Каковы сценарии будущего вселенной

Будущее Вселенной – один из основных вопросов космологии, ответ на который зависит, в первую очередь, от таких характеристик и свойств Вселенной как ее масса, энергия, средняя плотность, а также скорость расширения.

Что мы знаем о Вселенной?

Для начала следует определить само понятие «Вселенная», которое имеет место быть как в астрономии, так и философии. В области астрономии наблюдаемую область Вселенной называют Метагалактикой или просто астрономической Вселенной. Однако, с теоретической точки зрения, которая учитывается большинством моделей и сценариев развития Вселенной, она представляет собой колоссальную систему, выходящую за пределы возможного наблюдения.

Одним из важнейших свойств Вселенной, которое было открыто относительно недавно – это практически однородное и изотропное расширение, которое также оказалось ускоренным. В зависимости от продолжительности этого расширения история Вселенной может принять один из двух предполагаемых сценариев.

Возможные сценарии развития нашего мира

В первом случае расширение будет продолжаться до бесконечности, вместе с этим средняя плотность вещества во Вселенной будет стремительно падать, приближаясь к нулю. Коротко говоря, вся начнется с распада скоплений галактик, а закончится делением протона на кварки.

Трансформации пространства

Второй сценарий учитывает постулаты общей теории относительности (ОТО), которая гласит о том, что при значительном росте плотности вещества искривляется пространство-время. Если расширение все же начнет замедляться, то вероятнее всего в какой-то момент оно обернется сжатием. Тогда Вселенная начнет сжиматься, а средняя плотность ее вещества – стремительно расти. При таком ходе событий, согласно ОТО, пространство-время будет постепенно искривляться до тех пор, пока Вселенная не замкнется сама на себе, вроде поверхности обычной сферы, но с большим количеством измерений, чем мы привыкли себе представлять.

Космологические эпохи Вселенной

В попытках предсказать дальнейшую судьбу астрономической Вселенной, ученые разделили ее существование на следующие этапы:

Эпоха звезд (10⁶ – 10¹⁴ лет Вселенной). Эпоха, в которую мы живем, и которая отличается активным формированием и рождением звезд. Эпоха звезд будет длиться до того момента, пока не будут исчерпаны все запасы межзвездного газа. К тому времени красные карлики, небольшие и относительно холодные звезды (2000 – 3000 К), окончательно потухнут, переработав все внутреннее топливо. Солнце же, примерно через 5 млрд. лет (около 19 х 10⁹ лет Вселенной) обернется красным гигантом, сбросив с себя верхние слои, которые вероятно поглотят Меркурий и Венеру. Если Землю не постигнет та же участь, то наша планета станет раскаленной и покроется лавой. Спустя еще 2 млрд. лет Солнце оставит после себя лишь белого карлика, а Млечный Путь начнет сливаться с галактикой Андромеда, в результате чего образуется новая единая галактика.
Эпоха распада (10¹⁵ – 10³⁹ лет). Временной отрезок жизни Вселенной, к началу которого топливо большинства звезд будет переработано, и они перейдут к последнему этапу своей эволюции, существованию в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр, в зависимости от изначальных характеристик тела. Термоядерные реакции будут иметь место лишь в недрах коричневых карликов, которых в космическом пространстве останется незначительное количество. Постепенно галактики одного и того же скопления сольются воедино.

Конец эпохи распада в представлении художника. Пространство без звезд выглядит пугающе.
Эпоха черных дыр (10⁴⁰ – 10¹⁰⁰ лет). До начала этой эпохи подавляющая часть космических тел распадется на элементарные частицы, которые и станут основными представителями вещества во Вселенной. Из числа массивных объектов останется лишь малое число нейтронных звезд, а также черные дыры. Если все предыдущие эпохи они накапливали на своей поверхности вещество, то теперь останется лишь процесс излучения накопленного вещества в виде различных элементарных частиц, по большей части – фотонов (излучение Грибова-Хокинга). В результате длительного излучения частиц черная дыра постепенно теряет массу. По этой причине в некоторый момент сил гравитации становится недостаточно, чтобы удержать черную дыру как единое тело, и она взрывается, высвобождая колоссальную энергию в виде испускаемых частиц. Другим типом излучения черной дыры являются гравитационные волны, которые формируются как результат столкновения двух массивных объектов. В результате взаимного притяжения черных дыр образуются их скопления и сверхскопления. Примечательно, что по этой причине может образоваться одна гигантская черная дыра, которая либо будет существовать до конца жизни Вселенной, либо ее температура и плотность достигнут Планковского предела и она вспыхнет новым Большим Взрывом, дав начало новой Вселенной.
Эпоха вечной тьмы ( > 10¹⁰¹ лет). Всевозможные источники энергии уже исчерпали себя и в космическом пространстве остались лишь их остаточные продукты, вроде длинноволнового излучения фотонов, нейтрино, кварков, а также позитронов и электронов. Последние изредка и на короткое время (до 143 нс) будут образовывать систему в виде экзотического атома – позитрония. Однако, в конце концов все элементарные частицы настигнет полная аннигиляция. При этом температура Вселенной упадет до максимально близкого значения к абсолютному нулю.

Для того, чтобы получить позитроний сегодня, ученым нужна массивная сложная аппаратура. Но в конце он будет единственным, что может существовать.

Будущее Вселенной

Несмотря на то, что вещество Вселенной постепенно аннигилирует, само пространство может эволюционировать по четырем гипотетическим сценариям:

Если со временем расширение Вселенной замедлится, а после — обернется в сжатие, то конечным этапом ее жизни станет Большое сжатие. В результате чего все вещество коллапсирует и вернется в изначальное свое состояние – сингулярность.
Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому Большому разрыву.

Источник

Сценарий Большого сжатия

Бу́дущее Вселе́нной — вопрос, рассматриваемый в рамках физической космологии. Различными научными теориями предсказано множество возможных вариантов будущего, среди которых есть мнения как об уничтожении, так и о бесконечной жизни Вселенной.

После того как теория о создании Вселенной посредством Большого взрыва и её последующем быстром расширении была принята большинством учёных, будущее Вселенной стало вопросом космологии, рассматриваемым с разных точек зрения в зависимости от физических свойств Вселенной: её массы и энергии, средней плотности и скорости расширения.

Сценарии дальнейшей эволюции[]

Вселенная и в наши дни продолжает свою эволюцию, так как эволюционируют её части. Время этой эволюции для каждого типа объектов разнится более, чем на порядок. И когда жизнь объектов одного типа заканчивается, то у других всё только начинается. Это позволяет разбить эволюцию Вселенной на эпохи

Однако конечный вид эволюционной цепи зависит от скорости и ускорения расширения: при равномерной или почти равномерной скорости расширения будут пройдены все этапы эволюции и будут исчерпаны все запасы энергии. Этот вариант развития называется тепловой смертью.

