Konečný osud vesmíru

Kozmológia

Vesmír · Veľký tresk · Vek vesmíru · Chronológia vesmíru Skorý vesmír Inflácia Nukleosyntéza GWB Neutrínové pozadie Kozmické mikrovlnné pozadie Expanzia vesmíru Červený posun Hubblov zákon Rozpínanie vesmíru Friedmannove rovnice FLRW metrika Vznik štruktúry Tvar vesmíru Vznik štruktúry Reionizácia Vznik a vývoj galaxií Veľká skupina kvazarov Pozorovateľný vesmír Vlákna galaxií Budúcnosť vesmíru Konečný osud vesmíru Budúcnosť expandujúceho vesmíru Komponenty Lambda-CDM model Temná energia Temná hmota História kozmologických teórií Časová os kozmologických teórií História teórie Veľkého tresku Objav kozmického mikrovlnného pozadia Experimenty Pozorovacia kozmológia 2dF SDSS COBE BOOMERanG WMAP Planck Vedci Galilei Kopernik Newton Einstein Hawking Friedman Lemaître Hubble Penzias Bharadwaj Tolman Wilson Gamow Dicke Zel'dovich Aaronson Mather Rubin Penrose Alfvén Smoot Ehlers Ellis Sunyaev Schmidt Suntzeff de Sitter Guth Sociálny dopad Náboženské interpretácie

Konečný osud vesmíru je témou fyzikálnej kozmológie. Rôzne teórie predpokladajú rôzne smerovanie vesmíru a zahŕňajú aj konečné aj nekonečné trvanie.

Hneď potom, ako teóriu Veľkého tresku prijala väčšina vedcov, tak sa konečný osud vesmíru stal kozmologickou otázkou, ktorá závisí na fyzikálnych vlastnostiach hmoty/energie vo vesmíre, jej priemernej hustoty a rýchlosti rozpínania. Medzi kozmológmi sa rozširuje zhoda, že vesmír bude pokračovať v rozpínaní naveky.

Vznikajúci vedecký základ

Teória

Alexander Friedmann

Teoretický vedecký výskum konečného osudu vesmíru umožnila v roku 1916 Einsteinova teória všeobecnej relativity. Všeobecná relativita sa dá využiť na opis vesmíru v najväčšej možnej mierke. Existuje mnoho riešení rovníc všeobecnej relativity a každé riešenie predstavuje možný osud vesmíru. Alex Friedman navrhol, v roku 1922, množstvo riešení a rovnako v roku 1927 aj Georges Lemaitre. V niektorých z nich sa vesmír rozpínal z počiatočnej singularity, čo v podstate predstavuje Veľký tresk.

Pozorovanie

Edwin Hubble publikoval v roku 1931 svoj záver, založený na pozorovaniach Cefeíd, premenných hviezd vo vzdialenej galaxii, že vesmír sa rozpína. Odvtedy sa začiatok vesmíru a jeho možný koniec považujú za predmet vedeckého výskumu.

Teórie Veľkého tresku a ustáleného stavu

Georges Lemaître vytvoril v roku 1927 teóriu, neskôr nazývanú teória Veľkého tresku. V roku 1948 vytvoril Fred Hoyle inú teóriu, teóriu ustáleného stavu, v ktorej vesmír pokračoval v rozpínaní, ale štatistický zostal rovnaký, pretože neustále vznikala nová hmota. Tieto dve teórie medzi sebou súperili až do roku 1965, kedy Arno Penzias a Robert Wilson objavili žiarenie kozmického mikrovlnného pozadia, čo bolo priamym dôsledkom teórie Veľkého tresku a teória ustáleného stavu to nezahŕňala. Následkom tohoto objavu sa teória Veľkého tresku rýchlo stala väčšinovou teóriou o vzniku vesmíru.

Kozmologická konštanta

V čase keď Einstein vytvoril všeobecnú relativitu, tak vedci verili v statický vesmír. Keď Einstein zistil, že jeho rovnice sa dajú ľahko vyriešiť spôsobom, ktorý predpokladal rozpínajúci sa alebo sťahujúci sa vesmír, tak pridal do svojich rovníc kozmologickú konštantu. Kozmologická konštanta v podstate predstavuje konštantnú hustotu energie, na ktorú expanzia alebo kontrakcia nemali vplyv. Jej úlohou bolo vyrovnávanie gravitácie vo vesmíre a tým by zabezpečila statický vesmír. Po Hubblovom objave rozpínania vesmíru Einstein napísal, že kozmologická konštanta bola "najväčší omyl môjho života".

