Тепловая смерть вселенной

Большой взрыв — в таком виде

Альтернативой служит другой сценарий, который гласит, что если плотность во Вселенной будет равна или ниже значения критической плотности, то ее расширение замедлится, однако никогда не остановится полностью. Согласно этой гипотезе, получившей название «тепловая смерть Вселенной», расширение продолжится до тех пор, пока звездообразования не перестанут потреблять межзвездный газ внутри каждой из окружающих галактик. То есть полностью прекратится передача энергии и материи от одного объекта к другому. Все существующие звезды в этом случае выгорят и превратятся в белых карликов, нейтронные звезды и черные дыры.

Постепенно черные дыры будут сталкиваться с другими черными дырами, что привет к образованию все более и более крупных. Средняя температура Вселенной приблизится к абсолютному нулю. Черные дыры в итоге «испарятся», выпустив свое последнее излучение Хокинга. В конце концов термодинамическая энтропия во Вселенной станет максимальной. Наступит тепловая смерть.

Современные наблюдения, которые учитывают наличие темной энергии и ее влияние на расширение космоса, натолкнули ученых на вывод, согласно которому со временем все больше и больше пространства Вселенной будет проходить за пределами нашего горизонта событий и станет невидимым для нас. Конечный и логичный результат этого ученым пока не известен, однако «тепловая смерть» вполне может оказаться конечной точкой подобных событий.

Есть и другие гипотезы относительно распределения темной энергии, а точнее, ее возможных видов (например фантомной энергии). Согласно им галактические скопления, звезды, планеты, атомы, ядра атомов и материя сама по себе будут разорваны на части в результате ее бесконечного расширения. Такой сценарий эволюции носит название «большого разрыва». Причиной гибели Вселенной согласно этому сценарию является само расширение.

Космологические параметры

Возраст Вселенной может быть определен путем измерения постоянной Хаббла сегодня и экстраполяции назад во времени с наблюдаемым значением параметров плотности (Ω). До открытия темной энергии считалось, что во Вселенной преобладает материя ( Вселенная Эйнштейна – де Ситтера , зеленая кривая)

Обратите внимание, что вселенная де Ситтера имеет бесконечный возраст, а закрытая вселенная имеет наименьший возраст.

Значение поправочного коэффициента возраста F показано как функция двух космологических параметров : текущей фракционной плотности вещества Ω m и космологической постоянной плотности Ω Λ. В наиболее подходящие значения этих параметров приведены в поле в левом верхнем углу; Вселенная, в которой преобладает материя, показана звездой в правом нижнем углу.

Проблема определения возраста Вселенной тесно связана с проблемой определения значений космологических параметров. Сегодня это в основном осуществляется в контексте модели ΛCDM , где предполагается, что Вселенная содержит нормальную (барионную) материю, холодную темную материю , излучение (включая фотоны и нейтрино ) и космологическую постоянную . Дробный вклад каждого в текущую плотность энергии Вселенной дается параметрами плотности Ω m , Ω r и Ω Λ . Полная модель ΛCDM описывается рядом других параметров, но для целей вычисления ее возраста эти три, наряду с параметром Хаббла , являются наиболее важными.
ЧАС{\ displaystyle H_ {0}}

Если у кого-то есть точные измерения этих параметров, то возраст Вселенной можно определить с помощью уравнения Фридмана . Это уравнение связывает скорость изменения масштабного фактора a ( t ) с содержанием вещества во Вселенной. Изменяя это соотношение, мы можем вычислить изменение во времени на изменение масштабного фактора и, таким образом, вычислить общий возраст Вселенной, интегрировав эту формулу. Тогда возраст t задается выражением вида

тзнак равно1ЧАСF(Ωр,Ωм,ΩΛ,…){\ displaystyle t_ {0} = {\ frac {1} {H_ {0}}} F (\ Omega _ {r}, \ Omega _ {m}, \ Omega _ {\ Lambda}, \ dots)}

где — параметр Хаббла, а функция F зависит только от дробного вклада в энергосодержание Вселенной от различных компонентов. Первое наблюдение, которое можно сделать из этой формулы, заключается в том, что именно параметр Хаббла управляет возрастом Вселенной с поправкой, связанной с содержанием вещества и энергии. Таким образом, приблизительная оценка возраста Вселенной происходит по времени Хаббла , обратному параметру Хаббла. Со стоимостью околоЧАС{\ displaystyle H_ {0}}ЧАС{\ displaystyle H_ {0}}69 км / с / Мпк , время Хаббла оценивается как =1ЧАС{\ displaystyle 1 / H_ {0}}14,5 миллиарда лет.

