Laajentuvan maailmankaikkeuden tulevaisuus - Future of an expanding universe
| Osa sarjasta |
| Fyysinen kosmologia |
|---|
 |
Useimmat havainnot viittaavat siihen, että laajentuminen on maailmankaikkeuden jatkuu ikuisesti. Jos näin on, niin suosittu teoria on, että maailmankaikkeus jäähtyy laajentuessaan ja muuttuu lopulta liian kylmäksi elämän ylläpitämiseksi . Tästä syystä tämä tulevaisuuden skenaario, jota kansanomaisesti kutsuttiin " Heat Deathiksi ", tunnetaan nyt nimellä "Big Chill" tai "Big Freeze".
Jos pimeä energia - jota edustaa kosmologinen vakio , tasainen energiatiheys täyttäen tilan tasaisesti tai skalaarikentät , kuten kvintessenssi tai moduulit , dynaamiset suuret , joiden energiatiheys voi vaihdella ajassa ja avaruudessa - kiihdyttää maailmankaikkeuden laajentumista, galaksiryhmien välillä kasvaa kiihtyvällä vauhdilla. Punainen siirtymä venyttää vanhoja saapuvia fotoneja (jopa gammasäteitä) havaitsemattomasti pitkiin aallonpituuksiin ja pieniin energioihin. Tähdet odotetaan muodostavan normaalisti 10 12 ja 10 14 (1-100000000000000) vuotta, mutta lopulta kaasun tarvitaan tähden muodostuminen on käytetty. Kun olemassa olevista tähdistä loppuu polttoaine ja ne eivät enää loista, maailmankaikkeus tummuu hitaasti ja vääjäämättä. Protonien hajoamista ennustavien teorioiden mukaan tähtien jäänteet katoavat, jättäen jälkeensä vain mustia aukkoja , jotka lopulta katoavat, kun ne lähettävät Hawkingin säteilyä . Lopulta, jos maailmankaikkeus saavuttaa termodynaaminen tasapaino , tilassa, jossa lämpötila lähestyy yhtenäinen arvo, ei enää työ on mahdollista, jolloin lopulliseksi maailmankaikkeuden lämpökuolema.
Kosmologia
Ääretön laajentuminen ei määritä maailmankaikkeuden yleistä tilakaarevuutta . Se voi olla avoin (negatiivinen spatiaalinen kaarevuus), tasainen tai suljettu (positiivinen spatiaalinen kaarevuus), vaikka jos se on suljettu, siinä on oltava riittävästi pimeää energiaa painovoimien vastustamiseksi, tai muuten maailmankaikkeus päättyy isoon romahdukseen .
Havainnot kosmista taustasäteilyä jonka wmap ja Planck-satelliittia viittaavat siihen, että maailmankaikkeus on tilallisesti litteä ja sillä on merkittävä määrä pimeä energia . Tässä tapauksessa maailmankaikkeuden pitäisi edelleen laajentua kiihtyvällä nopeudella. Maailmankaikkeuden laajentumisen kiihtyvyys on vahvistettu myös havainnoilla kaukaisista supernovista . Jos, kuten yhtäpitäviä mallin ja fyysisen cosmology (Lambda-kylmä pimeä aine tai ΛCDM), pimeä energia on muodossa kosmologisen vakio , laajennus tulee lopulta eksponentiaalinen, jossa koko maailmankaikkeuden kaksinkertaistaa vakionopeudella.
Jos inflaatioteoria on totta, maailmankaikkeus kävi läpi jakson, jota hallitsi erilainen pimeän energian muoto alkuräjähdyksen ensimmäisinä hetkinä; mutta inflaatio päättyi, mikä osoittaa tilayhtälön, joka on paljon monimutkaisempi kuin mitä oletetaan nykyisen pimeän energian osalta. On mahdollista, että pimeän energian tilayhtälö voi muuttua uudelleen, mikä johtaa tapahtumaan, jolla on seurauksia, joita on erittäin vaikea parametroida tai ennustaa.
