Будущее расширяющейся Вселенной - Future of an expanding universe

"Big Freeze" перенаправляется сюда. Для использования в других целях см. Big Freeze (значения).
Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
Расширение· Будущее
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

Наблюдения показывают, что расширение из вселенная будет продолжаться вечно. Если это так, то популярная теория гласит, что по мере расширения Вселенная будет охлаждаться и в конечном итоге станет слишком холодной, чтобы ее выдержать жизнь. По этой причине этот сценарий будущего когда-то в народе назывался "Тепловая смерть "теперь известен как" Большой холод "или" Большой мороз ".[1]

Если темная энергия - представлен космологическая постоянная, а постоянный плотность энергии, равномерно заполняющая пространство,[2] или же скалярные поля, Такие как квинтэссенция или же модули, динамичный величины, плотность энергии которых может изменяться во времени и пространстве - ускоряет расширение Вселенной, затем пространство между скоплениями галактики будет расти с возрастающей скоростью. Красное смещение будет растягивать древние входящие фотоны (даже гамма-лучи) до необнаруживаемых длин волн и низких энергий.[3] Звезды ожидается нормальное формирование за 1012 до 1014 (1–100 триллионов) лет, но в конечном итоге поставки газа необходимы для звездообразование будут исчерпаны. Поскольку у существующих звезд заканчивается топливо и они перестают сиять, Вселенная будет медленно и неумолимо темнеть.[4][5] Согласно теориям, предсказывающим распад протона, то звездные остатки оставленные позади исчезнут, оставив только черные дыры, которые в конечном итоге исчезают, когда они испускают Радиация Хокинга.[6] В конечном итоге, если Вселенная достигает состояния, в котором температура приближается к постоянному значению, дальше работай станет возможным, что приведет к окончательной тепловой смерти Вселенной.[7]

Космология

Бесконечное расширение не определяет общая пространственная кривизна Вселенной. Он может быть открытым (с отрицательной пространственной кривизной), плоским или закрытым (с положительной пространственной кривизной), хотя, если он закрыт, достаточно темная энергия должны присутствовать, чтобы противодействовать гравитационным силам, иначе вселенная закончится Большой хруст.[8]

Наблюдения за космический фон посредством СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson и Миссия Планка предполагают, что Вселенная пространственно плоская и имеет значительное количество темная энергия.[9][10] В этом случае Вселенная должна продолжать расширяться с ускоряющейся скоростью. Ускорение расширения Вселенной также подтверждено наблюдениями за далекими сверхновые.[8] Если, как в модель соответствия из физическая космология (Лямбда-холодная темная материя или ΛCDM) темная энергия имеет вид космологическая постоянная, расширение в конечном итоге станет экспоненциальным, а размер Вселенной будет удваиваться с постоянной скоростью.

Если теория инфляция правда, вселенная пережила период, когда в первые моменты Большого взрыва доминировала другая форма темной энергии; но инфляция закончилась, указывая на то, что уравнение состояния намного сложнее, чем предполагалось до сих пор для современной темной энергии. Вполне возможно, что уравнение состояния темной энергии может снова измениться, что приведет к событию, которое будет иметь последствия, которые чрезвычайно сложно параметризовать или предсказать.[нужна цитата ]

Будущая история

В 1970-х годах будущее расширяющейся Вселенной изучал астрофизик. Джамал Ислам[11] и физик Фриман Дайсон.[12] Затем в их книге 1999 г. Пять возрастов Вселенной, астрофизики Фред Адамс и Грегори Лафлин разделил прошлую и будущую историю расширяющейся Вселенной на пять эпох. Первый, Изначальная Эра, это время в прошлом сразу после Большой взрыв когда звезды еще не сформировался. Второй, Звездная эра, включает в себя сегодняшний день и все звезды и галактики сейчас видно. Это время, когда звезды формируются из схлопывающиеся облака газа. В последующем Дегенеративная эра, звезды выгорят, и все объекты звездной массы останутся звездные остатки —белые карлики, нейтронные звезды, и черные дыры. в Эра Черной дыры, белые карлики, нейтронные звезды и другие мелкие астрономические объекты были уничтожены распад протона, оставляя только черные дыры. Наконец, в Темная эраисчезли даже черные дыры, оставив лишь разбавленный газ фотоны и лептоны.[13]

Эта будущая история и временная шкала ниже предполагают продолжающееся расширение Вселенной. Если пространство во вселенной начинает сжиматься, последующие события на временной шкале могут не произойти, потому что Большой хруст произойдет коллапс Вселенной в горячее плотное состояние, подобное тому, которое произошло после Большого взрыва.[13][14]

