Contents
Số phận cuối cùng của vũ trụ là một chủ đề trong vũ trụ học vật lý , có những hạn chế về mặt lý thuyết cho phép các kịch bản có thể xảy ra đối với sự tiến hóa và số phận cuối cùng của vũ trụ được mô tả và đánh giá. Dựa trên những bằng chứng quan sát sẵn có, việc quyết định số phận và sự tiến hóa của vũ trụ đã trở thành một câu hỏi vũ trụ hợp lệ, vượt ra ngoài những ràng buộc hầu như không thể xác thực của niềm tin thần thoại hoặc thần học. Một số tương lai có thể xảy ra đã được dự đoán bởi các giả thuyết khoa học khác nhau, bao gồm cả việc vũ trụ có thể đã tồn tại trong một khoảng thời gian hữu hạn và vô hạn, hoặc hướng tới việc giải thích cách thức và hoàn cảnh bắt đầu của nó.
Các quan sát do Edwin Hubble thực hiện trong những năm 1920-1950 cho thấy các thiên hà dường như đang di chuyển ra xa nhau, dẫn đến lý thuyết Vụ nổ lớn hiện đang được chấp nhận . Điều này cho thấy vũ trụ bắt đầu – rất nhỏ và rất đặc – khoảng 13,82 tỷ năm trước, và nó đã mở rộng và (trung bình) trở nên ít đặc hơn kể từ đó. [1] Việc xác nhận Vụ nổ lớn chủ yếu phụ thuộc vào việc biết tốc độ giãn nở, mật độ trung bình của vật chất và các đặc tính vật lý của khối lượng – năng lượng trong vũ trụ.
Có một sự đồng thuận mạnh mẽ giữa các nhà vũ trụ học rằng hình dạng của vũ trụ được coi là “phẳng” và sẽ tiếp tục mở rộng mãi mãi. [2] [3]
Các yếu tố cần được xem xét để xác định nguồn gốc và số phận cuối cùng của vũ trụ bao gồm chuyển động trung bình của các thiên hà, hình dạng và cấu trúc của vũ trụ, lượng vật chất tối và năng lượng tối mà vũ trụ chứa đựng.
Cơ sở khoa học mới nổi [ sửa ]
Lý thuyết [ sửa ]
Việc khám phá khoa học lý thuyết về số phận cuối cùng của vũ trụ đã trở nên khả thi với lý thuyết tương đối rộng năm 1915 của Albert Einstein . Thuyết tương đối rộng có thể được sử dụng để mô tả vũ trụ trên quy mô lớn nhất có thể. Có một số giải pháp khả thi cho các phương trình của thuyết tương đối rộng, và mỗi giải pháp đều ngụ ý một số phận cuối cùng có thể có của vũ trụ.
Alexander Friedmann đã đề xuất một số giải pháp vào năm 1922, cũng như Georges Lemaître vào năm 1927. [4] Trong một số giải pháp này, vũ trụ đã mở rộng từ một điểm kỳ dị ban đầu , về cơ bản là Vụ nổ lớn.
Quan sát [ sửa ]
Năm 1929, Edwin Hubble công bố kết luận của mình, dựa trên những quan sát của ông về các ngôi sao biến thiên Cepheid trong các thiên hà xa xôi, rằng vũ trụ đang giãn nở. Kể từ đó trở đi, sự khởi đầu của vũ trụ và sự kết thúc có thể có của nó đã là những đối tượng nghiên cứu khoa học nghiêm túc.