Если скорость будет всё нарастать, то, начиная с определённого момента, сила, расширяющая Вселенную, сначала превысит гравитационные силы, удерживающие галактики в скоплениях. За ними распадутся галактики и звёздные скопления. И, наконец, последними распадутся наиболее тесно связанные звёздные системы. Спустя некоторое время, электромагнитные силы не смогут удерживать от распада планеты и более мелкие объекты. Мир вновь будет существовать в виде отдельных атомов. На следующем этапе распадутся и отдельные атомы. Что последует за этим, точно сказать невозможно: на этом этапе перестает работать современная физика.

Вышеописанный сценарий — это сценарий Большого разрыва. Существует и противоположный сценарий — Большое сжатие. Если расширение Вселенной замедляется, то в будущем оно прекратится и начнётся сжатие. Эволюция и облик Вселенной будут определяться космологическими эпохами до того момента, пока её радиус не станет в пять раз меньше современного. Тогда все скопления во Вселенной образуют единое мегаскопление, однако галактики не потеряют свою индивидуальность: в них всё также будет происходить рождение звёзд, будут вспыхивать сверхновые и, возможно, будет развиваться биологическая жизнь. Всему этому придёт конец, когда Вселенная ужмётся ещё в 20 раз и станет в 100 раз меньше, чем сейчас; в тот момент Вселенная будет представлять собой одну огромную галактику.

Температура реликтового фона достигнет 274К и на планетах земного типа начнёт таять лёд. Дальнейшее сжатие приведёт к тому, что излучение реликтового фона затмит даже центральное светило планетарной системы, выжигая на планетах последние ростки жизни. А вскоре после этого испарятся или будут разорваны на куски сами звёзды и планеты. Состояние Вселенной будет похоже на то, что было в первые моменты её зарождения. Дальнейшие события будут напоминать те, что происходили в начале, но промотанные в обратном порядке: атомы распадаются на атомные ядра и электроны, начинает доминировать излучение, потом начинают распадаться атомные ядра на протоны и нейтроны, затем распадаются и сами протоны и нейтроны на отдельные кварки, происходит великое объединение. В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные нам законы физики и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.

Космологические эпохи[]

Введем понятие космологической декады (η) как десятичный показатель степени возраста Вселенной в годах:

${displaystyle tau =10^{eta }}$ лет

Эпоха звёзд (6<η<14)[]

Нынешняя эпоха, эпоха активного рождения звёзд, закончится ровно в тот момент, когда галактики исчерпают все запасы межзвёздного газа; в это же время закончат свой путь и маломассивные звёзды — красные карлики,— полностью исчерпав свои источники горения.

Гораздо раньше потухнет Солнце. Но сначала оно превратится в красного гиганта, поглотив Меркурий и, вероятно, Венеру. Земля же, если не разделит их судьбу, раскалится настолько, что будет представлять собой сплошной сгусток лавы.

Эпоха распада (15<η<39)[]

Если в предыдущей стадии основные объекты Вселенной — звёзды, подобные нашему Солнцу, то в эпоху распада — белые и коричневые карлики, и совсем немного нейтронных звёзд и чёрных дыр. Обычных звёзд нет вообще, они все дошли до конечного этапа своей эволюции: белые карлики, нейтронные звёзды, чёрные дыры.

Если в прошлой стадии горение водорода было самым распространённым процессом, то в эту эпоху его место в коричневых карликах, да и идет оно гораздо медленнее. Ныне главенствуют процессы аннигиляции тёмной материи и распад протонов.

Галактики также сильно отличаются от нынешних: все звёзды уже неоднократно сталкивались друг с другом. Да и размер галактик значительно больше: все галактики, входящие в состав локального скопления, слились в одну.

Эпоха чёрных дыр (40<η<100)[]

На этом этапе фактически всё вещество представляет собой море элементарных частиц. И лишь в некоторых уголках Вселенной продолжают жить нейтронные звёзды. На первый план выходят чёрные дыры.

За предыдущие декады они аккрецировали на себя вещество. В эту эпоху они только излучают. Основных механизмов тут два: столкновение двух чёрных дыр и последующее слияние высвобождают значительную гравитационную энергию, образуются гравитационные волны. Вторым механизмом является Излучение Хокинга: благодаря своей квантовой природе, некоторым фотонам удаётся пробираться за горизонт событий. Вместе с фотоном чёрная дыра теряет и массу, а потеря массы ведет к ещё большему потоку фотонов. В какой-то момент гравитация больше не может удерживать фотоны света под горизонтом событий, и чёрная дыра взрывается, выкидывая последние остатки фотонов.

Однако возможен и другой сценарий. Чёрные дыры могут образовывать свои скопления и сверхскопления, и точно также они будут сливаться. В итоге образуется гигантская чёрная дыра, которая будет жить фактически вечно. Возможно, под действием гравитации она разогреется до Планковской температуры и достигнет Планковской плотности и станет причиной очередного Большого взрыва, дав начало новой Вселенной.

Эпоха вечной тьмы (η>101)[]

Это время уже без каких-либо источников энергии. Сохранились только остаточные продукты всех процессов, происходящих в прошлых декадах: фотоны с огромной длиной волны, нейтрино, электроны и позитроны. Температура стремительно приближается к абсолютному нулю. Время от времени позитроны и электроны образуют неустойчивые атомы позитрония, долгосрочная судьба их — полная аннигиляция.

Источник

Любопытно знать
не только далекое прошлое Вселенной,
но и ее далекое будущее. Тем более что
это будущее не менее поразительно, чем
ее прошлое. Теоретическое моделирование
будущего Вселенной существенно
различается в «открытых» и «закрытых»
ее моделях.

«Закрытые»
модели предполагают, что в будущем
расширение Вселенной сменится ее
сжатием. Исходя из общей массы Вселенной
10⁵²
т можно предположить, что примерно через
30 млрд лет она начнет сжиматься и через
50 млрд лет вновь вернется в сингулярное
состояние. Полный цикл расширения и
сжатия Вселенной составляет примерно
100 млрд лет. Таким образом, Вселенная
может быть представлена как грандиозная
закрытая система, испытавшая множество
эволюционных циклов. При переходе от
одного цикла к другому некоторые общие
параметры Вселенной (Метагалактики)
могут изменяться. Например, могут
изменяться фундаментальные физические
константы.

Совершенно
иначе предстает будущее Вселенной в
«открытых» космологических моделях,
которые, По сути, представляют собой
сценарии «тепловой смерти» Вселенной.
В соответствии с ними уже через 10¹⁴
лет многие звезды остынут, что достаточно
быстро (через 10¹⁵
лет) приведет к тому, что планеты начнут
отрываться от своих звезд, а звезды
покидать свои галактики. Примерно через
10¹⁹
лет большая часть звезд покинут свои
галактики и постепенно превратятся в
«черные карлики»; центральные области
галактик коллапсируют, образуя «черные
дыры» и тем самым прекращают свое
существование.