Parameter hustoty

Dôležitý parameter teórie osudu vesmíru je parameter hustoty, omega (Ω), definovaný ako podiel priemernej hustoty hmoty vo vesmíre a kritickej hodnoty tej hustoty. Tento parameter určuje tvar vesmíru. Podľa toho či je Ω rovná, menšia alebo väčšia ako 1 je vesmír plochý, otvorený alebo zatvorený. Tieto tri názvy popisujú celkovú geometriu vesmíru a nie miestne zakrivenie časopriestoru zhlukmi hmoty. Ak je pôvodný vesmír tvorený nereagujúcou hmotou, tak každej z týchto geometrií zodpovedá iný osud. Preto sa kozmológovia zamerali na určenie osudu vesmíru pomocou meraní Ω.

Odpudivá sila

Pozorovania supernov vo vzdialených galaxiách od roku 1998 sú v súlade z s vesmírom, ktorého rozpínanie zrýchľuje. Následne kozmologické teórie navrhnuté, tak aby povoľovali toto zrýchľovanie, takmer vždy používajú tmavú energiu, ktorá vo svojej najjednoduchšej forme predstavuje pozitívnu kozmologickú konštantu. Vo všeobecnosti sa termínom tmavá energia označujú hocijaké hypotetické polia s negatívnym tlakom a ich hustota sa zvyčajne mení s postupom rozpínania.

Význam tvaru vesmíru

Konečný osud vesmíru závisí na hustote hmoty Ω_M a hustote tmavej energie Ω_Λ.

V súčasnosti sa väčšina kozmológov zhoduje v tom, že konečný osud vesmíru závisí na jeho celkovom tvare, na obsahu tmavej energie a na stavových rovniciach, ktoré určujú správanie hustoty tmavej energie počas rozpínania. Súčasné pozorovania ukázali, že od 7,5 miliardy rokov po Veľkom tresku sa rýchlosť rozpínania vesmíru zvyšuje. Merania sondy WMAP potvrdili, že vesmír je plochý.

Uzatvorený vesmír

Ak je Ω > 1, tak potom je geometria vesmíru uzatvorená, podobne ako povrch gule. Súčet uhlov trojuholníka presahuje 180 stupňov, neexistujú žiadne paralelné línie. Geometria vesmíru vo veľkej mierke je eliptická.

V uzatvorenom vesmíre, bez odpudivého účinku tmavej energie, gravitácia nakoniec zastaví rozpínanie. Následne sa začne všetka hmota gravitačne priťahovať a vesmír skolabuje do bodu konečnej singularity, ktorý sa nazýva Veľký kolaps. Napriek tomu ak vt vesmír obsahoval dostatočné množstvo tmavej energie, tak by rozpínanie pokračovalo aj pri Ω > 1.

Otvorený vesmír

Ak je Ω < 1, tak potom je geometria vesmíru je otvorená, tzn. negatívne zakrivená ako povrch sedla. Súčet uhlov trojuholníka je menší ako 180 stupňov a línie, ktoré sa nikdy nepretnú nie sú nikdy rovnako vzdialené. V jednom bode sú k sebe najbližšie a inde vzdialenosť rastie. Geometria takého vesmíru je hyperbolická.

Negatívne zakrivený vesmír sa nekonečne rozpína aj bez tmavej energie a gravitácia expanziu nespomaľuje. Ak obsahuje tmavú energiu tak rozpínanie zrýchľuje. Osudom takéhoto vesmíru je buď tepelná smrť, Veľký mráz alebo Big rip, kde zrýchľovanie spôsobené tmavou energie dosiahne takú silu, že prekoná väzobné účinky gravitácie, elektromagnetizmu a aj silnej interakcie.

Plochý vesmír

Ak by priemerná hustota vesmíru bola rovnaká ako kritická hustota a tak Ω = 1, tak potom je geometria vesmíru plochá: a tak ako v euklidovskej geometrii, súčet uhlov trojuholníka je 180 stupňov a paralelné línie si zachovávajú rovnakú vzdialenosť. Výsledky meraní sondy WMAP, s toleranciou chýb len 0,4%, potvrdili, že vesmír je plochý.

Plochý vesmír bez tmavej energie sa rozpína do nekonečna, ale rýchlosť rozpínania sa postupne znižuje s blíži sa nule. V plochom vesmíre s tmavou energiou rýchlosť rozpínania najskôr, kvôli účinkom gravitácie klesá, a následne stúpa. Konečný osud plochého vesmíru je rovnaký ako pri otvorenom vesmíre.