График

О прошлом, включая Первобытную Эру, см. Хронология Вселенной.
Смотрите также: Хронология далекого будущего

Звездоносная эра

С настоящего времени до примерно 1014 (100 триллионов) лет после Большого взрыва
Смотрите также: Графическая шкала времени звездной эры

Наблюдаемая Вселенная в настоящее время составляет 1,38×1010 (13,8 миллиарда) лет.[15] На этот раз в звездную эру. Примерно через 155 миллионов лет после Большого взрыва сформировалась первая звезда. С тех пор звезды образовались в результате коллапса небольших плотных областей ядра в больших, холодных молекулярные облака из водород газ. Сначала это дает протозвезда, который горячий и яркий из-за энергии, генерируемой гравитационное сжатие. После того, как протозвезда на некоторое время сократится, ее центр станет достаточно горячим, чтобы предохранитель водород и его время жизни как звезды начнется правильно.[13]

Звезды очень низкого масса в конечном итоге исчерпает все свои плавкие водород а затем стать гелий белые карлики.[16] Звезды от низкой до средней массы, такие как наша солнце, вытеснит часть своей массы как планетарная туманность и в конечном итоге стать белые карлики; более массивные звезды взорвутся в сверхновая с коллапсом ядра, оставлять позади нейтронные звезды или же черные дыры.[17] В любом случае, хотя часть звездного дела может быть возвращена в межзвездная среда, а вырожденный остаток останутся позади, масса которых не вернется в межзвездную среду. Таким образом, поставки газа доступны для звездообразование постоянно истощается.

Галактика Млечный Путь и галактика Андромеды сливаются в одно

Через 4–8 миллиардов лет (17,8 - 21,8 миллиардов лет после Большого взрыва)
Основная статья: Столкновение Андромеды и Млечного Пути

В Галактика Андромеды в настоящее время находится примерно в 2,5 миллионах световых лет от нашей галактики, Млечный путь, и они движутся навстречу друг другу со скоростью примерно 300 километров (186 миль) в секунду. Приблизительно через пять миллиардов лет, или через 19 миллиардов лет после Большого взрыва, Млечный Путь и галактика Андромеды столкнутся друг с другом и сольются в одну большую галактику, согласно имеющимся данным. Вплоть до 2012 года не было возможности подтвердить, произойдет ли возможное столкновение или нет.[18] В 2012 году исследователи пришли к выводу, что столкновение определенно после использования космического телескопа Хаббла в период с 2002 по 2010 год для отслеживания движения Андромеды.[19] Это приводит к образованию Milkdromeda (также известен как Милкомеда).

Слияние Местной Группы и галактик за пределами Местного Суперкластера больше не доступно

1011 (100 миллиардов) до 1012 (1 триллион) лет

В галактики в Местная группа, скопление галактик, которое включает в себя Млечный Путь и Галактику Андромеды, гравитационно связаны друг с другом. Ожидается, что между 1011 (100 миллиардов) и 1012 Через (1 триллион) лет их орбиты распадутся, и вся Местная группа сольется в одну большую галактику.[4]

При условии, что темная энергия продолжает заставлять Вселенную расширяться с ускоряющейся скоростью, примерно через 150 миллиардов лет все галактики за пределами Местное сверхскопление пройдет за космологический горизонт. Тогда события в Местной группе не смогут повлиять на другие галактики. Точно так же события через 150 миллиардов лет, которые видят наблюдатели в далеких галактиках, не смогут повлиять на события в Местной группе.[3] Однако наблюдатель в Местном сверхскоплении продолжит видеть далекие галактики, но наблюдаемые им события станут экспоненциально более интенсивными. красный сдвиг когда галактика приближается к горизонту, пока время в далекой галактике, кажется, не остановится. Наблюдатель в Местном сверхскоплении никогда не наблюдает событий спустя 150 миллиардов лет по их местному времени, и в конечном итоге весь свет и фоновое излучение Находящееся за пределами местного сверхскопления будет казаться мигающим, поскольку свет станет настолько красным, что его длина волны станет больше физического диаметра горизонта.

Технически, для всех причинных взаимодействий между нашим локальным сверхскоплением и этим светом потребуется бесконечно много времени; однако из-за красного смещения, описанного выше, свет не обязательно будет наблюдаться в течение бесконечного количества времени, и через 150 миллиардов лет не будет наблюдаться никакого нового причинного взаимодействия.

Следовательно, через 150 миллиардов лет межгалактический транспорт и связь за пределами Местного суперкластера становятся причинно невозможными, если только ftl коммуникация, варп-приводы, и / или проходимые искусственные червоточины разработаны.