Tulevaisuuden historia
1970 -luvulla astrofyysikko Jamal Islam ja fyysikko Freeman Dyson tutkivat laajenevan maailmankaikkeuden tulevaisuutta . Sitten astrofyysikot Fred Adams ja Gregory Laughlin jakoivat vuonna 1999 julkaistussa kirjassaan The Universe Five Ages of the Universe viisi laajentuneen maailmankaikkeuden menneisyyttä ja tulevaa historiaa viiteen aikakauteen. Ensimmäinen, alkukausi , on aikakausi juuri alkuräjähdyksen jälkeen, jolloin tähtiä ei ollut vielä muodostunut. Toinen, Stelliferous Era , sisältää nykypäivän ja kaikki tähdet ja galaksit . Se on aika, jonka aikana tähdet muodostuvat romahtavista kaasupilvistä . Myöhemmässä Degeneroituja Era , tähdet ovat palaneet, jättäen kaikki tähdenmassainen massa esineitä tähtien jäänteet - valkoiset kääpiöt , neutronitähdet ja mustia aukkoja . Vuonna Black Hole Era , valkoiset kääpiöt, neutronitähdet ja muita pienempiä tähtitieteellisten kohteiden ovat tuhoutuneet protonin hajoaminen , jättäen vain mustia aukkoja. Lopuksi pimeässä aikakaudessa jopa mustat aukot ovat kadonneet, jättäen vain laimean kaasun fotoneja ja leptoneja .
Tämä tuleva historia ja alla oleva aikajana oletavat maailmankaikkeuden jatkuvan laajentumisen. Jos maailmankaikkeuden avaruus alkaa supistua, aikajanan myöhempiä tapahtumia ei välttämättä tapahdu, koska Suuri romahdus, maailmankaikkeuden romahtaminen kuumaan, tiheään tilaan, samanlainen kuin alkuräjähdyksen jälkeen, tulee esiin.
Aikajana
Stelliferous -aikakausi
- Nykyisyydestä noin 10 14 (100 biljoonaa) vuotta alkuräjähdyksen jälkeen
Havaittavissa oleva maailmankaikkeus on tällä hetkellä 1,38 × 10 10 (13,8 miljardia) vuotta vanha. Tämä aika on Stelliferous -aikakaudella. Noin 155 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen syntyi ensimmäinen tähti. Sen jälkeen, tähdet ovat muodostettu romahtaminen pieni, tiheä ydin alueiden suurissa, kylmä molekyyli- pilviä on vety kaasua. Aluksi tämä tuottaa protostarin , joka on kuuma ja kirkas painovoiman supistumisen tuottaman energian vuoksi . Kun protostaari supistuu jonkin aikaa, sen ydin voi kuumentua tarpeeksi sulaakseen vetyä, jos se ylittää kriittisen massan, prosessin, jota kutsutaan tähtien syttymiseksi, ja sen elinaika tähtenä alkaa kunnolla.
Erittäin pienen massan tähdet kuluttavat lopulta kaiken sulavan vedyn ja muuttuvat sitten heliumvalkoisiksi kääpiöiksi . Pienen tai keskipitkän massan tähdet, kuten oma aurinko , karkottavat osan massastaan planetaarisena sumuna ja tulevat lopulta valkoisiksi kääpiöiksi ; massiivisemmat tähdet räjähtävät ytimen romahtavassa supernovassa jättäen jälkeensä neutronitähtiä tai mustia aukkoja . Joka tapauksessa, vaikka osa tähtien aineista voidaan palauttaa tähtienväliseen väliaineeseen , rappeutunut jäännös jää taakse, jonka massaa ei palauteta tähtienväliseen väliaineeseen. Siksi tähtien muodostamiseen käytettävissä olevan kaasun tarjonta on tasaisesti loppu.
Linnunradan galaksi ja Andromedan galaksi sulautuvat yhdeksi
- 4–8 miljardia vuotta (17,8–21,8 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen)
Andromedan galaksi on tällä hetkellä noin 2,5 miljoonaa valovuosien päässä galaksimme, The Linnunratagalaksin , ja ne liikkuvat toisiaan kohti noin 300 km (186 mailia) sekunnissa. Noin viiden miljardin vuoden kuluttua tai 19 miljardia vuotta alkuräjähdyksen jälkeen Linnunrata ja Andromedan galaksi törmäävät toisiinsa ja sulautuvat yhdeksi suureksi galaksi nykyisten todisteiden perusteella. Vuoteen 2012 asti ei ollut mitään keinoa vahvistaa, tapahtuiko mahdollinen törmäys vai ei. Vuonna 2012 tutkijat tulivat siihen johtopäätökseen, että törmäys on selvä sen jälkeen, kun Hubble -avaruusteleskooppia käytettiin vuosina 2002–2010 Andromedan liikkeen seuraamiseen. Tämä johtaa Milkdromedan (tunnetaan myös nimellä Milkomeda ) muodostumiseen.