Дальнейшая
эволюция будущей Вселенной не вполне
ясна. Если обнаружится, что протон
действительно нестабилен и распадается
через 10³²
лет на у-квант
и нейтрино, то Вселенная и будет
представлять собой совокупность
нейтрино, квантов света с убывающей
энергией и черных дыр. Самые массивные
черные дыры испарятся за 10⁹⁶
лет и через 10¹⁰⁰
лет во Вселенной останется лишь
электронно-позитронная плазма ничтожной
плотности.

Иначе
разворачивается возможный сценарий
будущего Вселенной в том случае, если
протон стабилен. Тогда примерно через
10⁶⁵
лет любое твердое вещество превратится
даже при абсолютном нуле в жидкость.
Все оставшиеся черные карлики станут
жидкими каплями. А через 10¹⁵⁰⁰
лет любое вещество станет радиоактивным,
и все жидкие капли (т.е. бывшие звезды)
станут железными. От грандиозной и
разнообразнейшей Вселенной останутся
только жидкие холодные железные капли!

Что
же дальше? Пройдет невообразимое число
лет, которое можно выразить числом 10¹⁰,
пока такие железные капли не превратятся
в «черные дыры». Эти, уже последние,
«черные дыры» за относительно небольшой
промежуток времени 10⁶⁷
лет испарятся, превратив Вселенную в
поток сверхдлинноволновых квантов и
электронно-позитронную плазму. Такое
состояние — окончательная «смерть»
Вселенной.

11.8. Жизнь и разум во Вселенной: проблема внеземных цивилизаций

11.8.1. Понятие внеземных цивилизаций. Вопрос об их возможной распространенности

В последние
десятилетия в массовом сознании
отмечается наплыв очередной волны
мистицизма. На этом фоне широкое
распространение получило обсуждение
вопроса о внеземных цивилизациях, их
поисках и контактах с ними. Увлечение
поисками НЛО и страстное ожидание
пришельцев из внеземных цивилизаций
стали чуть ли не повальными. Подчас это
увлечение приобретает явные черты
массового психоза — почти ежемесячно
в средствах массовой информации (в том
числе и достаточно серьезных) появляется
«информация» об инопланетянах, контактах
с ними и даже об умыкании ими землян
прямо в центрах многомиллионных городов.
Ширятся слухи о начатой операторами
НЛО эвакуации землян в просторы
Вселенной… Нет числа сообщениям о
найденных доказательствах посещения
Земли представителями высокоразвитых
разумных цивилизаций в прошлом…

Занимается ли
вопросом о внеземных цивилизациях
современная наука? И если занимается,
то как она его решает? Прежде всего
следует отметить, что вопрос о внеземных
цивилизациях имеет свою научную
постановку, которая существенно
отличается от его трактовок массовым,
обыденным, вненаучным сознанием.
Современная наука трактует внеземные
цивилизации как общества разумных
существ, которые могут возникать и
существовать вне Земли (на других
планетах, космических телах, в иных
Вселенных, средах и др.).

С позиций современной
науки предположение о возможности
существования внеземных цивилизаций
имеет объективные основания: представление
о материальном единстве мира; о развитии,
эволюции материи как всеобщем ее
свойстве; данные естествознания о
закономерном, естественном характере
происхождения и эволюции жизни, а также
происхождения и эволюции человека на
Земле; астрономические данные о том,
что Солнце — типичная, рядовая звезда
нашей Галактики и нет оснований для его
выделения среди множества других
подобных звезд; в то же время астрономия
исходит из того, что в Космосе существует
большое разнообразие физических условий,
что может привести в принципе к
возникновению самых разнообразных форм
высокоорганизованной материи.

Оценка возможной
распространенности внеземных (космических)
цивилизаций в нашей Галактике
осуществляется по формуле Дрейка:

N=R
• f
• n
• k
• d
• q
• L.

где
N
— число внеземных цивилизаций в
Галактике; R
— скорость образования звезд в Галактике,
усредненная по всему времени ее
существования (число звезд в год); f
— доля звезд,
обладающих планетными системами; n
— среднее число планет, входящих в
планетные системы и экологически
пригодных для жизни; k
— доля планет, на которых действительно
возникла жизнь; d—
доля планет, на которых после возникновения
жизни развились ее разумные формы; q
— доля планет, на которых разумная жизнь
достигала фазы, обеспечивающей возможность
связи с другими мирами, цивилизациями;
L
— средняя продолжительность существования
таких внеземных (космических, технических)
цивилизаций.

За
исключением первой величины (R),
которая относится к астрофизике и может
быть подсчитана более или менее точно
(около 10 звезд в год), все остальные
величины являются весьма и весьма
неопределенными, поэтому они определяются
компетентными учеными на основе
экспертных оценок, которые, разумеется,
носят субъективных характер.

Вот как, например,
оценивается вероятность возникновения
жизни. Ясно, что далеко не на всякой
планете может возникнуть жизнь. Для
возникновения жизни (посредством
естественного отбора) необходим сложный
комплекс условий.

Во-первых,
значительные интервалы времени; поэтому
жизнь может возникнуть только вокруг
старых звезд. Причем старых звезд не
первого, а второго поколения, поскольку
только рядом с ними могут быть остатки
тяжелых элементов, оставшиеся после
взрывов сверхновых звезд первого
поколения.

Во-вторых,
на планете должны быть соответствующие
температурные условия: слишком высокая
или слишком низкая температуры исключают
появление жизни.

В-третьих,
масса планеты не должна быть слишком
маленькой. Ведь в этом случае планета
быстро теряет свою атмосферу, которая
попросту испаряется («диссипация»). Чем
легче газ, тем быстрее он уходит за
пределы планеты. С другой стороны, масса
планеты не должна быть очень большой,
чтобы не удерживать свою первоначальную
атмосферу (из водорода и гелия), не
препятствовать изменению ее состава и
появлению вторичной атмосферы.

В-четвертых,
наличие жидкой оболочки на ее поверхности.
Ведь первичные формы жизни скорее всего
возникли в воде.

И наконец, в — п я
т ы х, на планете должны быть условия
для возникновения сложных молекулярных
соединений, на основе которых могут
протекать разнообразные химические
процессы.

В
результате учета всех этих условий
оказывается, что лишь у 1—2% всех звезд
в Галактике могут быть планетные системы
с явлениями жизни. Иначе говоря, при
самых оптимальных оценках около 1 млрд
звезд могут иметь планетные системы,
на которых в принципе возможна жизнь
*. В целом остается большой и неопределенность
в оценке общей величины N:
от 10⁹
цивилизаций в Галактике до одной
цивилизации в нескольких соседних
галактиках.

* Что касается
Солнечной системы, то современная
астрономия пришла к выводу о невозможности
существования высокоразвитой жизни на
других планетах. Лишь на Марсе, по-видимому,
могут быть простейшие формы жизни.