Светимости галактик начинают уменьшаться

8×1011 (800 миллиардов) лет

8×1011 Через (800 миллиардов) лет светимости различных галактик, которые до этого момента были примерно одинаковыми с нынешними, благодаря возрастающей светимости остальных звезд по мере их старения, начнут уменьшаться, поскольку менее массивные красный карлик звезды начинают умирать как белые карлики.[20]

Галактики за пределами Местного сверхскопления больше не обнаруживаются.

2×1012 (2 триллиона) лет

2×1012 (2 триллиона) лет спустя все галактики за пределами Местное сверхскопление будет красное смещение до такой степени, что даже гамма излучение они излучают, будут иметь длину волны больше, чем размер наблюдаемая вселенная времени. Следовательно, эти галактики больше нельзя будет обнаружить.[3]

Дегенеративная эра

От 1014 (100 триллионов) до 1040 (10 дуодециллионов) лет

К 1014 (100 триллионов) лет спустя, звездообразование закончится,[4] оставив все звездные объекты в виде дегенеративные остатки. Если протоны не распадаются, объекты звездной массы будут исчезать медленнее, что делает эту эпоху длиться дольше.

Прекращается звездообразование

1012–14 (1–100 триллионов) лет

К 1014 (100 триллионов) лет спустя, звездообразование закончится. Этот период, известный как «Эра вырождения», продлится до тех пор, пока остатки вырождения окончательно не распадутся.[21] Наименее массивные звезды дольше всех расходуют водородное топливо (см. звездная эволюция ). Таким образом, самые долгоживущие звезды во Вселенной имеют малую массу. красные карлики, массой около 0,08 солнечные массы (M☉ ), время жизни которых порядка 1013 (10 триллионов) лет.[22] По совпадению, это сопоставимо с продолжительностью времени, в течение которого происходит звездообразование.[4] Как только звездообразование заканчивается и наименее массивные красные карлики исчерпывают свое топливо, термоядерная реакция перестанет. Красные карлики малой массы остынут и станут черные карлики.[16] Единственные оставшиеся объекты с более чем планетная масса будет коричневые карлики, массой менее 0,08M☉, и дегенеративные остатки; белые карлики, образованные звездами с начальной массой от 0,08 до 8 масс Солнца; и нейтронные звезды и черные дыры, образованные звездами с начальной массой более 8M☉. Большая часть этой коллекции, примерно 90%, будет в форме белых карликов.[5] В отсутствие какого-либо источника энергии все эти прежде светящиеся тела остынут и станут слабыми.

Вселенная станет чрезвычайно темной после того, как сгорят последние звезды. Даже в этом случае во Вселенной все еще может быть случайный свет. Один из способов осветить Вселенную - это если два углерод –кислород белые карлики с общей массой более Предел Чандрасекара около 1,4 солнечных масс сливаются. Затем полученный объект подвергнется неуправляемому термоядерному синтезу, в результате чего возникнет Сверхновая типа Ia и рассеивание тьмы Вырожденной Эры на несколько недель. Нейтронные звезды могли также столкнуться, образуя еще более яркие сверхновые и рассеивая до 6 солнечных масс вырожденного газа в межзвездную среду. В результате этого сверхновые потенциально может создать новые звезды.[23][24] Если общая масса не выше предела Чандрасекара, но больше минимальной массы до предохранитель углерод (около 0,9M☉), а углеродная звезда могут быть произведены со сроком службы около 106 (1 миллион) лет.[13] Также, если два гелиевых белых карлика с общей массой не менее 0,3M☉ столкнуться, а гелиевая звезда могут быть произведены со сроком службы в несколько сотен миллионов лет.[13] Наконец, коричневые карлики могут образовывать новые звезды, сталкиваясь друг с другом, чтобы сформировать красный карлик звезда, которая может прожить 1013 (10 триллионов) лет,[22][23] или срастание газа очень медленными темпами из оставшихся межзвездная среда пока у них не будет достаточно массы, чтобы начать сжигание водорода как красные карлики тоже. Этот процесс, по крайней мере, на белых карликах, может также вызвать сверхновые типа Ia.[25]

Планеты падают или сбрасываются с орбит из-за близкого столкновения с другой звездой.