Các lý thuyết về Vụ nổ lớn và Trạng thái ổn định [ sửa ]
Năm 1927, Georges Lemaître đặt ra một lý thuyết mà từ đó người ta gọi là lý thuyết Vụ nổ lớn về nguồn gốc của vũ trụ. [4] Năm 1948, Fred Hoyle đặt ra lý thuyết Trạng thái ổn định đối lập của mình, trong đó vũ trụ liên tục giãn nở nhưng không thay đổi về mặt thống kê khi vật chất mới liên tục được tạo ra. Hai lý thuyết này là những đối thủ tích cực cho đến khi Arno Penzias và Robert Wilson phát hiện ra năm 1965 về nền vi sóng vũ trụbức xạ, một thực tế là dự đoán đơn giản của lý thuyết Vụ nổ lớn, và một thực tế mà lý thuyết Trạng thái ổn định ban đầu không thể giải thích. Kết quả là, lý thuyết Vụ nổ lớn nhanh chóng trở thành quan điểm rộng rãi nhất về nguồn gốc của vũ trụ.
Hằng số vũ trụ [ sửa ]
Einstein và những người cùng thời với ông tin vào một vũ trụ tĩnh . Khi Einstein nhận thấy rằng các phương trình thuyết tương đối rộng của ông có thể dễ dàng được giải theo cách cho phép vũ trụ đang giãn nở ở hiện tại và co lại trong tương lai xa, ông đã thêm vào các phương trình đó cái mà ông gọi là hằng số vũ trụ — về cơ bản là a mật độ năng lượng không đổi, không bị ảnh hưởng bởi bất kỳ sự giãn nở hay co lại nào — vai trò của ai là bù đắp tác động của lực hấp dẫn lên toàn bộ vũ trụ theo cách mà vũ trụ sẽ tĩnh. Tuy nhiên, sau khi Hubble công bố kết luận rằng vũ trụ đang giãn nở, Einstein sẽ viết rằng hằng số vũ trụ của ông là “sai lầm lớn nhất trong đời tôi.” [5]
Tham số mật độ [ sửa ]
Một tham số quan trọng trong lý thuyết số phận của vũ trụ là tham số mật độ , omega ({\ displaystyle \ Omega}), được định nghĩa là mật độ vật chất trung bình của vũ trụ chia cho một giá trị tới hạn của mật độ đó. Điều này sẽ chọn một trong ba hình dạng có thể có tùy thuộc vào việc{\ displaystyle \ Omega} bằng, nhỏ hơn hoặc lớn hơn {\ displaystyle 1}. Chúng được gọi tương ứng là các vũ trụ phẳng, mở và đóng. Ba tính từ này đề cập đến hình dạng tổng thể của vũ trụ , chứ không phải sự uốn cong cục bộ của không thời gian gây ra bởi các cụm khối lượng nhỏ hơn (ví dụ, các thiên hà và các ngôi sao ). Nếu nội dung chính của vũ trụ là vật chất trơ, như trong các mô hình bụi phổ biến trong phần lớn thế kỷ 20, thì sẽ có một số phận cụ thể tương ứng với mỗi hình học. Do đó, các nhà vũ trụ học nhằm xác định số phận của vũ trụ bằng cách đo lường{\ displaystyle \ Omega}hoặc tương đương với tốc độ giảm tốc độ mở rộng.
Lực đẩy [ sửa ]
Bắt đầu từ năm 1998, các quan sát về siêu tân tinh trong các thiên hà xa xôi đã được hiểu là phù hợp [6] với một vũ trụ có sự giãn nở đang tăng tốc . Lý thuyết vũ trụ tiếp theo đã được thiết kế để cho phép gia tốc có thể xảy ra này, gần như luôn luôn bằng cách gọi năng lượng tối , ở dạng đơn giản nhất của nó chỉ là một hằng số vũ trụ dương. Nói chung, năng lượng tối là một thuật ngữ chung cho bất kỳ trường giả thuyết nào có áp suất âm, thường có mật độ thay đổi khi vũ trụ giãn nở.