Чтобы получить более точное число, необходимо вычислить поправочный коэффициент F. Обычно это нужно делать численно, и результаты для диапазона значений космологических параметров показаны на рисунке. Для значений Планка (Ом м , Ом Λ ) = (0,3086, 0,6914), показанных рамкой в ​​верхнем левом углу рисунка, этот поправочный коэффициент составляет примерно F = 0,956. Для плоской вселенной без какой — либо космологической постоянной, показанной звездой в нижнем правом углу, Р = 2 / 3 намного меньше , и , таким образом вселенная моложе на фиксированном значении параметра Хаббла. Чтобы сделать эту цифру, Ω r поддерживается постоянным (примерно эквивалентно поддержанию постоянной температуры реликтового излучения ), а параметр плотности кривизны фиксируется значением трех других.

Помимо спутника Planck, зонд Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) сыграл важную роль в установлении точного возраста Вселенной, хотя другие измерения должны быть сложены, чтобы получить точное число. Измерения реликтового излучения очень хороши при ограничении содержания вещества Ω m и параметра кривизны Ω k

Он не так чувствителен непосредственно к Ω Λ , отчасти потому, что космологическая постоянная становится важной только при малом красном смещении. Наиболее точные определения параметра Хаббла H получены по сверхновым типа Ia

Объединение этих измерений приводит к общепринятому значению возраста Вселенной, указанному выше.

Космологическая постоянная делает Вселенную «старше» при фиксированных значениях других параметров

Это важно, поскольку до того, как космологическая постоянная стала общепринятой, модель Большого взрыва затруднила объяснение того, почему шаровые скопления в Млечном Пути оказались намного старше возраста Вселенной, рассчитанного на основе параметра Хаббла и материальной Вселенной

Введение космологической постоянной позволяет Вселенной быть старше этих скоплений, а также объясняет другие особенности, которые космологическая модель, основанная только на материи, не могла.

Эпоха черных дыр

Кадр из клипа группы Комплексные числа “Неизбежность”

И в заключение можно отметить предположение, что после 10 в 10120 лет все вещество во Вселенной достигнет минимального энергетического состояния. То есть это и будет гипотетическое наступление “тепловой смерти“ Вселенной. Кроме того у математиков существует понятие времени возврата Пуанкаре.

Это понятие означает вероятность того, что рано или поздно любая часть системы вернется в свое первоначальное состояние. Хорошей иллюстрацией этого понятия является вариант, когда в сосуде, разделенном на две части перегородкой, в одной из частей находится некий газ. Если убрать перегородку, то все равно рано или поздно наступит время, когда все молекулы газа окажутся в исходной половине сосуда. Для нашей Вселенной время возврата Пуанкаре оценивается фантастически большой величиной.

Теория “тепловой смерти“ Вселенной стала популярна и в массовой культуре. Хорошей иллюстрацией этой теории стал клип группы Комплексные числа: “Неизбежность”, а так же научно-фантастический рассказ Айзека Азимова “Последний вопрос”.

https://youtube.com/watch?v=o4BjYGNTJx8

Энтропия

Представим ржавление машины со временем. Рано или поздно если ее не трогать, она вся превратится в кучу ржавчины. Однако она никогда не превратится обратно в работающую машину. Это и есть рост энтропии. Второе начало термодинамики говорит, что энтропия постоянно возрастает. Но что же это такое? Рассмотрим разницу между рабочей машиной и кучей ржавчины, которая когда-то была ей. То и другое состоит примерно из одинакового количества атомов. Представим, что случайным образом перемешиваются эти атомы. Шансы того, что они обратно соединятся в форму работающего автомобиля очень малы. С гораздо большей вероятностью мы получим ржавчину. Если продолжать смешивать атомы, то рано или поздно получится нормальная машина, но прежде получится очень большое количество ржавых куч. Из этого следует, что гораздо больше способов, которыми можно собрать атомы, получить ржавые кучи. Полностью рабочий автомобиль получится в исчезающе малом числе вариантов. Энтропия автомобиля и ржавой кучи как-то связаны с числом вариантов, которыми можно их получить. Чтобы получить кучу ржавчины, существует намного больше число вариантов, чем тех, что позволят получить автомобиль.

Возьмем другой пример. Обезьяна, стучащая по клавишам пишущей машинки. Почти всегда будет получаться случайный набор символов и очень редко ей удастся построить осмысленный текст. Причина в том, что существует гораздо больше бессмысленных последовательностей букв, чем тех, что имеют смысл.

