3. БЫЛО ЛИ У ВСЕЛЕННОЙ НАЧАЛО?

Наблюдения показывают, что расширение Вселенной будет продолжаться вечно. Если это так, то Вселенная будет охлаждаться, и в конечном итоге станет слишком холодной для поддержания жизни. По этой причине, такой сценарий будущего называют «Большим замерзанием».[1]

Если тёмная энергия будет ускорять расширение Вселенной, пространство между кластерами галактик будет расти всё более быстрыми темпами. Красное смещение растянет приходящие фотоны (даже гамма-излучения) до длин волны настолько больших и энергий настолько низких, что те перестанут быть обнаруживаемыми. Новые звёзды будут появляться в течение 1−100 триллионов лет, пока не исчерпают весь газ, необходимый для их образования и горения, и вселенная будет медленно и неумолимо холоднеть и темнеть. Согласно гипотезам, предсказывающим распад протона, звёздные остатки исчезнут, оставив за собой лишь чёрные дыры, которые в конце концов сами испарятся через излучение Хокинга. В конечном итоге, согласно второму закону термодинамики, Вселенная достигнет состояния, в котором дальнейшая работа будет невозможна, что приведёт к тепловой смерти Вселенной.

Содержание

• 1 Космология
• 2 История открытия
• 3 Хронология процесса 3.1 Эпоха звёздообразования 3.1.1 Галактики Млечный путь и Галактика Андромеды сливаются в одну
• 3.1.2 Слияние Местной группы галактик и Сверхскопления Девы
• 3.1.3 Галактики за пределами местного Сверхскопления Девы больше не обнаруживаются

Примечания

1. Индетерминизм
   — статья из Большой советской энциклопедии (3-е издание)
2. Детерминизм — статья из Новой философской энциклопедии на сайте Института Философии РАН.
3. Доктрина предопределения
4. Цикличное время: Дж. Уитроу. Естественная философия времени
5. https://students.gf.nsu.ru/medieval/calvin/predesti.html Кальвинистское учение о предестинации (предопределении)
6. https://www.computerra.ru/think/lem/17693/ Станислав Лем. Космические цивилизации
7. https://www.refstar.ru/data/r/print.file/id.2938_1.html Армии в меняющемся мире
8. https://www.ecsocman.edu.ru/images/pubs/2004/08/07/0000172334/003Alla_Barysheva.pdf Алла БАРЫШЕВА. Человеческий потенциал как основа национального экономического успеха.
9. Российская философия сегодня: духовность, русская идея, выживание
10. Марсианский «челнок»
11. Сергей Переслегин и Николай Ютанов. Вера Камша. Время живое и мертвое
12. Geoffrey Ashe. The Book of Prophecy. From Ancient Greece to the Modern Day. Orion. London. 2002. ISBN 0-7528-4847-X
13. Александр Потупа. Открытие Вселенной — прошлое, настоящее, будущее, Юнацтва, Минск, 1991
14. Шестакова И. Г. Человек и социум в новой реальности инфокоммуникационного мира / Национальный минерально-сырьевой университет «Горный». СПб., 2020. 147 c. // https://elibrary.ru/item.asp?id=28132884 ISBN 978-5-94211-734-4
15. https://www.ychitel.com/journal/journ01-01/journ01-01P5.html
16. Кирилл Еськов «Наш ответ Фукуяме»
17. Вернор Виндж. The Coming Technological Singularity: How to Survive in the Post-Human Era, 1993.
18. https://fan.lib.ru/z/zharow_a/2050buduschee.shtml Жаров А. Будущее. Эволюция продолжается.
19. https://fan.lib.ru/z/zharow_a/paradox.shtml Жаров А. Парадокс молчания Космоса или зачем нам электронные мозги
20. Are There Really as Many Neurons in the Human Brain as Stars in the Milky Way? (англ.)
21. lii.newmail.ru/NN/KOROTKY/N1/kor_nn1.htm Нейронные сети: основные положения
22. Masich G.F. Home Page
23. Использование аппарата нейронных сетей для создания модели оценки и управления рисками предприятия
24. Краткосрочное предсказание электропотребления для крупного жилого массива города (недоступная ссылка с 26-05-2013 [2608 дней] — история
    ,
    копия
    )
25. https://www.neuroproject.ru/neuro.ph
26. https://www.pipa.ru/mts1.html
27. Interface Ltd
28. BBC NEWS | Science/Nature | Nanotech guru turns back on ‘goo’
29. Компьютерные Вести On-line. Человек будущего: влияние технологий
30. :: Юрий Никитин :: Зачеловек :: Чтение (стр.1) :: Библиотека OCR Альдебаран

[править] Космология

Бесконечное расширение не определяет пространственной кривизны Вселенной. Вселенная может быть открытой (с отрицательной пространственной кривизной), плоской или закрытой (с положительной пространственной кривизной). Если она закрыта, должно присутствовать достаточное количество тёмной энергии, чтобы противодействовать гравитационному притяжению материи и другим силам, стремящемся сжать Вселенную. Открытая и плоская вселенная будет расширяться вечно, даже в отсутствие тёмной энергии. Наблюдения реликтового излучения по проекту Wilkinson Microwave Anisotropy Probe свидетельствует о том, что Вселенная является плоской и имеет значительное количество тёмной энергии. В этом случае Вселенная должна продолжать расширяться с возрастающей скоростью. Ускоренное расширения Вселенной подтверждалась наблюдениями сверхновых в далёких галактиках. Если верна космологическая модель ΛCDM (Модель Лямбда-СDM), и тёмная энергия формирует космологическую постоянную, расширение со временем станет экспоненциальным и постоянно ускоряющимся.