Vai trò của hình dạng vũ trụ [ sửa ]
Số phận cuối cùng của một vũ trụ đang giãn nở phụ thuộc vào mật độ vật chất {\ displaystyle \ Omega _ {M}} và mật độ năng lượng tối {\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}
Sự đồng thuận khoa học hiện tại của hầu hết các nhà vũ trụ học là số phận cuối cùng của vũ trụ phụ thuộc vào hình dạng tổng thể của nó, lượng năng lượng tối mà nó chứa và vào phương trình trạng thái xác định cách mật độ năng lượng tối phản ứng với sự giãn nở của vũ trụ. [3] Các quan sát gần đây kết luận, từ 7,5 tỷ năm sau Vụ nổ lớn, tốc độ giãn nở của vũ trụ có thể đang tăng lên, tương xứng với lý thuyết Vũ trụ mở. [7] Tuy nhiên, các phép đo gần đây khác của Wilkinson Microwave Anisotropy Probe gợi ý rằng vũ trụ là phẳng hoặc rất gần phẳng. [2]
Vũ trụ đóng [ sửa ]
Nếu như {\ displaystyle \ Omega> 1}, hình học của không gian được đóng lại giống như bề mặt của một hình cầu. Tổng các góc của một tam giác vượt quá 180 độ và không có đường thẳng nào song song; tất cả các dòng cuối cùng gặp nhau. Hình học của vũ trụ, ít nhất là trên một quy mô rất lớn, là hình elip .
Trong một vũ trụ đóng, lực hấp dẫn cuối cùng làm ngừng sự giãn nở của vũ trụ, sau đó nó bắt đầu co lại cho đến khi tất cả vật chất trong vũ trụ sụp đổ đến một điểm, một điểm kỳ dị cuối cùng được gọi là “Vụ nổ lớn “, ngược lại với Vụ nổ lớn. Một số lý thuyết hiện đại mới giả định rằng vũ trụ có thể có một lượng đáng kể năng lượng tối, mà lực đẩy của nó có thể đủ để gây ra sự giãn nở của vũ trụ tiếp tục mãi mãi — ngay cả khi{\ displaystyle \ Omega> 1}.[8]
Vũ trụ mở [ sửa ]
 |
Nếu như {\ displaystyle \ Omega <1}, hình học của không gian mở , tức là cong âm giống như bề mặt của yên ngựa. Các góc của một tam giác tổng nhỏ hơn 180 độ và các đường không gặp nhau không bao giờ bằng nhau; chúng có một điểm có khoảng cách nhỏ nhất và nếu không sẽ phát triển xa nhau. Hình học của một vũ trụ như vậy là hypebol .
Ngay cả khi không có năng lượng tối, một vũ trụ cong âm vẫn mở rộng mãi mãi, với lực hấp dẫn làm chậm tốc độ giãn nở một cách đáng kể. Với năng lượng tối, sự giãn nở không chỉ tiếp tục mà còn tăng tốc. Số phận cuối cùng của một vũ trụ mở hoặc là cái chết nhiệt phổ quát , một “Sự đóng băng lớn ” (đừng nhầm với cái chết do nhiệt , mặc dù cách giải thích tên có vẻ giống nhau — xem §Những câu chuyện về sự kết thúc của vũ trụ bên dưới), hoặc ” Big Rip “, trong đó gia tốc gây ra bởi năng lượng tối cuối cùng trở nên mạnh mẽ rằng nó hoàn toàn lấn át ảnh hưởng của trọng lực , điện từ và mạnh mẽ lực lượng ràng buộc.
Ngược lại, một hằng số vũ trụ âm , tương ứng với mật độ năng lượng âm và áp suất dương, sẽ khiến ngay cả một vũ trụ mở cũng tái sụp đổ thành một cuộc khủng hoảng lớn.
