её.
Из-за динамической релаксации, некоторые объекты получат достаточно энергии, чтобы достичь скорости покидания галактик, так, галактики будут распадаться. На своём пути эти объекты будут встречать более плотные галактики. Затем процесс будет ускоряется. В конечном итоге большинство объектов (90%–99%) покинет галактики, оставив небольшую часть (может быть от 1% до 10%), те в свою очередь попадут в центральные сверхмассивной черные дыры галактик.
[править] Начало распада нуклонов
Последующая эволюция Вселенной зависит от наличия и скорости протонного распада. Экспериментальные данные показывают, что если протон нестабилен, то его полураспад составляет, по крайней мере, 10 34 лет. Если какая-либо из Теорий Великого Объединения верна, то можно предполагать, что период полураспада протона находится в пределах 10 41 лет. Нейтроны, связанные в ядрах, также ожидает распад с периодом полураспада, сопоставимого с протоном.
Если будет доказано, что протон не распадается на части со временем, звездная масса по-прежнему будет исчезать, но более медленно. Это одна из дилемм современной космологии.
В приведённой хронологии предполагается что период полураспада протона примерно 10 37 лет. Это означает, что после 10 37 года, половина всей барионной материи будет переведены в гамма-кванты и лептоны посредством протонного распада.
[править] Все нуклоны распались
Учитывая предполагаемый период полураспада протона, нуклоны (протоны и нейтроны связаны) распадутся через 10 40 лет. Во всей вселенной к концу эпохи распада будет насчитываться, по оценкам, 10 80 протонов, и это количество будет постоянно уменьшаться. Фактически, вся барионная материя будет изменена в фотоны и лептоны. Некоторые модели предсказывают формирование стабильных атомов позитрония с диаметром, большим чем наблюдаемая в настоящий момент вселенная — около 10 85 св. лет, и что все это, в свою очередь, приведёт к распаду в течение 10 141 лет.
[править] Эра чёрных дыр
Спустя 10 40 лет во Вселенной будут доминировать чёрные дыры. Они будут медленно испаряться через излучение Хокинга. Чёрная дыра с массой около одной массы Солнца исчезнет примерно за 2×10 66 лет. Время жизни чёрной дыры пропорционально кубу её массы, то есть чем массивней дыра, тем дольше она будет распадаться. Сверхмассивная чёрная дыра с массой 10 11 (100 млрд) масс солнца испарится примерно 2×10 99 года.
Излучение Хокинга имеет тепловой спектр. В течение всей продолжительности жизни излучение имеет низкую температуру, в основном, в виде безмассовых частиц, таких как фотоны и гипотетические гравитоны. По мере уменьшения массы чёрной дыры, её температура будет повышаться, приблизившись к солнечной, когда масса чёрной дыры снизится до 10 19 кг. Затем дыра станет временным источником света во тьмы эры чёрных дыр. На последних этапах испарения черные дыры будут испускать не только безмассовые частицы, но и более тяжелые, такие как электроны, позитроны, протоны и антипротоны.
[править] Если протоны не распадаются по вышеописанному сценарию
В случае, если протон не распадается, как описано выше, эра Вырожденния будет длиться дольше, и будет перекрывать эру черных дыр. К сроку в 10 65 лет, по-видимому, твёрдые объекты, такие как скалы и метеориты смогут перестроить свои атомы и молекулы посредством квантового туннелирования, и станут вести себя как жидкости, но взаимодействуя более медленно. Однако, ожидается, что протоны, по прежнему будут уничтожаться, при помощи процессов с участием виртуальных чёрных дыр, или других процессов, с периодом полураспада около 10 200 лет. Например, в рамках стандартной модели, группы из 2 или более нуклонов теоретически нестабильны, потому что киральная аномалия приводит к процессам, которые изменяют барионные числа.
[править] Тёмная Эпоха и Эра фотонов
После того, как все чёрные дыры испарятся (и после того, как все обычное вещество, состоящее из протонов, распадётся, если протоны нестабильны), Вселенная будет почти пустой. Фотоны, нейтрино, электроны и позитроны будут летать с места на место, почти никогда не встречаясь. Гравитационно во Вселенной будут доминировать тёмная материя, электроны и позитроны (не протоны). В этой эпохе материя будет очень рассеяна по вселенной, и вся вселенная будет иметь очень низкий уровень внутренней энергии и в очень больших временных масштабах по сравнению с другими эпохами. Электроны и позитроны будут дрейфовать через пространство, сталкиваясь друг с другом, а иногда и атомами позитрония. Эти структуры являются нестабильными, однако и их составные частицы должны в конечном счёте аннигилировать. Другие низкоуровневые аннигиляции будут проходить очень медленно. Вселенной в это время достигнет экстремально низкого энергетического состояния.
[править] Дальнейшая судьба Вселенной
Что произойдёт, после эры фотонов, никто точно не знает, но существует ряд космологических гипотез. Возможно, в далёком будущем произойдёт Большой Разрыв. Также, вселенная может войти в новую инфляционную эпоху, или если предположить, что пространство Вселенной находится в состоянии ложного вакуума, вакуум может перейти в нижнее энергетическое состояние
Предположительно, в условиях экстремально низких энергетических состояний квантовые события превращаются из пренебрежительно малых в основные макроскопические явления, и поскольку малейшие возмущения имеют значительные последствия, невозможно сказать что произойдёт с пространством и временем в эту эпоху. Складывается впечатление, что «макрофизические» законы будут нарушаться, а законы «квантофизические» будут преобладать.
Вселенная, возможно, избежит тепловой смерти благодаря квантовым флуктуациям, которые бы могли вызвать новый Большой взрыв примерно через 10 10 56 лет.
За бесконечный промежуток времени может происходить самопроизвольное уменьшение энтропии, согласно теореме Пуанкаре о возвращении или через тепловые колебания.
[править] Модель без распада нуклонов
Если протоны не распадаются, звезды будут по-прежнему становятся черными дырами, но более медленно. Следующая хронология событий предполагает, что протонного распада не происходит.
[править] Материя превращается в изотопы железа
Через 10 1500 лет мюонный катализ, происходящих посредством квантового туннелирования должен преобразовать все легкие ядра в обычном веществе в изотоп железо-56. Атомные реакции и эмиссия альфа-частиц должны преобразовать все тяжёлые атомные ядра во вселенной в железо, а все звёзды превратить в железные звёзды.
[править] Сжатие железных звёзд в чёрные дыры
Квантовое туннелирование будет превращать все большие объекты в черные дыры. В зависимости от сделанных предположений, затраченное на это время может рассчитываться от 10 10 26 лет до 10 10 76 лет. Квантовое туннелирование может также коллапсировать железные звёзды в нейтронные звёзды примерно за 10 10 76 лет.
Источник