Teórie o konci vesmíru

Hustota vesmíru určuje jeho osud. Prevažná väčšina súčasných dôkazov, založených na meraniach rýchlosti rozpínania a hustoty hmoty, predpokladá vesmír, ktorý sa bude donekonečna rozpínať. Výsledkom bude Veľký mráz, scenár opísaný nižšie. Stále existujú aj iné alternatívy, pretože pozorovania nie sú konečné.

Veľký mráz alebo tepelná smrť

Veľký mráz je scenár, v ktorom pokračujúce rozpínanie spôsobí, že teplota vesmíru sa priamočiaro približuje absolútnej nule. Ak vesmír neobsahuje tmavú energiu, tak toto môže nastať len pri plochom alebo hyperbolickom vesmíre. Pri uzatvorenom vesmíre môže táto situácia nastať len v prípade, ak je hodnota kozmologickej konštanty pozitívna. Tento model je medzi vedcami momentálne najviac akceptovaný. Podobný model je tepelná smrť, ktorý tvrdí, že vesmír dosiahne stav maximálnej entropie, v ktorom bude všetko rozložené rovnomerne a nebudú existovať žiadne gradienty – tie sú potrebné na udržanie spracovania informácií, ktorého jednou formou je aj život. Model tepelnej smrti je kompatibilný s každým z troch priestorových modelov, ale vyžaduje, aby teplota vesmíru dosiahla minimum.

Big Rip

V špeciálnom prípade fantómovej tmavej energie, ktorej hodnota negatívneho tlaku je väčšia ako kozmologická konštanta, sa hustota tmavej energie zvyšuje. To spôsobuje zrýchľovanie rozpínania a rovnomerný nárast Hubblovej konštanty, následkom toho sa postupne všetka hmota, hocijako malá, rozpadne na neviazané základné častice a žiarenie a sila fantómovej energie ich roztrhá na kúsky. Konečným stavom je singularita, keďže hustota tmavej energie a rýchlosť rozpínania bude nekonečná.

Veľký kolaps

Veľký kolaps. Vertikálu os môžeme považovať za časovú os..

Teória veľkého kolapsu predstavuje symetrický pohľad na osud vesmíru. Tak ako veľký tresk odštartoval kozmologickú expanziu, tak táto teória predpokladá, že priemerná hustota vesmíru je dostatočná na to, aby zastavila rozpínanie a vesmír sa začal zmenšovať. Konečný výsledok nie je známy. Jednoduchý odhad hovorí, že všetka hmota a časopriestor vesmíru skolabuje do bezrozmernej singularity, ale v tejto mierke treba vzať do úvahy aj zatiaľ neznáme kvantové efekty.

Tento scenár umožňuje aby Veľký tresk nastal hneď po Veľkom kolapse predchádzajúceho vesmíru. Ak by sa toto dialo opakovane, dostali by sme cyklický model známy tiež ako oscilujúci vesmír. V tom prípade by mohol vesmír pozostávať z nekonečného radu konečných vesmírov a každý veľký kolaps by bol zároveň veľkým treskom ďalšieho vesmíru. Cyklický vesmír sa teoreticky nedá zjednotiť s druhým termodynamickým zákonom, pretože entropia by rástla od cyklu k cyklu a spôsobila tepelnú smrť. Iné merania naznačujú, že vesmír nie je uzatvorený. Tieto argumenty spôsobili, že vedci upustili od modelu cyklického vesmíru.

Big Bounce

Big Bounce je teoretický model odvodený z oscilujúceho vesmíru alebo z cyklickej interpretácie Veľkého tresku, kde prvá kozmologická udalosť je výsledkom kolapsu predchádzajúceho vesmíru.

Podľa jednej verzie Veľkého tresku mal vesmír na začiatku nekonečnú hustotu. Takýto opis je v rozpore so všetkým ostatným vo fyzike a zvlášť s kvantovou mechanikou a princípom neurčitosti. A preto na základe kvantovej mechaniky vznikla alternatívna verzia Veľkého tresku. Táto teória taktiež predpokladá, že hneď ako vesmír skolabuje tak vytvorí ďalší vesmír prostredníctvom udalosti, ktorá sa podobá na Veľký tresk a to tak, že po dosiahnutí singularity odpudivá kvantová sila spôsobí opätovnú expanziu.

Jednoducho povedané, vesmír opakovane vzniká vo Veľkom tresku a nasleduje Veľký kolaps a stále dokola.