Любой алфавит имеет определенное количество символов. Но есть более простая система письменности – азбука Морзе. В ней три символа – точка, тире и пробел. Но всегда можно заменить пробел специальной последовательностью точек и тире. Если имеется 110 точек и/или тире, то можно составить 2110 различных сообщений азбукой Морзе.

Любые символы, с помощью которых можно кодировать информацию называются битами. Бит – это отдельная минимальная единица информации, подобно точкам или тире в азбуке Морзе.

Зачем эти трудности с переводом информации в точки и тире, нули и единицы? Проще же будет использовать буквы алфавита, и они занимали бы гораздо меньше места. Однако суть в том, что каждая буква или цифра несет сразу много информации за счет весьма тонкой разницы между А и Б или 5 и 8. Поэтому в телеграфах и компьютерах используют двоичный код из точек и тире или нулей и единиц.

Вернемся к кодированию текста из 110-битов. Сколько из сообщений будут связными? На самом деле сложно сказать. Но даже если несколько миллиардов это все еще чрезвычайно малая часть от 2110. Поэтому почти наверняка если взять 110 бит и перемешать их, то получится несвязанное сообщение.

Теперь можно дать определение энтропии. Энтропия – это мера числа вариантов, которые соответствуют некоему конкретному распознаваемому критерию. Если критерием является наличие 110 битов, то число вариантов равняется 2110. Но энтропия – это не само число вариантов, в этом случае – не 2110. Учитывая тот факт, что 110 – это логарифм по основанию 2 от 2110, то энтропия – это логарифм числа вариантов.

Из 2110 возможностей лишь очень малая доля представляет собой осмысленные фразы. Бессмысленные цепочки символов имеют большую энтропию, чем комбинации, составляющие осмысленные фразы. Поэтому если взять осмысленное 110-битное сообщение и начать перемешивать символы, то энтропия будет возрастать.

Второе начало термодинамики, которое говорит, что энтропия возрастает, это просто утверждение – с течением времени мы теряем контроль над деталями. Представим, что капля черных чернил упала в ванну с теплой водой. Вначале можно предположить, что точно известно, где находятся чернила. Но по мере того как происходит диффузия чернил в воде, все меньше и меньше остается информации о местоположении отдельных молекул чернил. Энтропия возрастает. Все стремится к однородности.

Энтропия – это мера того, сколь много информации скрыто в деталях, которые по той или иной причине трудно наблюдать. Из этого следует, что энтропия – это скрытая информация. В большинстве случаев информация скрыта, потому что она касается слишком малых вещей, и слишком многочисленных. Например, вода в ванне. Она содержит информацию о положение и движение каждой из многочисленных молекул воды.

Однако, что случится с энтропией, если охладить воду до абсолютного нуля? В этом случае молекулы сами соберутся в уникальную структуру – решетку, которая образует идеальный кристалл льда. И хотя молекулы слишком малы, чтобы их видеть, зная свойства кристаллов, можно предсказать положение каждой молекулы. Идеальный кристалл вообще не имеет энтропии.

Эволюция Вселенной

Как происходил процесс развития и эволюции Вселенной? В течение следующих миллиардов лет гравитация заставила более плотные области притягиваться. В этом процессе формировались газовые облака, звезды, галактические структуры и прочие небесные объекты.

Этот период именуют Структурной Эпохой, так как именно в этот временной отрезок зарождалась современная Вселенная. Видимое вещество распределялось на различные формирования (звезды в галактики, а те в скопления и сверхскопления).

Что было до появления Вселенной

Сложно представить время за 13,7 миллиардов лет до сегодняшнего дня, когда вся Вселенная представляла собой сингулярность. Согласно теории Большого взрыва, один из главных претендентов на роль объяснения того, откуда появилась Вселенная и вся материя в космосе — все было сжато в точку, меньшую, чем субатомная частица. Но если это еще можно принять, задумайтесь вот о чем: что же было до того, как случился Большой взрыв?

Этот вопрос современной космологии уходит корнями еще в четвертое столетие нашей эры. 1600 лет назад теолог Августин Блаженный как и один из лучших физиков 20 века Альберт Эйнштейн пытались понять природу  до сотворения Вселенной. Они пришли к выводу , что просто не было никакого «до».

В настоящее время человеком выдвигаются различные теории.

Теория Мультивселенной

Что если наша Вселенная является потомком другой, старшей Вселенной? Некоторые астрофизики полагают, что пролить свет на эту историю поможет реликтовое излучение, оставшееся от большого взрыва.