Расстояние между цивилизациями, св.год	Число цивилизаций N
7000		10²
1500		10⁴
320		10⁶
32		10⁹

Как один из
аргументов в пользу того, что внеземные
цивилизации — явление очень редкое,
выдвигается отсутствие видимых проявлений
их активности. Но это утверждение тоже
недостаточно строгое. Оно определяется
во многом уровнем развития нашей
цивилизации, в том числе и совершенством
средств астрономических наблюдений.

Соседние файлы в предмете [НЕСОРТИРОВАННОЕ]

Источник

Возможные сценарии эволюции Вселенной.

Что мы знаем о Вселенной?

Возможные сценарии развития нашего мира

Трансформации пространства

Космологические эпохи Вселенной

Эпоха звезд (106 – 1014 лет Вселенной). Эпоха, в которую мы живем, и которая отличается активным формированием и рождением звезд. Эпоха звезд будет длиться до того момента, пока не будут исчерпаны все запасы межзвездного газа. К тому времени красные карлики, небольшие и относительно холодные звезды (2000 – 3000 К), окончательно потухнут, переработав все внутреннее топливо. Солнце же, примерно через 5 млрд. лет (около 19 х 109 лет Вселенной) обернется красным гигантом, сбросив с себя верхние слои, которые вероятно поглотят Меркурий и Венеру. Если Землю не постигнет та же участь, то наша планета станет раскаленной и покроется лавой. Спустя еще 2 млрд. лет Солнце оставит после себя лишь белого карлика, а Млечный Путь начнет сливаться с галактикой Андромеда, в результате чего образуется новая единая галактика.
Эпоха распада (1015 – 1039 лет). Временной отрезок жизни Вселенной, к началу которого топливо большинства звезд будет переработано, и они перейдут к последнему этапу своей эволюции, существованию в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр, в зависимости от изначальных характеристик тела. Термоядерные реакции будут иметь место лишь в недрахкоричневых карликов, которых в космическом пространстве останется незначительное количество. Постепенно галактики одного и того же скопления сольются воедино.

Конец эпохи распада в представлении художника. Пространство без звезд выглядит пугающе.
Эпоха черных дыр (1040 – 10100 лет). До начала этой эпохи подавляющая часть космических тел распадется на элементарные частицы, которые и станут основными представителями вещества во Вселенной. Из числа массивных объектов останется лишь малое число нейтронных звезд, а также черные дыры. Если все предыдущие эпохи они накапливали на своей поверхности вещество, то теперь останется лишь процесс излучения накопленного вещества в виде различных элементарных частиц, по большей части – фотонов (излучение Грибова-Хокинга). В результате длительного излучения частиц черная дыра постепенно теряет массу. По этой причине в некоторый момент сил гравитации становится недостаточно, чтобы удержать черную дыру как единое тело, и она взрывается, высвобождая колоссальную энергию в виде испускаемых частиц. Другим типом излучения черной дыры являются гравитационные волны, которые формируются как результат столкновения двух массивных объектов. В результате взаимного притяжения черных дыр образуются их скопления и сверхскопления. Примечательно, что по этой причине может образоваться одна гигантская черная дыра, которая либо будет существовать до конца жизни Вселенной, либо ее температура и плотность достигнут Планковского предела и она вспыхнет новым Большим Взрывом, дав начало новой Вселенной.
Эпоха вечной тьмы ( > 10101 лет). Всевозможные источники энергии уже исчерпали себя и в космическом пространстве остались лишь их остаточные продукты, вроде длинноволнового излучения фотонов, нейтрино, кварков, а также позитронов и электронов. Последние изредка и на короткое время (до 143 нс) будут образовывать систему в виде экзотического атома – позитрония. Однако, в конце концов все элементарные частицы настигнет полная аннигиляция. При этом температура Вселенной упадет до максимально близкого значения к абсолютному нулю.
Будущее Вселенной

Несмотря на то, что вещество Вселенной постепенно аннигилирует, само пространство может эволюционировать по четырем гипотетическим сценариям:

Если со временем расширение Вселенной замедлится, а после — обернется в сжатие, то конечным этапом ее жизни станет Большое сжатие. В результате чего все вещество коллапсирует и вернется в изначальное свое состояние – сингулярность.
Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому Большому разрыву.

Видео YouTube

Эволюция и энергия горения звезд.

Звезда— небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образующиеся из газово-пылевой среды (водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Звезды — это огромные объекты, шаровидной формы, состоящие из гелия и водорода, а также других газов. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом. Как все органическое в нашей вселенной, звезды возникают, развиваются, изменяются и исчезают — этот процесс занимает миллиарды лет и называется процессом «Эволюции звезд».

1. Эволюция звезд

Эволюция звезд — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. Звезда начинает свою жизнь как холодное разряжённое облако межзвёздного газа (разряженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами), сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации (универсальное фундаментальное взаимодействие между всеми материальными телами) переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла (рис. 1) (показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды, 1910 год), пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).

2. Термоядерный синтез в недрах звезд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является термоядерный синтез, происходящий в недрах звёзд. Большинство звёзд излучаются потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В итоге градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.

3. Поздние годы и гибель звезд

Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.

Звёзды среднего размера

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет. Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые, в конечном итоге, сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.

Белые карлики

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьезную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды); в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями вспышками сверхновых. Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой. У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой.

Сверхмассивные звёзды

После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. То, что происходит в дальнейшем, пока неясно до конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной силы. Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала — так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру, это демонстрируют технециевые звёзды. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников. Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остается момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов. Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал, по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой. Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила. Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект — это чёрная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.

эволюция звезд.pptx

Домашнее задание:
§2,3 учебник Естествознание 11 А.Н. Мансуров Бином. Лаборатория знаний 2013

Дополнительную информацию вы можете найти здесь:
Электронный учебник
Учебник 10 кл. Алексашина И.Ю. и др. 2008
Источники информации:

https://sites.google.com/site/oskvsoh18/estestvoznanie/11-klass/13-urok

http://www.studfiles.ru/preview/1719913/

Источник

Наука выделяет четыре основных пути, на которых Вселенная может встретить свою судьбу:

1. Большое Замерзание.
2. Большой Хруст.
3. Большое Изменение.
4. Большой Разрыв.

Первый намек на возможный конец Вселенной приходит к нам из термодинамики, науке о тепле. Термодинамика — это такой проповедник физики с дикими глазами, который держит картонный транспарант с простым предупреждением: «Тепловая смерть грядет».

Несмотря на свое название, тепловая смерть Вселенной не представляется огненным адом. Напротив, это смерть всех уровней тепла. Звучит не очень страшно, но тепловая смерть — это хуже, чем запечься до корочки. Это потому, что почти все в повседневной жизни требует определенных разниц температур, прямо или косвенно. Когда Вселенная достигнет тепловой смерти, везде будет одна температура. Это означает, что ничего интересного больше никогда не произойдет. Все звезды умрут, вся материя распадется, все превратится в редкий бульон из частиц и излучения. Даже энергия этого бульона будет уменьшаться с течением времени в результате расширения Вселенной, оставляя все с температурой едва ли выше абсолютного нуля.