22 miljardia vuotta tulevaisuudessa on maailmankaikkeuden aikaisin mahdollinen loppu Big Rip -skenaariossa olettaen, että pimeän energian malli on w = -1,5 .
Väärä tyhjiöhajoaminen voi tapahtua 20-30 miljardin vuoden kuluttua, jos Higgsin bosonikenttä on metastabiili.
Paikallisen ryhmän ja galaksien yhteensulautuminen paikallisen Superclusterin ulkopuolella ei ole enää käytettävissä
- 10 11 (100 miljardia) - 10 12 (1 biljoonaa) vuotta
Galaksit on paikallisen ryhmän , klusterin galaksit johon kuuluu Linnunrata ja Andromedan galaksi, ovat gravitaation sidoksissa toisiinsa. On odotettavissa, että 10 11 (100 miljardin) ja 10 12 (1 biljoonan) vuoden kuluttua niiden kiertoradat rappeutuvat ja koko paikallinen ryhmä sulautuu yhdeksi suureksi galaksi.
Jos oletetaan, että pimeä energia saa maailmankaikkeuden laajentumaan edelleen kiihtyvällä nopeudella, noin 150 miljardin vuoden kuluttua kaikki paikallisen Superclusterin ulkopuolella olevat galaksit kulkevat kosmologisen horisontin taakse . Silloin on mahdotonta, että Paikallisen Superclusterin tapahtumat vaikuttavat muihin galakseihin. Samoin on mahdotonta, että tapahtumat 150 miljardin vuoden jälkeen, kuten kaukaisissa galakseissa olevat tarkkailijat näkevät, voivat vaikuttaa paikallisen Superclusterin tapahtumiin. Paikallisen Superclusterin tarkkailija kuitenkin näkee edelleen kaukaisia galakseja, mutta heidän havaitsemansa tapahtumat muuttuvat eksponentiaalisesti punaisemmiksi, kun galaksi lähestyy horisonttia, kunnes aika kaukaisessa galaksissa näyttää pysähtyvän. Paikallisen Superclusterin tarkkailija ei koskaan havaitse tapahtumia 150 miljardin vuoden kuluttua paikallisella ajallaan, ja lopulta kaikki paikallisen Superclusterin ulkopuolella oleva valo ja taustasäteily näyttävät vilkkuvan, kun valo muuttuu niin punaiseksi, että sen aallonpituudesta on tullut fyysistä halkaisijaa pidempi horisontista.
Teknisesti kestää loputtoman kauan, ennen kuin kaikki syy -seuraussuhteet Paikallisen Superclusterin ja tämän valon välillä lakkaavat. Edellä selitetyn punaisen siirtymän vuoksi valoa ei kuitenkaan välttämättä havaita äärettömän kauan, eikä 150 miljardin vuoden kuluttua havaita uutta syy -vuorovaikutusta.
Siksi 150 miljardin vuoden kuluttua galaksienvälisestä kuljetuksesta ja kommunikoinnista Local Superclusterin ulkopuolella tulee syy -yhteys mahdotonta.
Galaksien valovoima alkaa vähentyä
- 8 × 10 11 (800 miljardia) vuotta
8 × 10 11 (800 miljardia) vuoden kuluttua eri galaksien kirkkaus, joka on siihen asti suunnilleen samanlainen kuin nykyinen, koska jäljellä olevien tähtien kirkkaus kasvaa ikääntyessään, alkaa laskea, koska vähemmän massiivinen punainen kääpiötähdet alkavat kuolla valkoisina kääpiöinä .
Paikallisen Superclusterin ulkopuolella olevia galakseja ei enää voida havaita
- 2 × 10 12 (2 biljoonaa) vuotta
2 × 10 12 (2 biljoonaa) vuotta myöhemmin kaikki Paikallisen Superclusterin ulkopuolella olevat galaksit siirtyvät punaiseksi siinä määrin, että jopa niiden lähettämien gammasäteiden aallonpituudet ovat pidemmät kuin havaittavan maailmankaikkeuden koko. Siksi näitä galakseja ei enää voida havaita millään tavalla.