Vũ trụ phẳng [ sửa ]
Nếu mật độ trung bình của vũ trụ chính xác bằng mật độ tới hạn để {\ displaystyle \ Omega = 1}, thì hình học của vũ trụ là phẳng: như trong hình học Euclid , tổng các góc của một tam giác là 180 độ và các đường thẳng song song liên tục duy trì cùng một khoảng cách. Các phép đo từ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe đã xác nhận vũ trụ phẳng trong phạm vi sai số 0,4%. [2]
Khi không có năng lượng tối, một vũ trụ phẳng mở rộng vĩnh viễn nhưng với tốc độ giảm liên tục, với sự giãn nở tiệm cận bằng không. Với năng lượng tối, tốc độ giãn nở của vũ trụ ban đầu chậm lại, do tác động của lực hấp dẫn, nhưng cuối cùng sẽ tăng lên, và số phận cuối cùng của vũ trụ cũng giống như số phận của một vũ trụ mở.
Các giả thuyết về ngày tận thế của vũ trụ [ sửa ]
Số phận của vũ trụ được quyết định bởi mật độ của nó. Các bằng chứng cho đến nay, dựa trên các phép đo về tốc độ giãn nở và mật độ khối, ủng hộ một vũ trụ sẽ tiếp tục giãn nở vô thời hạn, dẫn đến kịch bản “Đóng băng lớn” dưới đây. [9] Tuy nhiên, các quan sát không thể kết luận và vẫn có thể thực hiện được các mô hình thay thế. [10]
Đóng băng lớn hoặc chết nhiệt [ sửa ]
Các Big Freeze (hoặc Big Chill) là một kịch bản theo đó tiếp tục mở rộng kết quả trong một vũ trụ mà tiệm tiếp cận tuyệt đối không nhiệt độ. [11] Kịch bản này, kết hợp với kịch bản Big Rip, đang được coi là giả thuyết quan trọng nhất. [12] Nó có thể, trong trường hợp không có năng lượng tối, chỉ xảy ra dưới dạng hình học phẳng hoặc hypebol. Với một hằng số vũ trụ dương, nó cũng có thể xảy ra trong một vũ trụ đóng. Trong kịch bản này, các ngôi sao dự kiến sẽ hình thành bình thường trong 10 12 đến 10 14 (1–100 nghìn tỷ) năm, nhưng cuối cùng là nguồn cung cấp khí cần thiết cho sự hình thành saosẽ cạn kiệt. Khi các ngôi sao hiện tại cạn kiệt nhiên liệu và không còn tỏa sáng, vũ trụ sẽ dần trở nên tối tăm hơn. Cuối cùng các lỗ đen sẽ thống trị vũ trụ, chúng sẽ biến mất theo thời gian khi chúng phát ra bức xạ Hawking . [13] Trong thời gian vô hạn, sẽ có sự giảm entropy tự phát theo định lý tái phát Poincaré , dao động nhiệt , [14] [15] và định lý dao động . [16] [17]
Một kịch bản liên quan là cái chết do nhiệt , trong đó nói rằng vũ trụ đi đến trạng thái entropi cực đại, trong đó mọi thứ được phân bố đồng đều và không có độ dốc — cần thiết để duy trì quá trình xử lý thông tin , một dạng của nó là sự sống . Kịch bản chết nhiệt tương thích với bất kỳ mô hình không gian nào trong số ba mô hình không gian, nhưng yêu cầu vũ trụ phải đạt đến nhiệt độ cuối cùng là tối thiểu. [18]
Big Rip [ sửa ]
Hằng số Hubble hiện tại xác định một tốc độ gia tốc của vũ trụ không đủ lớn để phá hủy các cấu trúc cục bộ như thiên hà, được giữ với nhau bằng lực hấp dẫn, nhưng đủ lớn để tăng không gian giữa chúng. Hằng số Hubble tăng lên đều đặn đến vô hạn sẽ dẫn đến tất cả các vật thể vật chất trong vũ trụ, bắt đầu từ các thiên hà và cuối cùng (trong một thời gian hữu hạn) tất cả các dạng, bất kể nhỏ đến mức nào, tan rã thành các hạt cơ bản không liên kết , bức xạ và hơn thế nữa. Khi mật độ năng lượng, hệ số tỷ lệ và tốc độ giãn nở trở nên vô hạn, vũ trụ kết thúc như một điểm kỳ dị thực sự.