В этом процессе Большого Замерзания Вселенная станет равномерно холодной, мертвой и пустой.

После разработки теории термодинамики в начале 1800–х годов, тепловая смерть выглядит как единственным возможным путем конца Вселенной. Но через 100 лет общая теория относительности Эйнштейна провозгласила, что у Вселенной может быть куда более интересная судьба.

Общая теория относительности говорит, что материя и энергия искривляют пространство и время. Это отношение между пространством–временем и материей–энергии — между сценой и актерами на ней — распространяется на всю Вселенную. Все, что есть во Вселенной, по мнению Эйнштейна, определяет конечную судьбу самой Вселенной.

Теория предсказывает, что Вселенная в целом должна либо расширяться, либо сжиматься. Она не может оставаться в прежнем размере. Эйнштейн понял это в 1917 году и так не хотел это признавать, что отказался от собственной теории.

Тогда в 1929 году американский астроном Эдвин Хаббл обнаружил неопровержимые доказательства того, что Вселенная расширяется. Эйнштейн изменил свое мнение, назвав свою предыдущую настойчивость относительно статической Вселенной «величайшей ошибкой» своей карьеры.

Если Вселенная расширяется, когда–то она должна была быть меньше, чем сейчас. Понимание этого привело к появлению теории Большого Взрыва: идеи о том, что Вселенная началась с невероятно малой точки и быстро расширилась. Мы можем увидеть это по «послесвечению» Большого Взрыва — в качестве космического микроволнового фона — постоянного потока радиоволн, идущих со всех направлений в небе.

Получается, судьба Вселенной зависит от очень простого вопроса: будет ли Вселенная расширяться дальше и как быстро?

Для Вселенной, содержащей обычную «начинку» — материю и свет, — ответ на вопрос зависит от количества этой начинки. Больше начинки — значит, больше гравитации, которая стягивает все назад и замедляет расширение. Пока количество начинки не превосходит критический порог, Вселенная будет расширяться вечно и в конечном итоге умрет тепловой смертью.

Но если начинки будет слишком много, расширение Вселенной замедлится и остановится. Тогда Вселенная начнет сжиматься. Сокращающаяся Вселенная будет становиться все меньше и меньше, плотнее и горячее, пока все не закончится в красочном компактном аду, противоположном Большому Взрыву и известном как Большое Сжатие.

На протяжении большей части 20 века астрофизики не были уверены, какой из этих сценариев возымеет действие. Большое Замерзание или Большое Сжатие? Лед или огонь? Они пытались провести космическую перепись, подсчитав количество начинки в нашей Вселенной. Оказалось, что мы до странного близко находимся к критическому порогу, и наша судьба остается под вопросом.

В конце 20 века все изменилось. В 1998 году две соперничающих группы астрофизиков сделали невероятное заявление: расширение вселенной ускоряется.

Обычная материя и энергия не могли бы повлиять на Вселенную таким образом. Это стало первым свидетельством существования нового фундаментального вида энергии, «темной энергии», поведение которой совершенно загадочно для нас.

Темная энергия расталкивает Вселенную в стороны. Мы пока не понимаем, что это такое, но порядка 70% энергии Вселенной приходится на темную энергию, и это число растет день ото дня. Существование темной энергии означает, что количество начинки во Вселенной не определяет ее конечную судьбу. Космосом управляет темная энергия, она ускоряет расширение Вселенной. Следовательно, сценарий Большого Сжатия маловероятен.
Но это не означает, что и Большое Замерзание неизбежно. Есть и другие возможные исходы.

Один из них произошел не в процессе изучения космоса, а из мира субатомных частиц. Это, пожалуй, наиболее странная из возможных судеб Вселенной: что–то фантастическое и при этом вероятное.

В классическом научно–фантастическом романе Курта Воннегута «Колыбель для кошки», «лед–девять» представляет собой новую форму водяного льда с интересными свойствами: он образуется при температуре 46 градусов, а не 0. Если кристалл льда–девять уронить в стакан с водой, вода вокруг кристалла примет его форму, так как его энергия ниже, чем у жидкой воды. Новые кристаллы льда–девять будут проделывать то же самое с водой вокруг себя, и в мгновение ока цепная реакция превратит всю воду в стакане — или в океанах Земли — в твердый лед–девять.

То же самое может случиться в реальной жизни с нормальным льдом и нормальной водой. Если вы наберете в очень чистый стакан очень чистой воды и охладите ее ниже нуля градусов, вода станет переохлажденной: она будет оставаться жидкой ниже естественной точки замерзания. В воде нет никаких примесей, а в стакане нет неровностей, чтобы начал образовываться лед. Но если вы уроните кристалл льда в воду, вода быстро замерзнет, как лед–девять.

Лед–девять и переохлажденная вода могут показаться мало связанными с судьбой Вселенной. Но что–то похожее происходит с самим пространством. Квантовая физика гласит, что даже в абсолютном вакууме присутствует небольшое количество энергии. Но тогда должен существовать другой тип вакуума, содержащий меньше энергии. Если это так, тогда вся Вселенная похожа на стакан с переохлажденной водой. И будет оставаться таковой, пока не покажется «пузырь» вакуума с низкой энергией.

К счастью, мы не знаем таких пузырей. К несчастью, квантовая физика утверждает, что если низкоэнергетический вакуум возможен, пузырь с таким вакуумом неизбежно появится где–то во Вселенной. Когда это произойдет, то подобно истории со льдом–девять новый вакуум «преобразует» старый вакуум вокруг себя. Пузырь будет расти со скоростью света, и мы никогда не увидим его приближения. Внутри пузыря все будет совершенно другим и явно не гостеприимным. Свойства фундаментальных частиц вроде электронов и кварков могут быть совершенно другими, переписывающими правила химии и, возможно, препятствующими образованию атомов. Люди, планеты и даже сами звезды могут быть уничтожены в процессе этого Большого Изменения. В работе 1980 года физики Сидни Коулман и Франк де Люччия назвали его «глобальной экологической катастрофой».

После Большого Изменения и темная энергия будет вести себя по–другому. Вместо того чтобы подталкивать расширение Вселенной, темная энергия может внезапно свернуть Вселенную саму в себя, заставив ее коллапсировать в Большом Сжатии.
Есть и четвертая возможность, и опять темная энергия занимает центральное место. Эта идея очень спорная и невероятная, но не стоит сбрасывать ее со счетов. Темная энергия может быть намного мощнее, чем мы думаем, и сама по себе привести Вселенную к концу без всяких Больших Изменений, Замерзаний и Сжатий.

У темной энергии есть своеобразное свойство. Когда Вселенная расширяется, ее плотность остается постоянной. Это означает, что со временем она разрастается, чтобы идти в ногу с увеличением объема Вселенной. Это необычно, хотя и не нарушает законы физики.

Тем не менее все может быть намного страннее. Что, если плотность темной энергии увеличивается по мере расширения Вселенной? Точнее, что, если количество темной энергии во Вселенной увеличивается быстрее, чем расширяется сама Вселенная?