Multiverzum: Bez úplného konca

Jedna hypotéza multiverza hovorí, že pozorovateľný vesmír je len jedným z nekonečného množstva rozpínajúcich sa oblastí normálneho priestoru v rámci väčšieho objemu inflačného priestoru.

V ranom vesmíre nastalo obdobie kozmickej inflácie, kedy sa priestor veľmi rýchlo rozpínal. Konvenčný model kozmickej inflácie predpokladá, že stav celého vesmíru sa zmenil z inflačného na neinflačný naraz v jednom okamihu. Na rozdiel od toho model večnej inflácie predpokladá, že stav rôznych častí vesmíru sa zmenil v rôznych časoch. Výsledkom čoho je, že vznikajú mnohé oblasti normálneho priestoru, ktoré sú obklopujú oblasti, kde inflácia stále prebieha.

Falošné vákuum

Ak vákuum nie je v najnižšom energetickom stave (tzv. falošné vákuum), tak by sa jeho stav mohol zmeniť na tento nižší energetický stav. To sa nazýva udalosť metastability vákua. To má potenciál zmeniť základy nášho vesmíru: v odvážnejších modeloch môžu fyzikálne konštanty nadobúdať iné hodnoty, z ktorých niektoré ovplyvňujú základy hmoty, energie a časopriestoru. Je tiež možné, že všetky štruktúry by boli okamžite zničené.

Podľa mnohosvetovej interpretácie kvantovej mechaniky vesmír neskončí týmto spôsobom. Namiesto toho pri každej kvantovej udalosti, ktorá nastane a spôsobí rozpad vesmíru zo stavu falošného vákua do stavu pravého vákua, sa vesmír rozdelí na niekoľko nových svetov. V niektorých z nových svetov sa vesmír rozpadne, v iných pokračuje tak, ako predtým.

Kozmická neurčitosť

Každá vyššie popísaná možnosť je založená na veľmi jednoduchom tvare stavovej rovnice tmavej energie. Ale tak, ako názov naznačuje, o skutočnej fyzike tmavej energie vieme veľmi málo. Ak je inflačná teória pravdivá, tak vesmír v prvých momentoch po Veľkom tresku prešiel obdobím, v ktorom dominovala iná forma tmavej energie. Ale inflácia skončila, čo naznačuje, že stavová rovnica môže byť omnoho komplikovanejšia ako sa predpokladá. Je možné, že stavová rovnica tmavej energie sa zmení znovu. Následky tejto zmeny sú len extrémne ťažko predvídateľné a nedajú sa parametrizovať. Keďže tmavá energia a tmavá hmota sú úplne teoretické a neboli dokázané, tak možnosti spojené s nimi nie sú známe.

Pozorovateľné obmedzenia teórií

Výber medzi týmito teóriami prebieha pomocou váženia vesmíru, napríklad meraním relatívnych príspevkami hmoty, žiarenia, tmavej hmoty a tmavej energie k celkovej kritickej hustote. Presnejšie, modely sú konfrontované s údajmi o zhlukovaní galaxií,o vzdialených supernovách a rozdielmi v kozmickom mikrovlnnom pozadí.

Pozri aj

• Antropický princíp
• Šípka času
• Veľký tresk
• Big bounce
• Veľký kolaps
• Budúcnosť rozpínajúceho sa vesmíru
• Big rip
• Kozmológia
• Cyklický model
• Eschatológia
• Falošné vákuum
• Všeobecná teória relativity
• Tepelná smrť vesmíru
• Multiverzum
• Tvar vesmíru
• Chronologická tabuľka kozmologických teórií
• Chronológia vesmíru

Vedci:

• John D. Barrow
• Freeman Dyson
• Alan Harvey Guth
• Andrei Linde
• Frank J. Tipler

Externé odkazy

Astronomický portál

• Baez, J., 2004, "The End of the Universe".
• Caldwell, R. R., Kamionski, M., and Weinberg, N. N., 2003, "Phantom Energy and Cosmic Doomsday," Physical Review Letters 91.
• Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, "Cosmological parameters. Archivované 2007-06-30 na Archive-It"
• George Musser. Could Time End?. Scientific American, 2010, s. 84–91. Dostupné online. DOI: 10.1038/scientificamerican0910-84. PMID 20812485.
• Vaas, R., 2006, "Dark Energy and Life's Ultimate Future," in Burdyuzha, V. (ed.)The Future of Life and the Future of our Civilization. Springer: 231–247.
• A Brief History of the End of Everything, a BBC Radio 4 series.
• Cosmology at Caltech Archivované 2005-12-23 na Wayback Machine.