Trong trường hợp đặc biệt của năng lượng bóng tối ảo , có thể cho rằng động năng âm sẽ dẫn đến tốc độ gia tốc cao hơn so với các hằng số vũ trụ học khác dự đoán, một vết nứt lớn đột ngột hơn có thể xảy ra.
Big Crunch [ sửa ]
The Big Crunch. Trục tung có thể được coi là sự giãn nở hay co lại theo thời gian.
Giả thuyết Vụ nổ lớn là một quan điểm đối xứng về số phận cuối cùng của vũ trụ. Cũng giống như Vụ nổ lớn bắt đầu như một sự giãn nở vũ trụ, lý thuyết này giả định rằng mật độ trung bình của vũ trụ sẽ đủ để ngăn chặn sự giãn nở của nó và vũ trụ sẽ bắt đầu co lại. Kết quả cuối cùng là không xác định; một ước tính đơn giản sẽ có tất cả vật chất và không-thời gian trong vũ trụ sụp đổ thành một điểm kỳ dị không thứ nguyên quay trở lại cách vũ trụ bắt đầu với Vụ nổ lớn, nhưng ở những quy mô này, các hiệu ứng lượng tử chưa biết cần được xem xét (xem Lực hấp dẫn lượng tử). Các bằng chứng gần đây cho thấy rằng kịch bản này khó xảy ra nhưng chưa thể loại trừ, vì các phép đo chỉ có sẵn trong một khoảng thời gian ngắn, nói một cách tương đối, và có thể đảo ngược trong tương lai. [12]
Kịch bản này cho phép Vụ nổ lớn xảy ra ngay sau Vụ nổ lớn của một vũ trụ trước đó. Nếu điều này xảy ra lặp đi lặp lại, nó sẽ tạo ra một mô hình tuần hoàn , còn được gọi là vũ trụ dao động. Khi đó, vũ trụ có thể bao gồm một chuỗi vô hạn các vũ trụ hữu hạn, với mỗi vũ trụ hữu hạn kết thúc bằng Vụ nổ lớn cũng là Vụ nổ lớn của vũ trụ tiếp theo. Một vấn đề với vũ trụ tuần hoàn là nó không hòa hợp với định luật thứ hai của nhiệt động lực học , vì entropy sẽ tích tụ từ dao động này sang dao động khác và gây ra hiện tượng chết nhiệt cuối cùng của vũ trụ [ cần dẫn nguồn ] . Bằng chứng hiện tại cũng chỉ ra vũ trụ không đóng [cần trích dẫn ]. Điều này đã khiến các nhà vũ trụ học từ bỏ mô hình vũ trụ dao động. Một ý tưởng hơi tương tự đượcmô hình tuần hoànchấp nhận, nhưng ý tưởng này né tránh sựchết nhiệtvì sự giãn nở của cácbrainslàm loãng entropy tích lũy trong chu kỳ trước đó. [ cần dẫn nguồn ]
Số tiền trả lại lớn [ sửa ]
Các Big Thoát là một mô hình khoa học đưa ra giả thuyết liên quan đến sự khởi đầu của vũ trụ được biết đến. Nó bắt nguồn từ sự giải thích vũ trụ dao động hoặc sự lặp lại theo chu kỳ của Vụ nổ lớn, nơi mà sự kiện vũ trụ đầu tiên là kết quả của sự sụp đổ của một vũ trụ trước đó.
Theo một phiên bản của thuyết vũ trụ học Vụ nổ lớn, ban đầu vũ trụ dày đặc vô hạn. Mô tả như vậy dường như mâu thuẫn với các lý thuyết khác được chấp nhận rộng rãi hơn, đặc biệt là cơ học lượng tử và nguyên lý bất định của nó . [ cần dẫn nguồn ] Do đó, không có gì ngạc nhiên khi cơ học lượng tử đã tạo ra một phiên bản thay thế của lý thuyết Vụ nổ lớn. Ngoài ra, nếu vũ trụ đóng cửa, lý thuyết này sẽ dự đoán rằng một khi vũ trụ này sụp đổ, nó sẽ sinh ra một vũ trụ khác trong một sự kiện tương tự như Vụ nổ lớn sau khi đạt đến một điểm kỳ dị phổ quát hoặc một lực lượng tử đẩy gây ra sự tái giãn nở.