Согласно этой теории, в первые мгновения своего существования Вселенная начала чрезвычайно быстро расширяться. Также теория объясняет температуру и плотность флуктуаций реликтового излучения и подсказывает, что эти флуктуации должны быть одинаковыми.

Но, как выяснилось, нет. Последние исследования дали понять, что Вселенная на самом деле однобока, и в некоторых областях флуктуаций больше, чем в других. Некоторые космологи считают, что это наблюдение подтверждает, что у нашей Вселенной была «мать»(!)

В теории хаотической инфляции эта идея приобретает размах: бесконечный прогресс инфляционных пузырьков порождает обилие вселенных, и каждая из них порождает еще больше инфляционных пузырьков в огромном количестве Мультивселенных.

Теория белых и черных дыр

Тем не менее, существуют модели, которыми пытаются объяснить образование сингулярности до большого взрыва. Если вы думаете о черных дырах как о гигантских мусоросборниках, они являются главными кандидатами первоначального сжатия, поэтому наша расширяющаяся Вселенная вполне может быть белой дырой — выходным отверстием черной дыры, и каждая черная дыра в нашей Вселенной может вмещать в себя отдельную вселенную.

Большой скачок

Другие ученые считают, что в основе формирования сингулярности лежит цикл под названием «большой скачок», в результате которого расширяющаяся вселенная в итоге коллапсирует сама в себя, порождая другую сингулярность, которая, опять же, порождает другой большой взрыв.

Теория циклической Вселенной

Последнее объяснение, которое мы рассмотрим, использует идею циклической Вселенной, порожденной теорией струн. Она предполагает, что новая материя и потоки энергии появляются каждые триллионы лет, когда две мембраны или браны, лежащие за пределами наших измерений, сталкиваются между собой.

Что было до Большого взрыва? Вопрос остается открытым. Может быть, ничего. Может, другая Вселенная или другая версия нашей. Может, океан Вселенных, в каждой из которых — свой набор законов и констант, диктующих природу физической реальности.

Наблюдения и доказательства

Интересно, что еще одним свидетельством существования мультверса являются наблюдения – в нашей Вселенной должно было произойти так много всего, что существование жизни кажется невероятным. И если бы существовала только одна Вселенная, в ней, скорее всего, не должно было бы быть жизни. Но в мультивселенной вероятность существования жизни намного выше. Но эту теорию вряд ли можно назвать убедительной, поэтому большинство ученых по-прежнему скептически относятся к идее мультивселенной.

И тем не менее многие пытались найти более физические, убедительные доказательства ее существования. Например, если соседняя вселенная давным-давно оказалась рядом с нашей, она, возможно, столкнулась с ней, оставив заметный отпечаток.

Реликтовое излучение может хранить «отпечатки» других вселенных.

Этот отпечаток может быть в форме искажений космического микроволнового фонового излучения или реликтового излучения (света, оставшегося с тех времен, когда Вселенная была в миллион раз меньше, чем сегодня) или в странных свойствах галактик в направлении столкновения, согласно работе, опубликованной исследователями Университетского колледжа Лондона.

Некоторые астрофизики пошли еще дальше, ища особые виды черных дыр, которые могли бы быть артефактами частей нашей Вселенной, отделившимися в свою собственную вселенную с помощью процесса под названием квантовое туннелирование.

«Потенциальное обнаружение этих черных дыр может затем указать на существование мультивселенной», – считают физики-теоретики. Однако все эти типы поисков пока ни к чему не привели, так что на сегодняшний день Мультивселенная остается гипотетической.

Гипотеза о существовании «темной энергии»

Темная энергия — это гипотетический вид энергии, которого на практике может и не быть, но с точки зрения ученого сообщества темная энергия должна быть. Само представление о ней возникло еще в 1998 году, и связано это в первую очередь с наблюдением за сверхновыми звездами: они периодически вспыхивали, а потом резко тускнели. В 1998 году две группы астрофизиков, независимо друг от друга, практически одновременно обнаружили, что сверхновые звезды светят не так ярко, как должны светить. Другими словами, они были расположены от Земли дальше, чем должны были быть расположены, если бы Вселенная подчинялась только лишь гравитационным силам. Это послужило доводом в пользу гипотезы, которая гласит, что помимо гравитационной энергии есть еще некая «темная энергия», которая противостоит гравитации.