1015 (1 квадриллион) лет

Со временем орбиты планет будет распадаться из-за гравитационное излучение, или планеты будут выброшен из своих локальных систем гравитационные возмущения вызванный встречами с другим звездный остаток.[26]

Звездные остатки покидают галактики или падают в черные дыры

1019 до 1020 (От 10 до 100 квинтиллионов) лет

Со временем объекты в галактика обмен кинетическая энергия в процессе, называемом динамическое расслабление, приближая их распределение скоростей к Распределение Максвелла – Больцмана.[27] Динамическая релаксация может происходить либо путем близких встреч двух звезд, либо менее бурных, но более частых далеких встреч.[28] В случае близкого контакта два коричневые карлики или же звездные остатки пройдут близко друг к другу. Когда это происходит, траектории объектов, участвующих в близком столкновении, немного меняются, так что их кинетическая энергия почти равны, чем раньше. Таким образом, после большого количества встреч более легкие объекты имеют тенденцию набирать скорость, а более тяжелые - теряют ее.[13]

Из-за динамической релаксации некоторые объекты во Вселенной получат достаточно энергии, чтобы достичь галактического скорость убегания и покинуть галактику, оставив после себя меньшую и более плотную галактику. Поскольку встречи более часты в более плотной галактике, процесс ускоряется. Конечным результатом является то, что большинство объектов (от 90% до 99%) выбрасываются из галактики, оставляя небольшую часть (возможно, от 1% до 10%), которые попадают в центральную часть галактики. огромная черная дыра.[4][13] Было высказано предположение, что вещество павших остатков сформирует аккреционный диск вокруг него, что создаст квазар, пока там достаточно материи.[29]

Возможная ионизация вещества

>1023 лет спустя

В расширяющейся Вселенной с уменьшающейся плотностью и отличной от нуля космологическая постоянная, плотность материи достигнет нуля, в результате чего большая часть материи, кроме черные карлики, нейтронные звезды, черные дыры, и планеты ионизирующий и рассеивающий на тепловое равновесие.[30]

Будущее с распадом протона

На следующей временной шкале предполагается, что протоны распадаются.

Вероятность: 1034 (10 дециллионов) - 1039 лет (1 дуодециллион)

Последующая эволюция Вселенной зависит от возможности и скорости распад протона. Экспериментальные данные показывают, что если протон нестабильно, имеет период полураспада не менее 1034 годы.[31] Несколько из Теории Великого Объединения (GUT) предсказывают долгосрочную нестабильность протонов между 1031 и 1036 лет, при этом верхняя оценка стандартного (несуперсимметричного) распада протона составляет 1,4×1036 лет и общий верхний предел максимума для любого распада протона (включая суперсимметрия модели) в 6×1039 годы.[32][33] Недавние исследования показывают, что время жизни протона (если оно нестабильно) составляет 10 или более34–1035 годовой диапазон исключает более простые GUT и большинство моделей без суперсимметрии.

Нуклоны начинают распадаться

Смотрите также: Нуклон

Нейтронов связаны в ядра также подозреваются, что они распадаются с периодом полураспада, сравнимым с периодом полураспада протонов. Планеты (субзвездные объекты) будут распадаться простым каскадным процессом от тяжелых элементов до чистого водорода, излучая энергию.[34]

В том случае, если протон вообще не распадается, звездные объекты все равно исчезают, но медленнее. Видеть Будущее без распада протона ниже.

Более короткий или более длительный период полураспада протонов ускоряет или замедляет процесс. Это означает, что через 1037 лет (максимальный период полураспада протона, использованный Адамсом и Лафлином (1997)), половина всей барионной материи будет преобразована в гамма-луч фотоны и лептоны через распад протона.

Все нуклоны распадаются

1040 (10 дуодециллионов) лет

Учитывая предполагаемый период полураспада протона, нуклоны (протоны и связанные нейтроны) пройдут примерно 1000 периодов полураспада к тому времени, когда Вселенная станет 1040 лет. Для сравнения, существует около 1080 протоны в настоящее время во Вселенной.[35] Это означает, что к тому времени, когда Вселенная станет 10, количество нуклонов сократится вдвое в 1000 раз.40 лет. Следовательно, будет примерно 0,51,000 (примерно 10−301) столько же нуклонов, сколько осталось сегодня; то есть, нуль нуклоны, оставшиеся во Вселенной в конце Вырожденной Эры. По сути, вся барионная материя будет превращена в фотоны и лептоны. Некоторые модели предсказывают формирование стабильных позитроний атомы с диаметром больше, чем текущий диаметр наблюдаемой Вселенной (примерно 6 · 1034 метров)[36] через 1085 лет, и что они, в свою очередь, распадутся до гамма-излучения через 10141 годы.[4][5]

В сверхмассивные черные дыры все, что осталось от галактик после распада всех протонов, но даже эти гиганты не бессмертны.