Nói một cách dễ hiểu, lý thuyết này nói rằng vũ trụ sẽ liên tục lặp lại chu kỳ của một Vụ nổ lớn, tiếp theo là một Vụ nổ lớn.
Big Slurp [ sửa ]
Lý thuyết này cho rằng vũ trụ hiện đang tồn tại trong một chân không giả và nó có thể trở thành chân không thực bất cứ lúc nào.
Để hiểu rõ nhất về lý thuyết sụp đổ chân không giả, trước tiên người ta phải hiểu trường Higgs bao trùm trong vũ trụ. Giống như một trường điện từ, nó thay đổi độ mạnh dựa trên tiềm năng của nó. Chân không thực tồn tại miễn là vũ trụ tồn tại ở trạng thái năng lượng thấp nhất của nó, trong trường hợp đó lý thuyết chân không sai là không phù hợp. Tuy nhiên, nếu chân không ở trạng thái năng lượng thấp nhất (một mình chân không sai ), nó có thể đường hầm vào trạng thái năng lượng thấp hơn. [19] Đây được gọi là phân rã chân không . Điều này có khả năng làm thay đổi cơ bản vũ trụ của chúng ta; trong các tình huống táo bạo hơn, thậm chí các hằng số vật lý khác nhau có thể có các giá trị khác nhau, ảnh hưởng nghiêm trọng đến nền tảng của vật chất, năng lượng và không thời gian . Cũng có thể là tất cả các cấu trúc sẽ bị phá hủy ngay lập tức, mà không cần báo trước. [20]
Sự không chắc chắn của vũ trụ [ sửa ]
Mỗi khả năng được mô tả cho đến nay đều dựa trên một dạng rất đơn giản cho phương trình trạng thái năng lượng tối. Tuy nhiên, như cái tên có nghĩa là, hiện nay rất ít người biết về vật lý của năng lượng tối . Nếu lý thuyết lạm phátlà đúng, vũ trụ đã trải qua một giai đoạn bị chi phối bởi một dạng năng lượng tối khác trong những khoảnh khắc đầu tiên của Vụ nổ lớn, nhưng lạm phát đã kết thúc, cho thấy một phương trình trạng thái phức tạp hơn nhiều so với những gì được giả định cho đến nay đối với năng lượng tối ngày nay. Có thể là phương trình trạng thái năng lượng tối có thể thay đổi một lần nữa, dẫn đến một sự kiện dẫn đến hậu quả là cực kỳ khó dự đoán hoặc tham số. Vì bản chất của năng lượng tối và vật chất tối vẫn còn là điều bí ẩn, thậm chí là giả thuyết, nên những khả năng xung quanh vai trò sắp tới của chúng trong vũ trụ hiện vẫn chưa được biết đến. Không có kết thúc lý thuyết nào cho vũ trụ là chắc chắn.
Các ràng buộc về quan sát đối với các lý thuyết [ sửa ]
Việc lựa chọn giữa các kịch bản đối thủ này được thực hiện bằng cách ‘cân’ vũ trụ, ví dụ, đo lường những đóng góp tương đối của vật chất , bức xạ , vật chất tối và năng lượng tối đối với mật độ tới hạn . Cụ thể hơn, các kịch bản cạnh tranh được đánh giá dựa trên dữ liệu về phân cụm thiên hà và các siêu tân tinh ở xa , và các dị hướng trong nền vi sóng vũ trụ .
Nguồn: https://en.wikipedia.org/wiki/Ultimate_fate_of_the_universe