На данный момент гипотезу объясняют с трех позиций: с позиции того, что темная энергия является динамическим полем, чья энергетическая плотность меняется в пространстве и времени; с позиции того, что темная энергия представляет собой модифицированную гравитацию; а также с позиции, что темная энергия — это космологическая константа, неизменная энергетическая плотность, которая равномерно заполняет всю Вселенную. Рассказывать о всех трех взглядах на темную энергию мы не будем по одной простой причине: последняя точка зрения сейчас считается лидирующей в связи со всеми наблюдательными данными, полученными на 2017 год.

Итак, темная энергия наверняка является объемом пространства, которое имеет фундаментальную и присущую ему энергию, то есть энергией вакуума. Это космологическая постоянная, которую неудачно окрестили «лямбда-член». Благодаря этой константе появилась современная модель космологии, называющаяся лямбда-СDM модель. Все последние наблюдения ей соответствуют. Противоречий в этой гипотезе много, но, несмотря на них, сейчас космологическая константа является самым экономичным решением проблемы ускоряющейся Вселенной.

Как возникла Вселенная?

Теория Большого взрыва – это космологическая модель, теория, используемая для описания начала и эволюции нашей вселенной. Согласно этой теории, Вселенная была в очень горячем и плотном состоянии, прежде чем начала расширяться 13,7 миллиардов лет назад

Важно понимать, что Теория большого взрыва основана на фундаментальных наблюдениях, включая наблюдения космического микроволнового фонового излучения (реликитового излучения), которое представляет собой подобие ископаемого излучения, испускаемого в ранней Вселенной, когда она была горячей и плотной

В 1920 году выдающийся астроном Эдвин Хаббл заметил, что расстояние между галактиками увеличивается повсюду во Вселенной. Это означает, что галактики должны были быть ближе друг к другу в прошлом. Реликтовое излучение, которое можно наблюдать повсюду во Вселенной, было открыто в 1964 году.

Карта флуктуаций реликтового излучения в галактических координатах по данным космической обсерватории «Планк».

Примечательно и то, что состав Вселенной – то есть количество атомов различных элементов – согласуется с Теорией большого взрыва. На сегодняшний день Теория большого взрыва является единственной теорией, способной объяснить, почему мы наблюдаем изобилие первичных элементов во Вселенной.

Основные теории происхождения Вселенной

Большой взрыв не единственное современное представление о происхождении и эволюции Вселенной. Научный мир знает множество теорий возникновения мира, основными из которых являются:

  • Теория струн. Ее основное утверждение
    заключается в том, что все существующее состоит из мельчающих энергетических
    нитей. Такие квантовые струны могут растягиваться, искривляться и располагаться
    в любых направлениях, что делает космическое пространство многомерным. И каждое
    из этих измерений имеет свою эволюционную стадийность.
  • Теория стационарной Вселенной. По этой
    версии, в расширяющемся пространстве космоса постоянно возникает новая материя,
    что делают всю систему стабильной. Идея была популярна в середине 20-го века,
    но после открытия и изучения реликтового излучения у нее практически не
    осталось сторонников.

Не исключено, что все
предположения о возникновении мироздания, признанные сейчас в научном мире, не
будут опровергнуты в будущем. И чем дальше и дольше человечество исследует
космические просторы, тем больше новых ответов и вопросов оно находит.

Что будет со Вселенной

Будущее знать нельзя, но можно предсказать.

Гипотезы относительно того, что эволюция Вселенной обладает отправной точкой, естественным способом подводят ученых к вопросам о возможной конечной точке этого процесса. Если Вселенная начала свою историю из маленькой точки с бесконечной плотностью, которая вдруг начала расширяться, не означает ли это, что расширяться она тоже будет бесконечно? Или же однажды у нее закончится экспансивная сила и начнется обратный процесс сжатия, конечным итогом которого станет все та же бесконечно плотная точка?

Ответы на эти вопросы были основной целью космологов с самого начала споров о том, какая же космологическая модель Вселенной является верной. С принятием теории Большого взрыва, но по большей части благодаря наблюдению за темной энергией в 1990-х годах, ученые пришли к согласию в отношении двух наиболее вероятных сценариев эволюции Вселенной.

Согласно первому, получившему название «большое сжатие», Вселенная достигнет своего максимального размера и начнет разрушаться. Такой вариант развития событий будет возможен, если только плотность массы Вселенной станет больше, чем сама критическая плотность. Другими словами, если плотность материи достигнет определенного значения или станет выше этого значения (1-3×10-26 кг материи на м³), Вселенная начнет сжиматься.