Degeneroitunut aikakausi
- 10 14 (100 biljoonaa) - 10 40 (10 duodekiljoonaa) vuotta
Tähtien muodostuminen päättyy 10 14 (100 biljoonaa) vuotta myöhemmin, jolloin kaikki tähtiesineet jäävät rappeutuneiden jäänteiden muotoon . Jos protonit eivät hajoa , tähtimassaiset esineet katoavat hitaammin, jolloin tämä aikakausi kestää kauemmin .
Tähtien muodostuminen lakkaa
- 10 12–14 (1–100 biljoonaa) vuotta
Tähtien muodostuminen päättyy 10 14 (100 biljoonaa) vuotta myöhemmin. Tämä ajanjakso, joka tunnetaan nimellä "rappeutunut aikakausi", kestää, kunnes rappeutuneet jäänteet lopulta hajoavat. Vähiten massiiviset tähdet käyttävät pisimpään vetypolttoaineensa loppumista (katso tähtien kehitys ). Näin ollen maailmankaikkeuden pisimpään elävät tähdet ovat pienen massan punaisia kääpiöitä , joiden massa on noin 0,08 aurinkomassaa ( M ☉ ), joiden elinikä on yli 10 13 (10 biljoonaa) vuotta. Sattumalta tämä on verrattavissa siihen, kuinka kauan tähti muodostuu. Kun tähtien muodostuminen päättyy ja vähiten massiiviset punaiset kääpiöt käyttävät polttoainetta, ydinfuusio lakkaa. Pienikokoiset punaiset kääpiöt jäähtyvät ja niistä tulee mustia kääpiöitä . Ainoat esineet, joilla on enemmän kuin planeettamassa , ovat ruskeita kääpiöitä , joiden massa on alle 0,08 M ☉ , ja rappeutuneita jäänteitä ; valkoiset kääpiöt , jotka ovat tuottaneet tähdet, joiden alkumassa on noin 0,08 - 8 auringon massaa; ja neutronitähdet ja mustat aukot , jotka tuottavat tähdet, joiden alkumassa on yli 8 M ☉ . Suurin osa kokoelman massasta, noin 90%, tulee valkoisten kääpiöiden muodossa. Energialähteen puuttuessa kaikki nämä aiemmin loistavat kappaleet jäähtyvät ja heikkenevät.
Maailmankaikkeus muuttuu äärimmäisen pimeäksi viimeisten tähtien palamisen jälkeen. Siitä huolimatta maailmankaikkeudessa voi silti olla satunnaista valoa. Yksi tavoista, maailmankaikkeuden voidaan valaista on, jos kaksi hiili - happi valkoiset kääpiöt, joiden yhteenlaskettu massa on suurempi kuin chandrasekharin raja on noin 1,4 Auringon massan tapahtuu yhdistämisen. Tuloksena oleva kohde läpäisee sitten ydinfuusion, joka tuottaa tyypin Ia supernovan ja hajottaa rappeutuneen aikakauden pimeyden muutaman viikon ajan. Neutronitähdet voivat myös törmätä muodostaen vielä kirkkaampia supernovoja ja hajottamalla jopa kuusi aurinkomassaa rappeutunutta kaasua tähtienväliseen väliaineeseen. Näistä supernovista syntyvä aine voisi mahdollisesti luoda uusia tähtiä. Jos yhdistetty massa ei ole yli chandrasekharin raja, mutta on suurempi kuin pienin massa sulake hiiltä (noin 0,9 M ☉ ), joka on hiili tähden voitaisiin tuottaa, joiden käyttöikä on noin 10 6 (1000000) vuotta. Lisäksi, jos kaksi heliumvalkoista kääpiötä, joiden yhteenlaskettu massa on vähintään 0,3 M ☉, törmää toisiinsa, syntyy heliumtähti , jonka käyttöikä on muutama sata miljoonaa vuotta. Lopuksi ruskeat kääpiöt voivat muodostaa uusia tähtiä, jotka törmäävät toisiinsa muodostaen punaisen kääpiö tähden, joka voi selviytyä 10 13 (10 biljoonaa) vuotta, tai kerätä kaasua hyvin hitaasti jäljellä olevasta tähtienvälisestä aineesta, kunnes niillä on tarpeeksi massaa vedyn käynnistämiseksi palavat myös punaisina kääpiöinä. Tämä prosessi, ainakin valkoisilla kääpiöillä, voi aiheuttaa myös tyypin Ia supernovia.