Если протоны распадаются на ядерные процессы более высокого порядка

Вероятность: 1065 до 10200 годы

В случае, если протон не распадется в соответствии с теориями, описанными выше, Эра Вырождения продлится дольше и будет перекрывать или превосходить Эру Черной дыры. По шкале времени 1065 лет твердое вещество будет вести себя как жидкость и станет гладким сферы из-за диффузии и силы тяжести.[12] Вырожденные звездные объекты все еще могут испытывать распад протона, например, через процессы, связанные с Аномалия Адлера – Белла – Джекива, виртуальные черные дыры, или более высокого измерения суперсимметрия возможно с периодом полураспада менее 10200 годы.[4]

>10150 лет спустя

Хотя протоны стабильны в стандартной физике модели, квантовая аномалия может существовать на электрослабый уровень, который может заставить группы барионов (протонов и нейтронов) аннигилировать в антилептоны через сфалерон переход.[37] Такой барионные / лептонные нарушения имеют число 3 и могут встречаться только в виде множества или групп из трех барионов, что может ограничивать или запрещать такие события. Никаких экспериментальных доказательств существования сфалеронов на низких уровнях энергии пока не наблюдалось, хотя считается, что они регулярно возникают при высоких энергиях и температурах.

В фотон теперь последний остаток вселенной как последний из сверхмассивные черные дыры испариться.

Эра Черной дыры

1040 (10 дуодециллионов) лет примерно до 10100 (1 гугол ) лет, до 10108 лет для крупнейших сверхмассивных черных дыр

После 1040 лет черные дыры будут доминировать во Вселенной. Они будут медленно испаряться через Радиация Хокинга.[4] Черная дыра массой около 1M☉ исчезнет примерно через 2×1066 годы. Поскольку время жизни черной дыры пропорционально кубу ее массы, более массивным черным дырам требуется больше времени для распада. Сверхмассивная черная дыра массой 1011 (100 миллиардов) M☉ испарится примерно через 2×1099 годы.[38]

Самый большой черные дыры во Вселенной, по прогнозам, будет продолжать расти. Большие черные дыры до 1014 (100 трлн) M☉ может образоваться при коллапсе сверхскоплений галактик. Даже они испарились бы за 10 секунд.106 [39] до 10108 годы.

Излучение Хокинга имеет тепловой спектр. На протяжении большей части жизни черной дыры излучение имеет низкую температуру и в основном находится в форме безмассовых частиц, таких как фотоны и гипотетический гравитоны. По мере уменьшения массы черной дыры ее температура увеличивается, становясь сопоставимой с солнце к тому времени, когда масса черной дыры уменьшилась до 1019 килограммы. Затем отверстие является временным источником света во время общей темноты Эры Черной дыры. На последних стадиях испарения черная дыра испускает не только безмассовые частицы, но и более тяжелые частицы, такие как электроны, позитроны, протоны, и антипротоны.[13]

Темная эра и век фотонов

От 10100 лет (10 дуотригинтиллион лет или 1 гугол года)

После того, как все черные дыры испарятся (и после того, как вся обычная материя, состоящая из протонов, распадется, если протоны нестабильны), Вселенная будет почти пустой. Фотоны, нейтрино, электроны и позитроны будут летать с места на место, почти никогда не встречаясь друг с другом. Гравитационно вселенная будет преобладать темная материя, электроны и позитроны (не протоны).[40]

К этой эре, когда останется только очень диффузное вещество, активность во Вселенной резко снизится (по сравнению с предыдущими эпохами) с очень низкими уровнями энергии и очень большими временными масштабами. Электроны и позитроны, дрейфующие в пространстве, будут встречаться друг с другом и иногда образовывать позитроний атомы. Однако эти структуры нестабильны, и составляющие их частицы в конечном итоге должны аннигилировать.[41] Другие события аннигиляции низкого уровня также будут иметь место, хотя и очень медленно. Вселенная теперь достигает состояния с чрезвычайно низкой энергией.

Будущее без распада протона

Если протоны не распадаются, объекты звездной массы все равно станут черные дыры, но медленнее. Следующая временная шкала предполагает, что распад протона не происходит.

Дегенеративная эра

Материя распадается на железо

101100-1032000 лет спустя

В 101500 годы, холодный синтез происходит через квантовое туннелирование должен сделать свет ядра в объектах звездной массы сливаются в железо-56 ядра (см. изотопы железа ). Деление и альфа-частица излучение должно заставить тяжелые ядра также распадаться на железо, оставляя объекты звездной массы в виде холодных железных сфер, называемых железные звезды.[12] Прежде чем это произойдет, в некоторых черные карлики ожидается, что процесс снизит их Предел Чандрасекара в результате сверхновая звезда через 101100 годы. Невырожденный кремний, по расчетам, туннелирует в железо примерно за 1032000 годы.[42]