Эту идею выдвинул Роберт Колдуэлл из Дартмутского колледжа в Ганновере, Нью–Гемпшир. Он назвал это «фантомной темной энергией». И она приводит нас к невероятно странной судьбе Вселенной.

Если фантомная темная энергия существует, тогда нас ждет темная сторона силы, выражаясь языком «Звездных войн». Сейчас плотность темной энергии чрезвычайно низка, намного ниже плотности материи на Земле или даже плотности галактики Млечный Путь, которая намного менее плотная, чем Земля. Однако с течением времени плотность фантомной темной энергии может нарастать и разрывать Вселенную на части. В работе 2003 года Колдуэлл и его коллеги представили сценарий под названием «космический конец света». Как только фантомная темная энергия становится более плотной, чем конкретный объект, этот объект разрывается в клочья.

Сначала фантомная темная энергия разорвет Млечный Путь, отправив его звезды в полет. Затем разорвется Солнечная система, поскольку притяжение темной энергии станет мощнее, чем притяжение Солнца относительно Земли. Наконец, за несколько минут Земля просто взорвется. Сами атомы начнут распадаться, и уже через секунду Вселенная будет разорвана. Колдуэлл называет это Большим Разрывом. Большой Разрыв, по признанию самого Колдуэлла, «весьма диковинный» сценарий.

Фантомная темная энергия бросает вызов фундаментальным идеям Вселенной, вроде допущения о том, что материя и энергия не могут двигаться быстрее скорости света. Это хорошие аргументы против Большого Разрыва. Наблюдения за расширением Вселенной, а также эксперименты с физикой частиц показывают, что в качестве конца света более вероятно Большое Замерзание, за которым последует Большое Изменение, а затем и Большое Сжатие.

Но это довольно мрачный портрет будущего — века холодной пустоты, которые ждут вакуумного распада и финального взрыва, переходящего в небытие. Есть ли какой–нибудь другой вариант? Или мы обречены?

Очевидно, конкретно у нас нет причин переживать о конце Вселенной. Все эти события произойдут через триллионы лет в будущем, за исключением разве что Большого Изменения, так что пока все идет по плану. Также нет причин беспокоиться за человечество. Если не случится иное, генетический разрыв изменит наших потомков до неузнаваемости задолго до этого. Однако смогут ли разумные существа любого вида, люди или нет, выжить в принципе?

Физик Фримен Дайсон из Института перспективных исследований в Принстоне, Нью–Джерси, рассмотрел этот вопрос в классической работе 1979 года. В то время он пришел к выводу, что жизнь сможет изменить себя, чтобы пережить Большое Замерзание, которое, как считал физик, будет менее проблемным, чем ад Большого Сжатия. Но в наши дни он менее оптимистичен, благодаря открытию темной энергии.

«Если Вселенная ускоряется, это плохие новости, — говорит Дайсон. Ускоренное расширение означает, что мы в конечном итоге потеряем контакт со всем, кроме горстки галактик, что резко ограничит количество доступной нам энергии. — В долгосрочной перспективе такая ситуация будет весьма печальной».

Однако положение вещей может измениться. «Мы на самом деле не знаем, будет ли расширение продолжаться и почему оно ускоряется, — говорит Дайсон. — Оптимистичный взгляд на вещи состоит в том, что ускорение будет замедляться по мере расширения Вселенной. Если это произойдет, будущее будет более благоприятным».

Но что, если расширение не будет замедляться или станет известно, что грядет Большое Изменение? Некоторые физики предлагают решение, безумное в принципе. Чтобы избежать конца Вселенной, мы должны построить собственную Вселенную в лаборатории и удрать в нее.

Один из физиков, работавших над этой идее, это небезызвестный Алан Гут из Массачусетского технологического института в Кембридже; он известен своими работами на тему юной Вселенной.
«Не могу сказать, что законы физики допускают возможность такого, — говорит Гут. — Если это возможно, потребуются технологии, выходящие за пределы всего, что мы можем представить. Это потребует гигантского количества энергии, которую еще нужно будет добыть и удержать».

Первый шаг, по мнению Гута, заключается в создании невероятной плотной формы материи — такой плотной, что она будет на грани коллапса в черную дыру. Если сделать это правильно, а затем быстро убрать материю за пределами этого сгустка, можно получить регион пространства, который начнет быстро расширяться.

По сути, вы провоцируете скачок создания совершенно новой Вселенной. По мере расширения области пространства, граница будет сокращаться, создавая пузырь искривленного пространства внутри чего–то большего. Фанатам «Доктора Кто» это может показаться знакомым, и по словам Гута, TARDIS это довольно точная аналогия того, о чем идет речь. В конце концов, «снаружи» сожмется до нуля, и новорожденная Вселенная начнет собственное существование, независимое от судьбы предыдущей Вселенной. Очевидно, как эта схема сработает на самом деле, совершенно непонятно. Мы даже не знаем, возможно это или нет.

Впрочем, у Гута есть другой источник надежды на лучшую судьбу для нашего мира — проблеск надежды. Гут первым предположил, что в самой юности Вселенная расширилась чрезвычайно быстро за долю секунды, эта идея известна как «инфляция». Многие космологи считают, что инфляция является самым точным описанием расширения юной Вселенной, и Гут предлагает создать новую Вселенную, опираясь именно на этот процесс быстрого расширения.

Инфляция имеет интригующие последствия для конечной судьбы Вселенной. Согласно этой теории, наша Вселенная — это малая часть мультивселенной, множества карманных вселенных, которые плавают вокруг.

«В таком случае, даже если мы убедимся, что наша отдельная Вселенная умрет в процессе замерзания, мультивселенная будет жить вечно, и новая жизнь будет рождаться в каждой отдельной карманной Вселенной, — говорит Гут. — Мультивселенная воистину бесконечная, а в бесконечном будущем отдельные Вселенные могут жить и умирать сколько им вздумается».

В общем, ничего хорошего нас не ждет.

Источник Hi-news

Источник

Вселенная — глобальный объект, который включает в себя время, космос и всё его содержимое: галактики, звёзды, планеты, их луны, все прочие тела, всю материю, всю энергию. Этот огромный и замечательный объект когда-то зародился. Как у всего хорошего, у Вселенной тоже есть свой конец. С прошлым и зарождением Вселенной учёные вроде как определились. А вот предсказания о конце Вселенной остаются набором теорий, которые выдают разный результат в зависимости от принимаемых значений нескольких постоянных.

Рождение и жизнь

Доминирующей теорией зарождения Вселенной в современной науке является Большой взрыв. Если экстраполировать видимое расширение Вселенной, 13,799 ± 0,021 миллиарда лет назад всё вещество находилось в одной точке нулевого размера с бесконечной плотностью и температурой. Затем началось расширение. Мало какие из последующих процессов находятся в пределах полного понимания современной физики.