Planeetat putoavat tai heittävät kiertoradalta läheinen kohtaaminen toisen tähden kanssa
- 10 15 (1 quadrillion) vuotta
Ajan myötä planeettojen kiertoradat rappeutuvat gravitaatiosäteilyn vuoksi tai planeetat poistuvat paikallisista järjestelmistään toisen tähtijäännöksen kohtaamisen aiheuttamien painovoimahäiriöiden vuoksi .
Tähtijäännökset pakenevat galakseja tai putoavat mustiin aukkoihin
- 10 19 kohteeseen 10 20 (10-100 quintillion) vuotta
Ajan myötä galaksin esineet vaihtavat kineettistä energiaa dynaamisen rentoutumisen prosessissa , jolloin niiden nopeusjakauma lähestyy Maxwell -Boltzmann -jakaumaa . Dynaaminen rentoutuminen voi edetä joko kahden tähden läheisissä kohtaamisissa tai vähemmän väkivaltaisissa mutta useammin etäisissä kohtaamisissa. Läheisen kohtaamisen tapauksessa kaksi ruskeaa kääpiötä tai tähtijäännöstä kulkee lähellä toisiaan. Kun näin tapahtuu, lähikohtaukseen osallistuvien kohteiden liikeradat muuttuvat hieman siten, että niiden liike -energia on lähes yhtä suuri kuin ennen. Suuren määrän kohtaamisten jälkeen kevyemmillä esineillä on taipumus saada nopeutta, kun taas raskaammat esineet menettävät sen.
Dynaamisen rentoutumisen vuoksi jotkut esineet saavat juuri tarpeeksi energiaa saavuttaakseen galaktisen pakenemisnopeuden ja poistuakseen galaksista jättäen jälkeensä pienemmän, tiheämmän galaksin. Koska kohtaamiset ovat tiheämpiä tässä tiheämmässä galaksissa, prosessi kiihtyy. Lopputuloksena on, että suurin osa esineistä (90% - 99%) heitetään ulos galaksista jättäen pienen osan (ehkä 1% - 10%), jotka putoavat supermassiiviseen keskiosaan . On ehdotettu, että kaatuneiden jäänteiden asia muodostaa sen ympärille kertymislevyn , joka luo kvasarin , kunhan siellä on tarpeeksi ainetta.
Mahdollinen aineionisaatio
- > 10 23 vuoden kuluttua
Laajenevassa maailmankaikkeudessa, jonka tiheys vähenee ja kosmologinen vakio on nollasta poikkeava , aineen tiheys saavuttaisi nollan, mikä johtaisi useimpiin aineisiin paitsi mustat kääpiöt , neutronitähdet , mustat aukot ja planeetat, jotka ionisoivat ja hajoavat lämpötilan tasapainossa .
Tulevaisuus protonien hajoamisen kanssa
Seuraava aikajana olettaa protonien hajoavan.
- Mahdollisuus: 10 34 (10 biljoonaa) - 10 39 vuotta (1 duodekiljoona)
Maailmankaikkeuden seuraava kehitys riippuu protonin hajoamisen mahdollisuudesta ja nopeudesta . Kokeellinen näyttö osoittaa, että jos protoni on epävakaa, sen puoliintumisaika on vähintään 10 34 vuotta. Jotkut Grand Unified teoriat (suolet) ennustaa pitkän aikavälin protoni epävakautta välillä 10 31 ja 10 36 vuoden aikana, ja yläraja on vakio (ei-supersymmetrian) protonin hajoaminen on 1,4 x 10 36 vuotta, ja yleinen yläraja maksimi tahansa protonin hajoaminen (mukaan lukien supersymmetriamallit ) 6 × 10 39 vuoden iässä. Viimeaikaiset tutkimukset osoittavat protoni käyttöikä (jos epävakaa) tai sen yli 10 34 -10 35 vuoden mallia sulkee pois yksinkertaisempi suolet ja useimmat ei-Supersymmetria malleja.
Nukleonit alkavat rappeutua
Myös ytimiin sitoutuneiden neutronien epäillään hajoavan, ja niiden puoliintumisaika on verrattavissa protonien puoliintumisaikaan. Planeetat (subellar -esineet) hajoavat yksinkertaisessa kaskadiprosessissa raskaammista elementeistä puhtaaseen vetyyn säteillen energiaa.
Jos protoni ei hajoa ollenkaan, tähtiesineet katoavat silti, mutta hitaammin. Katso alta Tulevaisuus ilman protonin hajoamista .