Эра Черной дыры

Коллапс железных звезд в черные дыры

101026 до 101076 лет спустя

Квантовое туннелирование также должно превращать большие объекты в черные дыры, который (в этих временных масштабах) мгновенно испарится на субатомные частицы. В зависимости от сделанных предположений время, необходимое для этого, можно рассчитать как от 101026 лет до 101076 годы. Квантовое туннелирование может также заставить железные звезды коллапсировать в нейтронные звезды примерно в 101076 годы.[12]

Темная эра (без распада протона)

101076 лет спустя

После испарения черных дыр материя практически не существует, Вселенная превратилась в почти чистый вакуум (возможно, сопровождаемый ложный вакуум ). Расширение Вселенной медленно охлаждает ее до абсолютный ноль.[нужна цитата ]

Вне

Больше 102500 лет, если происходит распад протона, или 101076 лет без распада протона
Смотрите также: Конечная судьба вселенной

Возможно, что Большой разрыв событие может произойти далеко в будущем.[43][44] Эта особенность имела бы место при конечном масштабном факторе.

Если нынешний состояние вакуума это ложный вакуум, вакуум может перейти в более низкоэнергетическое состояние.[45]

Предположительно, крайне низко-энергетические состояния подразумевают, что локализованные квантовые события становятся крупными макроскопическими явлениями, а не пренебрежимо малыми микроскопическими событиями, потому что самые маленькие возмущения имеют самое большое значение в эту эпоху, поэтому невозможно предсказать, что может случиться с пространством или временем. Считается, что законы «макрофизики» будут нарушены, а законы квантовой физики возобладают.[7]

Вселенная могла избежать вечной тепловой смерти из-за случайных квантовое туннелирование и квантовые флуктуации, учитывая ненулевую вероятность возникновения нового Большого взрыва примерно через 10101056 годы.[46]

В течение бесконечного времени может произойти спонтанное энтропия уменьшение, на Повторение Пуанкаре или через тепловые колебания (смотрите также теорема о флуктуациях ).[47][48][49]

Массивные черные карлики также потенциально могут взорваться сверхновыми через 1032000 годы, если предположить, что протоны не распадаются. [50]

Приведенные выше возможности основаны на простой форме темная энергия. Но физика темной энергии по-прежнему является очень активной областью исследований, и реальная форма темной энергии может быть гораздо более сложной. Например, во время инфляция темная энергия повлияла на Вселенную совсем иначе, чем сегодня, поэтому не исключено, что темная энергия может спровоцировать еще один инфляционный период в будущем. Пока темная энергия не будет лучше изучена, ее возможные эффекты чрезвычайно трудно предсказать или параметризовать.

Графическая шкала времени

Основная статья: Графическая шкала времени от Большого взрыва до тепловой смерти
Смотрите также: Графическая шкала времени Вселенной и Графическая шкала Большого взрыва
Логарифмическая шкала