За пикосекунды из кварк-глюонной плазмы зародились элементарные частицы. В дальнейшем из них образовались протоны и нейтроны, те в свою очередь дали ядра лёгких изотопов. Пока лишь ядра — до атомов веществу далеко.

Спустя 70 тысяч лет от начальной точки вещество начинает доминировать над излучением. Примерно с 380 тысяч лет после Большого взрыва электроны и ядра впервые образуют нейтральные атомы. Звёзд ещё не существует. Самые первые образуются с 550 миллионов лет после Большого взрыва. Звёзды собираются в галактики. Последних гравитационное взаимодействие формирует в скопления.

Согласно небулярной гипотезе, через ≈9 миллиардов лет после Большого взрыва (или ≈4,6 миллиардов лет назад) из одного газопылевого облака начало формироваться то, что позже станет Солнечной системой. Фрагмент облака сжался в шар по центру, окружающие его части тоже сжимались и вращались быстрее, формируя характерный диск. Из шара зажглась наша звезда, в холодных краях в сгущениях материи образовывались планеты.

В этом кратком описании нас интересует возможность предсказать, сколько Солнце ещё может просуществовать. Через 13,799 миллиардов лет после того, как всё началось, у нас есть голубая от океанов Земля, жизнь и бесплатная порнография по сетям передачи данных. Удобный нам порядок жизни будет существовать долго, но лишь по человеческим меркам.

Через 2,4 миллиарда лет от настоящего момента Млечный путь и Галактика Андромеды столкнутся. С Земли это наблюдать будет некому. Жизнь на нашей планете вымрет через примерно миллиард лет — Солнце будет давать слишком много тепла, и океаны просто испарятся. Сама звезда просуществует долго.

Жизненный цикл Солнца.

Через миллиарды лет Солнце уже будет красным гигантом, давно израсходовавшим свои запасы водородного топлива. Оно расширится в примерно 250 раз. Некоторые исследования показывают, что до схлапывания в белый карлик Солнце всё же захватит Землю, поскольку орбита планеты опустится ниже. Впрочем, это неважно — через 7,6 миллиардов лет, когда это произойдёт, на нашей планете уже не будет ничего живого. Солнце будет светить ещё миллиарды лет, но куда тусклее. В конце концов оно превратится в чёрного карлика. Ещё через миллиарды лет гравитация других звёзд отберёт оставшиеся планеты. Солнечная система прекратит существование.

В ближайшие сотни миллионов лет о гибели Земли беспокоиться не нужно — в этот период Солнечная система устойчива. Выгорание топлива ближайшей звезды через миллиарды лет невозможно назвать даже проблемами. У современного человечества есть настоящие задачи, которые грозят значительным ухудшением качества жизни. Их много: от перестающих работать антибиотиков из-за появления супербактерий до глобального изменения климата из-за выброса парниковых газов. Наконец, есть банальная опасность развязать термоядерную войну или уничтожить самих себя каким-либо ещё образом.

Возможно, наши потомки сдвинут орбиту Земли или вовсе переселятся с неё. Возможно, Земля переживёт этот процесс без лишней помощи. Но какие проблемы будут стоять перед постчеловечеством, которое покинет «колыбель цивилизации»? Что ожидает другие, внеземные формы жизни? Вопрос конечной судьбы Вселенной стоит на границе современной космологической науки.

Cжатие

Вселенная расширяется, галактики разбегаются друг от друга. Быть может, скорость расширения замедлится, дойдёт до нуля, а затем пойдёт в обратном направлении. Вселенная может начать сжиматься, постепенно схлопываясь в черные дыры. И эти чёрные дыры сольются в одну. Эта гипотеза носит название «Большое сжатие».

В законе Хаббла состояние расширения Вселенной определяется её плотностью. Если плотность ниже критической, то Вселенная продолжит увеличиваться в размерах и остывать. Если плотность Вселенной выше, то гравитационная сила постепенно остановит разбегание и направит его вспять. Вселенная будет сжиматься.

Коллапс будет отличаться от изначального расширения. Огромные скопления галактик сблизятся, затем начнут сливаться целые галактики. В какой-то момент звёзды подойдут друг к другу настолько близко, что дойдёт до частых столкновений. Звёзды не смогут рассеивать вырабатываемое тепло и начнут взрываться, оставляя горячий неоднородный газ. Из-за растущей температуры его атомы распадутся на элементарные частицы, которые будут поглощены срастающимися чёрными дырами. Гипотеза не указывает, каков будет финал.

Существует ещё одна гипотеза-продолжение — Большой отскок. Простая формулировка гласит, что Вселенная испытывает циклы Больших взрывов и Больших сжатий. Возможно, и эта Вселенная возникла в результате распада предыдущей. Это означает, что мы живём в одну из точек бесконечного цикла сжатий и взрывов. Впрочем, их нумерация не имеет смысла из-за прохождения точки сингулярности. Некоторые теории утверждают, что результатом Большого сжатия станет то же состояние, с которого всё началось. Произойдёт ещё один Большой Взрыв. Цикл будет бесконечно продолжаться.

Но последние экспериментальные наблюдения дальних сверхновых как объектов стандартной светимости и составление карты реликтового излучения показывают, что расширение не замедляется, а лишь ускоряется.

Расширение

Большой разрыв предполагает, что когда-то в будущем вся материя Вселенной, звезды и галактики, субатомные частицы, само пространство и время будут разорваны скоростью расширения. Сценарий этой смерти гласит, что за 60 миллионов лет до финала распадётся Млечный путь, за три месяца расстроится работа Солнечной системы. За полчаса до Большого разрыва разрушится Земля (или похожая планета), за одну наносекунду начнут разрушаться атомы. Согласно гипотезе, всё это произойдёт лишь через 22 миллиарда лет, уже после угасания Солнца в белый карлик.

Однако наиболее популярной теорией остаётся постоянное расширение и следующая из этого Тепловая смерть.

За миллиарды лет звёзды выгорят. Из их останков родятся белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. Через 150 миллиардов лет от текущего момента при том же ускорении разбегания галактик все галактики за пределами Местной группы выйдут за космологический горизонт. События в Местной группе никак не смогут влиять на события в удалённых галактиках, и наоборот. При наблюдении удалённой галактики время будет замедляться, а затем просто остановится. Другими словами, через 150 миллиардов лет наблюдатель в Местной группе никогда не увидит событий в удалённых галактиках. Более не будут возможны ни полёты к ним, ни какие-либо формы связи.

Через 800 миллиардов лет светимость Местной группы заметно снизится. Стареющие звёзды будут выдавать всё меньше света, красные карлики будут вымирать в белые. Через 2 триллиона лет от текущего момента из-за красного смещения удалённые галактики будет невозможно как-либо обнаружить: даже длина волн их гамма-лучей будет выше, чем размер наблюдаемой вселенной.