Lyhyempi tai pidempi protonin puoliintumisaika nopeuttaa tai hidastaa prosessia. Tämä tarkoittaa, että sen jälkeen, kun 10 37 vuotta (maksimi protoni puoli-elämän käyttää Adams & Laughlin (1997)), yksi puoli kaikista baryonisen asia on muunnettu gamma ray fotonit ja leptonit kautta protonin hajoaminen.
Kaikki nukleonit hajoavat
- 10 40 (10 duodekiljoonaa) vuotta
Kun otetaan huomioon protonin oletettu puoliintumisaika, nukleonit (protonit ja sitoutuneet neutronit) ovat kokeneet noin 1000 puoliintumisaikaa, kun maailmankaikkeus on 10 40 vuotta vanha. Tämä tarkoittaa, että nukleoneja tulee olemaan noin 0,5 1000 (noin 10-301 ); Koska maailmankaikkeudessa on arviolta 10 80 protonia, yksikään niistä ei jää rappeutuneen ajan loppuun. Käytännössä kaikki baryoniset aineet on muutettu fotoneiksi ja leptoneiksi . Jotkut mallit ennustavat vakaiden positroniumatomien muodostumista, joiden halkaisija on suurempi kuin havaittavissa olevan maailmankaikkeuden nykyinen halkaisija (noin 6 · 10 34 metriä) 10 85 vuoden aikana, ja että nämä hajoavat gammasäteilyksi 10 141 vuoden kuluttua.
.jpg)
Jos protonit hajoavat ylemmän asteen ydinprosesseissa
- Mahdollisuus: 10 65 - 10 200 vuotta
Jos protoni ei hajoa yllä kuvattujen teorioiden mukaan, rappeutunut aikakausi kestää kauemmin ja on päällekkäinen tai ylittää Black Hole Era. 10 65 vuoden ajanjaksolla kiintoaine on teoreettisesti järjestetty uudelleen atomiensa ja molekyyliensä kautta kvanttitunneloinnin avulla , ja se voi käyttäytyä nestemäisenä ja muuttua sileäksi palloksi diffuusion ja painovoiman vuoksi. Rappeutuneet tähtiesineet voivat edelleen kokea protonien hajoamista esimerkiksi Adler – Bell – Jackiw-anomaliaa sisältävien prosessien , virtuaalisten mustien aukkojen tai korkeamman ulottuvuuden supersymmetrian avulla, jonka puoliintumisaika on mahdollisesti alle 10 200 vuotta.
- > 10139 vuoden kuluttua
Arvio vakiomallin käyttöiästä ennen väärän tyhjiön romahtamista vuonna 2018 ; 95%: n luottamusväli on 10 58 ja 10 241 vuosina johtuen osittain epävarmuutta alkuun kvarkki massa.
- > 10 150 vuoden kuluttua
Vaikka protonit ovat vakaita vakiomallifysiikassa, sähköä heikentävällä tasolla voi esiintyä kvanttipoikkeama , joka voi saada baryoniryhmät (protonit ja neutronit) tuhoutumaan antileptoneiksi sphaleron -siirtymän kautta. Tällaisia baryon/lepton -rikkomuksia on 3, ja niitä voi esiintyä vain moninkertaisina tai kolmen baryonin ryhminä, mikä voi rajoittaa tai kieltää tällaiset tapahtumat. Kokeellisia todisteita sfaleroneista ei ole vielä havaittu alhaisilla energiatasoilla, vaikka niiden uskotaan esiintyvän säännöllisesti korkeilla energioilla ja lämpötiloilla.
Black Hole Era
- 10 40 (10 duodecillion) vuotta noin 10 100 (1 googol ) vuotta, jopa 10 108 vuotta suurin supermassiivinen mustat aukot
10 40 vuoden kuluttua mustat aukot hallitsevat maailmankaikkeutta. Ne haihtuvat hitaasti Hawking -säteilyn kautta . Musta aukko, jonka massa on noin 1 M ☉ katoaa noin 2 x 10 66 vuotta. Koska mustan aukon käyttöikä on verrannollinen sen massan kuutioon, massiivisempien mustien reikien hajoaminen kestää kauemmin. Supermassiivinen musta aukko, jonka massa on 10 11 (100 miljardia) M ☉ , haihtuu noin 2 × 10 99 vuoden kuluttua.