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ WMAP - Судьба Вселенной, Вселенная WMAP, НАСА. Доступ онлайн 17 июля 2008 г.
  2. ^ Шон Кэрролл (2001). «Космологическая постоянная». Живые обзоры в теории относительности. 4 (1): 1. arXiv:Astro-ph / 0004075. Bibcode:2001ЛРР ..... 4 .... 1С. Дои:10.12942 / lrr-2001-1. ЧВК  5256042. PMID  28179856. Архивировано из оригинал на 2006-10-13. Получено 2006-09-28.
  3. ^ а б c Краусс, Лоуренс М .; Старкман, Гленн Д. (2000). «Жизнь, вселенная и ничто: жизнь и смерть в постоянно расширяющейся Вселенной». Астрофизический журнал. 531 (1): 22–30. arXiv:Astro-ph / 9902189. Bibcode:2000ApJ ... 531 ... 22K. Дои:10.1086/308434. S2CID  18442980.
  4. ^ а б c d е ж грамм час Адамс, Фред С .; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая Вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Обзоры современной физики. 69 (2): 337–372. arXiv:астро-ph / 9701131. Bibcode:1997РвМП ... 69..337А. Дои:10.1103 / RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  5. ^ а б c Адамс и Лафлин (1997), §IIE.
  6. ^ Адамс и Лафлин (1997), §IV.
  7. ^ а б Адамс и Лафлин (1997), §VID
  8. ^ а б Глава 7, Калибровка космоса, Франк Левин, Нью-Йорк: Спрингер, 2006, ISBN  0-387-30778-8.
  9. ^ Пятилетние наблюдения с помощью зонда Уилкинсона для микроволновой анизотропии (WMAP): обработка данных, карты звездного неба и основные результаты, Г. Хиншоу и др., Серия дополнений к астрофизическому журналу (2008), представленный, arXiv:0803.0732, Bibcode:2008arXiv0803.0732H.
  10. ^ Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры arXiv: [https://arxiv.org/abs/1502.01589 1502.01589]
  11. ^ Возможная конечная судьба Вселенной, Джамал Н. Ислам, Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества 18 (Март 1977 г.), стр. 3–8, Bibcode:1977QJRAS..18 .... 3I
  12. ^ а б c d Дайсон, Фримен Дж. (1979). «Время без конца: физика и биология в открытой вселенной». Обзоры современной физики. 51 (3): 447–460. Bibcode:1979РвМП ... 51..447Д. Дои:10.1103 / RevModPhys.51.447.
  13. ^ а б c d е ж грамм час Пять возрастов Вселенной, Фред Адамс и Грег Лафлин, Нью-Йорк: Свободная пресса, 1999, ISBN  0-684-85422-8.
  14. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VA
  15. ^ Сотрудничество Планка (2013). «Итоги Planck 2013. XVI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика. 571: A16. arXiv:1303.5076. Bibcode:2014A&A ... 571A..16P. Дои:10.1051/0004-6361/201321591. S2CID  118349591.
  16. ^ а б Лафлин, Грегори; Боденхаймер, Питер; Адамс, Фред С. (1997). «Конец основного сюжета». Астрофизический журнал. 482 (1): 420–432. Bibcode:1997ApJ ... 482..420л. Дои:10.1086/304125.
  17. ^ Heger, A .; Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; Langer, N .; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph / 0212469. Bibcode:2003ApJ ... 591..288H. Дои:10.1086/375341. S2CID  59065632.
  18. ^ van der Marel, G .; и другие. (2012). "Вектор скорости M31. III. Будущее Млечный Путь M31-M33 Орбитальная эволюция, слияние и судьба Солнца". Астрофизический журнал. 753 (1): 9. arXiv:1205.6865. Bibcode:2012ApJ ... 753 .... 9В. Дои:10.1088 / 0004-637X / 753/1/9. S2CID  53071454.
  19. ^ Коуэн, Р. (31 мая 2012 г.). «Андромеда встречает курс на Млечный Путь». Природа. Дои:10.1038 / природа.2012.10765. S2CID  124815138.
  20. ^ Adams, F.C .; Graves, G. J. M .; Лафлин, Г. (декабрь 2004 г.). García-Segura, G .; Tenorio-Tagle, G .; Franco, J .; Йорк (ред.). «Гравитационный коллапс: от массивных звезд к планетам. / Первое астрофизическое собрание Национальной астрономической обсерватории. / Встреча, посвященная Питеру Боденхеймеру за его выдающийся вклад в астрофизику: красные карлики и конец основной последовательности». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias). 22: 46–149. Bibcode:2004RMxAC..22 ... 46А. См. Рис.3.
  21. ^ Адамс и Лафлин (1997), § III – IV.
  22. ^ а б Адамс и Лафлин (1997), §IIA и рисунок 1.
  23. ^ а б Адамс и Лафлин (1997), §IIIC.
  24. ^ Будущее Вселенной, М. Ричмонд, конспект лекций, «Физика 240», Рочестерский технологический институт. Доступ онлайн 8 июля 2008 г.
  25. ^ Аккреция коричневых карликов: нетрадиционное звездообразование в очень длительных временных масштабах, Циркович, М. М., Сербский астрономический журнал 171, (Декабрь 2005 г.), стр. 11–17. Bibcode:2005SerAJ.171 ... 11C
  26. ^ Адамс и Лафлин (1997), §IIIF, таблица I.
  27. ^ п. 428, Глубокое внимание к NGC 1883, А. Л. Тадросс, Бюллетень Астрономического общества Индии 33, № 4 (декабрь 2005 г.), стр. 421–431, Bibcode:2005BASI ... 33..421T.
  28. ^ Чтение заметок, Лилия Л. Р. Уильямс, Астрофизика II: галактическая и внегалактическая астрономия, Университет Миннесоты, по состоянию на 20 июля 2008 г.
  29. ^ Глубокое время, Дэвид Дж. Дарлинг, Нью-Йорк: Delacorte Press, 1989, ISBN  978-0-38529-757-8.
  30. ^ Джон Баэз, Калифорнийский университет в Риверсайде (факультет математики), «Конец Вселенной», 7 февраля 2016 г. http://math.ucr.edu/home/baez/end.html
  31. ^ Г. Сеньянович Распад протона и великое объединение, Декабрь 2009 г.
  32. ^ Павел (2007). "Верхняя граница времени жизни протона и минимальная не-SUSY теория Великого Объединения". Материалы конференции AIP. 903: 385–388. arXiv:hep-ph / 0606279. Bibcode:2007AIPC..903..385P. Дои:10.1063/1.2735205. S2CID  119379228.
  33. ^ Пран Нат и Павел Филевьез Перес, "Стабильность протонов в теориях Великого Объединения, в струнах и в бранах", Приложение H; 23 апреля 2007 г. arXiv: hep-ph / 0601023 https://arxiv.org/abs/hep-ph/0601023
  34. ^ Адамс и Лафлин (1997), §IV-H.
  35. ^ Решение, упражнение 17, Единая Вселенная: Дома в Космосе, Нил де Грасс Тайсон, Чарльз Цун-Чу Лю и Роберт Ирион, Вашингтон, округ Колумбия: Joseph Henry Press, 2000. ISBN  0-309-06488-0.
  36. ^ Пейдж, Дон Н .; Макки, М. Рэндалл (1981). «Аннигиляция материи в поздней Вселенной». Физический обзор D. 24 (6): 1458–1469. Bibcode:1981ПхРвД..24.1458П. Дои:10.1103 / PhysRevD.24.1458.
  37. ^ 'т Хоофт, Т. (1976). «Симметрия, прорывающаяся через аномалии Белла-Джекива». Phys. Rev. Lett. 37 (1): 8. Bibcode:1976ПхРвЛ..37 .... 8Т. Дои:10.1103 / Physrevlett.37.8.
  38. ^ Пейдж, Дон Н. (1976). «Скорость эмиссии частиц из черной дыры: безмассовые частицы из незаряженной невращающейся дыры». Физический обзор D. 13 (2): 198–206. Bibcode:1976ПхРвД..13..198П. Дои:10.1103 / PhysRevD.13.198.. См., В частности, уравнение (27).
  39. ^ Фраучи, S (1982). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука. 217 (4560): 593–599. Bibcode:1982Наука ... 217..593F. Дои:10.1126 / science.217.4560.593. PMID  17817517. S2CID  27717447. См. Стр. 596: таблица 1 и раздел «Распад черной дыры» и предыдущее предложение на этой странице.

