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.

Содержание

  • 1 Описание
  • 2 Экспериментальные данные
  • 3 См. также
  • 4 Примечания
  • 5 Ссылки

Описание

Справедливость этой гипотезы сильно зависит от природы тёмной энергии, а именно, от параметра




w


{\displaystyle w}

w, равного отношению давления тёмной энергии к её плотности (см. уравнение состояния). Если




w


{\displaystyle w}

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 — то есть той части Вселенной, которая удаляется от наблюдателя со скоростью света — будет уменьшаться. Всё, 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, ни электромагнитное, ни сильное или слабое.

Авторы этой гипотезы вычислили оставшееся время до конца существования Вселенной такой, какой мы её знаем:





t

rip




t

0





2

3

|

1
+
w

|


H

0




1


Ω

m







,


{\displaystyle t_{\text{rip}}-t_{0}\approx {\frac {2}{3|1+w|H_{0}{\sqrt {1-\Omega _{\text{m}}}}}},}

{\displaystyle t_{\text{rip}}-t_{0}\approx {\frac {2}{3|1+w|H_{0}{\sqrt {1-\Omega _{\text{m}}}}}},}

где




w


{\displaystyle w}

w — отношение давления тёмной энергии к её плотности, H0 — постоянная Хаббла, Ωm — текущее значение[1] всей материи во Вселенной.

В своей работе авторы рассмотрели следующий пример:




w


{\displaystyle w}

w = −1,5,

H0 = 70 (км/с)/Мпк,
Ωm = 0,3.

И в этом случае конец Вселенной (Большой разрыв) наступит приблизительно через 22 млрд лет[2].

  • 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 три месяца до Большого разрыва Солнечная система станет гравитационно несвязанной.
  • За 30 минут до Большого разрыва разрушится Земля.
  • За 10−9 с (1 нс) до Большого разрыва разрушатся атомы.

Все эти значения, разумеется, относятся к объектам, которые будут существовать к тому времени вместо нашей галактики, Солнечной системы и Земли соответственно.

В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные человеческой науке законы физики, и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.

На сегодняшний день неизвестно, обладает ли тёмная энергия такими свойствами, при которых может реализоваться этот сценарий.

Экспериментальные данные

Согласно последним космологическим данным, вероятность ошибки всё ещё имеется, и неизвестно, какой из трёх случаев является верным:




w


{\displaystyle w}

w < −1,




w


{\displaystyle w}

w = −1 или




w


{\displaystyle w}

w > −1[3][4].

См. также

  • Большой взрыв
  • Большой отскок
  • Большое сжатие
  • Большое замерзание

Примечания






  1. Ω

    m


    =
    ρ

    /


    ρ

    c
    r




    {\displaystyle \Omega _{m}=\rho /\rho _{cr}}

    {\displaystyle \Omega _{m}=\rho /\rho _{cr}},





    Ω

    k


    =

    (
    k

    c

    2


    )

    /

    (

    a

    2



    H

    2


    )


    {\displaystyle \Omega _{k}=-(kc^{2})/(a^{2}H^{2})}

    {\displaystyle \Omega _{k}=-(kc^{2})/(a^{2}H^{2})},





    Ω

    Λ


    =
    (
    8
    π
    G
    Λ

    c

    2


    )

    /


    ρ

    c
    r




    {\displaystyle \Omega _{\Lambda }=(8\pi G\Lambda c^{2})/\rho _{cr}}

    {\displaystyle \Omega _{\Lambda }=(8\pi G\Lambda c^{2})/\rho _{cr}}. Из этой записи видно, что если





    Ω

    m


    +

    Ω

    Λ


    =
    1


    {\displaystyle \Omega _{m}+\Omega _{\Lambda }=1}

    {\displaystyle \Omega _{m}+\Omega _{\Lambda }=1}, то есть суммарная плотность материи и тёмной энергии равна критической, то k = 0, то есть пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= −1.

  2. Caldwell, Robert R., Kamionkowski, Marc and Weinberg, Nevin N. Phantom Energy and Cosmic Doomsday (англ.) // Physical Review Letters. — 2003. — Vol. 91, iss. 7. — P. 071301. — doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. — Bibcode: 2003PhRvL..91g1301C. — arXiv:astro-ph/0302506. — PMID 12935004.
  3. WMAP 9 Year Mission Results
  4. Allen, S. W.; Rapetti, D. A.; Schmidt, R. W.; Ebeling, H.; Morris, R. G.; Fabian, A. C. Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — Vol. 383, no. 3. — P. 879. — doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12610.x. — Bibcode: 2008MNRAS.383..879A. — arXiv:0706.0033.

Ссылки

  • Phantom Energy and Cosmic Doomsday (недоступная ссылка). Robert R. Caldwell, Marc Kamionkowski, Nevin N. Weinberg.
  • Разрыв Вселенной
⛭Хронология Вселенной
Первые три минуты
после Большого взрыва
  • Космологическая сингулярность
  • Планковская эпоха
  • Эпоха Великого объединения
  • Инфляционная эпоха (Реликтовые гравитационные волны)
  • Бариогенезис
  • Электрослабая эпоха
  • Кварковая эпоха
  • Адронная эпоха
  • Лептонная эпоха (Реликтовый нейтринный фон[en])
  • Фотонная эпоха
Ранняя Вселенная
  • Протонная эпоха
  • Рекомбинация (Реликтовое излучение)
  • Тёмные века
  • Реионизация
  • Эра вещества
Будущее Вселенной
  • Эпоха звёзд
  • Эпоха распада
  • Эпоха чёрных дыр
  • Эпоха вечной тьмы
  • Большой разрыв
  • Большое сжатие
  • Тепловая смерть Вселенной
⛭Космология
Базовые понятия и объекты
  • Вселенная
    • Наблюдаемая Вселенная
  • Красное смещение
    • космологическое
  • Реликтовое излучение
  • Гравитационные волны
  • Расширение Вселенной
    • ускоренное
  • Скрытая масса
    • Тёмная материя
    • Тёмная энергия
История Вселенной
  • Большой взрыв
    • Большой отскок
    • Хронология Большого взрыва
  • Инфляция
  • Первичный нуклеосинтез
  • Рекомбинация
  • Эволюция галактик
  • Возраст Вселенной
  • Будущее Вселенной
Структура Вселенной
  • Крупномасштабная структура Вселенной
    • Сверхскопление галактик
    • Большая группа квазаров
    • Галактическая нить
    • Войд
    • Пузырь Хаббла
  • Форма Вселенной
Теоретические представления
  • История развития представлений о Вселенной
  • Закон Хаббла
  • Космологический принцип
  • Космологические модели
    • Космологическая сингулярность
    • Модель де Ситтера
    • Модель горячей Вселенной
    • Вселенная Фридмана
      • Сопутствующее расстояние
      • Критическая плотность
      • Уравнение Фридмана
      • Космологическое уравнение состояния
      • Модель Лямбда-CDM
Эксперименты
  • Наблюдательная космология
  • 2dF
  • 6dF
  • BOOMERanG
  • COBE
  • SDSS
  • WMAP
  • Планк
  • DES
Портал:Астрономия

Поделиться ссылкой:

Добавить комментарий