Maailmankaikkeuden suurimpien mustien aukkojen ennustetaan edelleen kasvavan. Suurempia, jopa 10 14 (100 biljoonan) M ☉: n mustia aukkoja voi muodostua galaksien superjoukkojen romahtamisen aikana. Nämäkin haihtuisi yli ajassa 10 106 kohteeseen 10 108 vuotta.
Hawking -säteilyllä on lämpöspektri . Suurimman osan mustan aukon elinkaaresta säteilyllä on alhainen lämpötila ja se on pääasiassa massattomia hiukkasia, kuten fotoneja ja hypoteettisia gravitoneja . Kun mustan aukon massa pienenee, sen lämpötila nousee ja tulee vertailukelpoiseksi Auringon kanssa, kun mustan aukon massa on laskenut 10 19 kiloon. Reikä tarjoaa sitten väliaikaisen valonlähteen mustan aukon aikakauden yleisen pimeyden aikana. Haihtumisen viimeisten vaiheiden aikana musta aukko päästää massattomien hiukkasten lisäksi myös raskaampia hiukkasia, kuten elektroneja , positroneja , protoneja ja antiprotoneja .
Pimeä aikakausi ja fotonikausi
- 10 100 vuodesta (10 duotrigintillion vuotta tai 1 googol vuotta)
Kun kaikki mustat aukot ovat haihtuneet (ja kun protoneista tehty tavallinen aine on hajonnut, jos protonit ovat epävakaita), maailmankaikkeus on lähes tyhjä. Fotonit, neutriinot, elektronit ja positronit lentävät paikasta toiseen tuskin koskaan kohtaavat toisiaan. Painovoimaisesti maailmankaikkeutta hallitsevat pimeä aine , elektronit ja positronit (ei protoneja).
Tällä aikakaudella, kun ainetta on jäljellä vain hyvin hajanaista, maailmankaikkeuden toiminta on vähentynyt dramaattisesti (verrattuna aikaisempiin aikakausiin) erittäin alhaisilla energiatasoilla ja erittäin suurilla aika -asteikoilla. Avaruuden läpi ajautuvat elektronit ja positronit kohtaavat toisensa ja muodostavat toisinaan positroniumatomeja . Nämä rakenteet ovat kuitenkin epävakaita, ja niiden ainesosat on lopulta tuhottava. Useimmat elektronit ja positronit pysyvät kuitenkin sitoutumattomina. Myös muita matalan tason tuhoutumisia tapahtuu, vaikkakin hyvin hitaasti. Maailmankaikkeus saavuttaa nyt erittäin matalan energian tilan.
Tulevaisuus ilman protonien hajoamista
Jos protonit eivät hajoa, tähtimassoista tulee edelleen mustia aukkoja , mutta hitaammin. Seuraava aikajana olettaa, että protonien hajoamista ei tapahdu.
- > 10139 vuoden kuluttua
Arvio vakiomallin käyttöiästä ennen väärän tyhjiön romahtamista vuonna 2018 ; 95%: n luottamusväli on 10 58 ja 10 241 vuosina johtuen osittain epävarmuutta alkuun kvarkki massa.
Degeneroitunut aikakausi
Aine hajoaa rautaksi
- 10 1100 - 10 32 000 vuoden kuluttua
10 1500 vuoden kuluttua kvanttitunneloinnin kautta tapahtuvan kylmän fuusion pitäisi saada tähtimassa-esineiden valon ytimet sulautumaan rauta-56- ytimiin (ks . Raudan isotoopit ). Fissio- ja alfahiukkaspäästöjen pitäisi saada raskaat ytimet myös hajoamaan rautaksi, jolloin tähtimassaiset esineet jäävät raudan kylmiksi palloiksi, joita kutsutaan rautatähdiksi . Ennen kuin tämä tapahtuu, joidenkin mustien kääpiöiden prosessin odotetaan alentavan Chandrasekhar -rajaansa, mikä johtaa supernovaan 10 1100 vuodessa. Ei-rappeutuneen piin on laskettu tunneloituvan rautaksi noin 10 32 000 vuoden aikana.
Black Hole Era
Rautatähtien romahtaminen mustiksi aukoiksi
- 10 10 26 - 10 10 76 vuoden kuluttua
Kvanttitunnelin pitäisi myös muuttaa suuret esineet mustiksi aukoiksi , jotka (näillä aikaväleillä) haihtuvat hetkessä subatomisiksi hiukkasiksi. Tehdyistä oletuksista riippuen tämän toteutumisaika voidaan laskea 10 10 26 vuodesta 10 10 76 vuoteen. Kvanttitunnelointi voi myös saada rautatähdet romahtamaan neutronitähdiksi noin 10 10 76 vuoden kuluttua.