    Поскольку мы предположили максимальный масштаб гравитационного связывания - например, сверхскопления галактик - образование черных дыр в нашей модели в конечном итоге заканчивается, с массами до 1014M☉ ... временная шкала, по которой черные дыры излучают все свои энергетические диапазоны ... до 10106 лет для черных дыр до 1014M☉.

  40. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VD.
  41. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VF3.
  42. ^ М. Э. Каплан (7 августа 2020 г.). "Сверхновая звезда черного карлика в далеком будущем" (PDF). MNRAS. 000 (1–6): 4357–4362. arXiv:2008.02296. Bibcode:2020МНРАС.497.4357С. Дои:10.1093 / mnras / staa2262. S2CID  221005728.
  43. ^ Колдуэлл, Роберт Р .; Камионковски, Марк; и Вайнберг, Невин Н. (2003). «Фантомная энергия и космический конец света». arXiv:Astro-ph / 0302506. Bibcode:2003ПхРвЛ..91г1301С. Дои:10.1103 / PhysRevLett.91.071301.
  44. ^ Бохмади-Лопес, Мариам; Гонсалес-Диас, Педро Ф .; и Мартин-Моруно, Прадо (2008). «Хуже большого разрыва?». arXiv:gr-qc / 0612135. Bibcode:2008ФЛБ..659 .... 1Б. Дои:10.1016 / j.physletb.2007.10.079.
  45. ^ Адамс и Лафлин (1997), §VE.
  46. ^ Кэрролл, Шон М. и Чен, Дженнифер (2004). «Спонтанная инфляция и происхождение стрелы времени». arXiv:hep-th / 0410270. Bibcode:2004hep.th ... 10270C.
  47. ^ Тегмарк, Макс (2003) «Параллельные вселенные». arXiv:Astro-ph / 0302131. Bibcode:2003SciAm.288e..40T. Дои:10.1038 / scientificamerican0503-40.
  48. ^ Верланг, Т., Рибейро, Г.А.П. и Риголин, Густаво (2012) «Взаимодействие между квантовыми фазовыми переходами и поведением квантовых корреляций при конечных температурах». arXiv:1205.1046. Bibcode:2012IJMPB..2745032W. Дои:10.1142 / S021797921345032X.
  49. ^ Син, Сю-Сан (2007) «Самопроизвольное уменьшение энтропии и его статистическая формула». arXiv:0710.4624. Bibcode:2007arXiv0710.4624X.
  50. ^ Каплан, М. Э. (2020). «Сверхновая звезда черного карлика в далеком будущем». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 497 (4): 4357–4362. arXiv:2008.02296. Bibcode:2020МНРАС.497.4357С. Дои:10.1093 / mnras / staa2262. S2CID  221005728.