Через 100 триллионов лет закончится формирование звёзд, в космосе будут тускло светить их остатки. После того, как потухнет последняя звезда, космос изредка будут озарять вспышки слияний двух белых карликов. Через 10¹⁵ лет планеты либо упадут на остатки своих бывших звёзд, либо уйдут к другим телам. Похожим образом через 10¹⁹—10²⁰ лет объекты покинут галактики. Небольшая часть объектов упадёт в сверхмассивную чёрную дыру.

Дальнейшее развитие зависит от того, стабилен протон или нет. Некоторые эксперименты утверждают, что минимальный период полураспада протона составляет 10³⁴ лет. Если это действительно так, через 10⁴⁰ лет во Вселенной останутся почти лишь только лептоны и фотоны. Исчезнут остатки звёзд, останутся лишь чёрные дыры. Возможно, процесс гибели нуклонов займёт больше времени.

Через 10¹⁰⁰ лет от текущего момента чёрные дыры испарятся излучением Хокинга. Наконец, Вселенная будет почти полностью пуста. В ней будут летать фотоны, нейтрино, электроны и позитроны, изредка сталкиваясь.

Если протоны стабильны, то через 10¹⁵⁰⁰ холодным слиянием и квантовым туннелированием лёгкие ядра превратятся в атомы железа ⁵⁶Fe. Элементы тяжелее этого изотопа распадутся с излучением альфа-частиц. Через 10^10²⁶ лет квантовое туннелирование превратит большие объекты в чёрные дыры. Возможно, железные звёзды превратятся в нейтронные через 10^10⁷⁶ лет от настоящего момента.

Есть вероятность, через 10^{10^10⁵⁶} лет квантовые флуктуации зародят новый Большой взрыв. Хотя в этом вакууме может зародиться даже разумное существо: приблизительная оценка времени зарождения Больцмановского мозга — раз в 10^10⁵⁰ лет.

Есть и другие, более экзотические гипотезы. К примеру, в 2010 году учёные предсказали, что через пять миллиардов лет время закончится. Это событие трудно будет увидеть или как-то предсказать, его обещают внезапным. Пространство может кончиться из-за схлапывания ложного вакуума в истинный, в более энергетически низкое состояние, что, возможно, повлечёт полное разрушение объектов Вселенной.

Все эти гипотезы разработаны для текущих реалий простого уравнения состояния для тёмной энергии. Как и следует из имени, о тёмной энергии известно мало. Если верна инфляционная модель Вселенной, то в первые моменты после Большого взрыва существовали другие формы тёмной энергии. Возможно, уравнение состояния поменяется. Изменятся выводы, которые можно сделать из него. Трудно предсказать, что мы узнаем о тёмной энергии, если она получила развитие лишь в конце прошлого века.

Но во всех случаях гибель Вселенной — очень далёкое по меркам человечества явление. Если рассматривать её с масштаба продолжительности жизни одного человека, это слишком глобальное событие, чтобы о нём беспокоиться.

Только зарегистрированные пользователи могут участвовать в опросе. Войдите, пожалуйста.

Вселенная когда-то погибнет, вы смертны. Что вы будете делать с этим знанием?

3.45%
Посвящу свою жизнь вкладу в науку
27

19.8%
Получу максимальное удовольствие от процесса собственной жизни
155

1.15%
Ударюсь в религию и/или философские объяснения природы мироздания
9

0.77%
Постараюсь управлять большими группами людей и их мнением
6

7.54%
Буду толкать человечество вперёд своими изобретениями
59

Проголосовали 783 пользователя.

Воздержались 100 пользователей.

Источник

Что мы знаем о Вселенной?

Возможные сценарии развития нашего мира

Трансформации пространства

Космологические эпохи Вселенной

Эпоха звезд (106 – 1014 лет Вселенной). Эпоха, в которую мы живем, и которая отличается активным формированием и рождением звезд. Эпоха звезд будет длиться до того момента, пока не будут исчерпаны все запасы межзвездного газа. К тому времени красные карлики, небольшие и относительно холодные звезды (2000 – 3000 К), окончательно потухнут, переработав все внутреннее топливо. Солнце же, примерно через 5 млрд. лет (около 19 х 109 лет Вселенной) обернется красным гигантом, сбросив с себя верхние слои, которые вероятно поглотят Меркурий и Венеру. Если Землю не постигнет та же участь, то наша планета станет раскаленной и покроется лавой. Спустя еще 2 млрд. лет Солнце оставит после себя лишь белого карлика, а Млечный Путь начнет сливаться с галактикой Андромеда, в результате чего образуется новая единая галактика.
Эпоха распада (1015 – 1039 лет). Временной отрезок жизни Вселенной, к началу которого топливо большинства звезд будет переработано, и они перейдут к последнему этапу своей эволюции, существованию в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр, в зависимости от изначальных характеристик тела. Термоядерные реакции будут иметь место лишь в недрах коричневых карликов, которых в космическом пространстве останется незначительное количество. Постепенно галактики одного и того же скопления сольются воедино.
Конец эпохи распада в представлении художника. Пространство без звезд выглядит пугающе.
Эпоха черных дыр (1040 – 10100 лет). До начала этой эпохи подавляющая часть космических тел распадется на элементарные частицы, которые и станут основными представителями вещества во Вселенной. Из числа массивных объектов останется лишь малое число нейтронных звезд, а также черные дыры. Если все предыдущие эпохи они накапливали на своей поверхности вещество, то теперь останется лишь процесс излучения накопленного вещества в виде различных элементарных частиц, по большей части – фотонов (излучение Грибова-Хокинга). В результате длительного излучения частиц черная дыра постепенно теряет массу. По этой причине в некоторый момент сил гравитации становится недостаточно, чтобы удержать черную дыру как единое тело, и она взрывается, высвобождая колоссальную энергию в виде испускаемых частиц. Другим типом излучения черной дыры являются гравитационные волны, которые формируются как результат столкновения двух массивных объектов. В результате взаимного притяжения черных дыр образуются их скопления и сверхскопления. Примечательно, что по этой причине может образоваться одна гигантская черная дыра, которая либо будет существовать до конца жизни Вселенной, либо ее температура и плотность достигнут Планковского предела и она вспыхнет новым Большим Взрывом, дав начало новой Вселенной.
Эпоха вечной тьмы ( > 10101 лет). Всевозможные источники энергии уже исчерпали себя и в космическом пространстве остались лишь их остаточные продукты, вроде длинноволнового излучения фотонов, нейтрино, кварков, а также позитронов и электронов. Последние изредка и на короткое время (до 143 нс) будут образовывать систему в виде экзотического атома – позитрония. Однако, в конце концов все элементарные частицы настигнет полная аннигиляция. При этом температура Вселенной упадет до максимально близкого значения к абсолютному нулю.

Будущее Вселенной

Если со временем расширение Вселенной замедлится, а после — обернется в сжатие, то конечным этапом ее жизни станет Большое сжатие. В результате чего все вещество коллапсирует и вернется в изначальное свое состояние – сингулярность.
Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому Большому разрыву.

Источник