Pimeä aikakausi (ilman protonin hajoamista)
- 10 10 76 vuoden päästä
Kun mustat aukot ovat haihtuneet, käytännössä mitään ainetta ei ole vielä olemassa, maailmankaikkeudesta on tullut melkein puhdas tyhjiö (mahdollisesti mukana väärä tyhjiö ). Universumin laajentuminen jäähdyttää sen hitaasti absoluuttiseen nollaan .
Sen jälkeen
- Yli 10 2500 vuotta, jos protoneja hajoaa, tai 10 10 76 vuotta ilman protonien hajoamista
On mahdollista, että Big Rip -tapahtuma voi tapahtua kauas tulevaisuudessa. Tämä singulariteetti tapahtuisi äärellisessä mittakaavassa.
Jos nykyinen tyhjiötila on väärä tyhjiö , tyhjiö voi hajota matalamman energian tilaan.
Oletettavasti äärimmäisen alhaisen energian tilat merkitsevät sitä, että paikallisista kvanttitapahtumista tulee suuria makroskooppisia ilmiöitä pikemminkin kuin vähäpätöisiä mikroskooppisia tapahtumia, koska pienimmät häiriöt tekevät suurimman eron tällä aikakaudella, joten ei voida sanoa, mitä avaruudelle tai ajalle voi tapahtua. On havaittu, että "makrofysiikan" lait rikkoutuvat ja kvanttifysiikan lait tulevat voimaan.
Maailmankaikkeus voisi mahdollisesti välttää ikuisen lämpökuoleman satunnaisten kvanttitunnelien ja kvanttivaihtelujen kautta , kun otetaan huomioon nollatodennäköisyys tuottaa uusi alkuräjähdys noin 10 10 10 56 vuoden kuluttua.
Äärettömän ajan kuluessa entropia voi vähentyä spontaanisti , Poincarén uusiutumisen tai lämpötilan vaihteluiden vuoksi (ks. Myös vaihteluteoreemi ).
Massiiviset mustat kääpiöt voivat myös räjähtää supernoviksi vuoden kuluttua 10 32 000 vuotta olettaen, että protonit eivät hajoa.
Yllä olevat mahdollisuudet perustuvat yksinkertaiseen pimeän energian muotoon . Pimeän energian fysiikka on kuitenkin edelleen erittäin aktiivinen tutkimusalue, ja todellinen pimeän energian muoto voi olla paljon monimutkaisempi. Esimerkiksi inflaation aikana pimeä energia vaikutti maailmankaikkeuteen hyvin eri tavalla kuin nykyään, joten on mahdollista, että pimeä energia voi laukaista uuden inflaatiokauden tulevaisuudessa. Ennen kuin pimeä energia ymmärretään paremmin, sen mahdollisia vaikutuksia on erittäin vaikea ennustaa tai parametroida.
Graafinen aikajana
Katso myös
- Big Bounce - hypoteettinen kosmologinen malli tunnetun maailmankaikkeuden alkuperälle
- Universumin kronologia - maailmankaikkeuden historia ja tulevaisuus
- Syklinen malli
- Dysonin ikuinen älykkyys - hypoteettinen käsite astrofysiikassa
- Viimeinen antropinen periaate
- Stelliferous Eran graafinen aikajana - aikajana
- Alkuräjähdyksen graafinen aikajana
- Graafinen aikajana alkuräjähdyksestä Heat Deathiin . Tässä aikajanassa käytetään kaksoislogaritmista asteikkoa vertailuun tämän artikkelin graafiseen aikajanaan.
- Maailmankaikkeuden graafinen aikajana - Universumin visuaalinen aikajana. Tämä aikajana käyttää intuitiivisempaa lineaarista aikaa verrattuna tähän artikkeliin.
- Alkuräjähdyksen aikajana
- Kaukaisen tulevaisuuden aikajana - Tieteelliset ennusteet pitkälle tulevaisuuteen
- Viimeinen kysymys - Isaac Asimovin lyhyt tarina, joka pohtii maailman kuoleman väistämätöntä tuloa ja miten se voidaan kääntää.
- Universumin lopullinen kohtalo - Kosmologisten hypoteesien valikoima