Если теория инфляции верна, Вселенная прошла через период, преобладания различной формы тёмной энергии в первые моменты большого взрыва; но инфляция закончилась, показав нам тёмную материю в её сегодняшнем состоянии. Возможно, состояние тёмной энергии может снова измениться, в результате события, которое будет иметь последствия, которые крайне трудно определить или предсказать.

Проблемы космологии

Рассматривая теорию Большого взрыва, исследователи сталкивались с проблемами, ранее воспринимавшимися как метафизические. Однако вопросы неизменно возникали и требовали ответов.

Что было тогда, когда ничего не было? Если Вселенная родилась из сингулярности, значит, когда-то ее не существовало. В «Теоретической физике» Ландау и Лифшица сказано, что решение уравнений Эйнштейна нельзя продолжить в область отрицательного времени, и потому в рамках общей теории относительности вопрос «Что было до рождения Вселенной?» не имеет смысла. Однако вопрос этот продолжает волновать всех нас.

Пересекаются ли параллельные линии? В школе нам говорили, что нет. Однако когда речь заходит о космологии, ответ не столь однозначен. Например, в замкнутой Вселенной, похожей на поверхность сферы, линии, которые были параллельными на экваторе, пересекаются на северном и южном полюсах. Так прав ли Евклид? Почему Вселенная кажется плоской? Была ли она такой с самого начала? Чтобы ответить на эти вопросы, необходимо установить, что представляла собой Вселенная на самом раннем этапе развития.

Почему Вселенная однородна? На самом деле это не совсем так. Существуют галактики, звезды и иные неоднородности. Если посмотреть на ту часть Вселенной, которая находится в пределах видимости современных телескопов, и проанализировать среднюю плотность распределения вещества в космических масштабах, окажется, что она одинакова во всех направлениях с точностью до 10–5. Почему же Вселенная однородна? Почему в разных частях Вселенной действуют одни и те же законы физики? Почему Вселенная такая большая? Откуда взялась энергия нужная для ее возникновения?

Сомнения возникали всегда, и чем больше ученые узнавали о строении и истории существования нашего мира, тем больше вопросов оставалось без ответов. Однако люди старались о них не думать, воспринимая большую однородную Вселенную и непересекающиеся параллельные линии как данность, не подлежащую обсуждению. Последней каплей, заставившей физиков пересмотреть отношение к теории ранней Вселенной, явилась проблема реликтовых монополей.

Существование магнитных монополей было предложено в 1931 г. английским физиком-теоретиком Полем Дираком. Если такие частицы действительно существует, то их магнитный заряд должен быть кратен некоторой заданной величине, которая, в свою очередь, определяется фундаментальной величиной электрического заряда. Почти на полвека эта тема была практически забыта, но в 1975 г. было сделано сенсационное заявление о том, что магнитный монополь обнаружен в космических лучах. Информация не подтвердилась, но сообщение вновь пробудило интерес к проблеме и способствовало разработке новой концепции.

Согласно новому классу теорий элементарных частиц, возникшему в 70-е гг., монополи могли появиться в ранней Вселенной в результате фазовых переходов предсказанных Киржницем и Линде. Масса каждого монополя в миллион миллиардов раз больше массы протона. В 1978–1979 гг. Зельдович, Хлопов и Прескилл обнаружили, что таких монополей рождалось довольно много, так что сейчас на каждый протон приходилось бы по монополю, а значит, Вселенная была бы очень тяжелой и должна была быстро сколлапсировать под своим собственным весом. Тот факт, что мы до сих пор существуем, опровергает такую возможность.

[править] История открытия

В 1970-е годы, будущее расширяющейся Вселенной было изучено астрофизиком Джамалем Исламом и физиком Фрименом Дайсоном. Не так давно, астрофизики Фред Адамс и Грег Лафлин разделили прошлое и будущее расширяющейся Вселенной, на 5 эпох. Первая, начальная

эпоха, это время, в прошлом, сразу после Большого взрыва, когда звезды ещё не сформировались. Вторая, эпоха
звёздобразования
, включает в себя сегодняшний день и все звезды и галактики, которые мы наблюдаем. Это время, в течение которого звезды формируются из коллапсирующего облака газа. В последующей эпохи
вырождения
, звезды будут выгорать, оставляя за собой белых карликов, нейтронные звезды и чёрные дыры. В эпоху
Черных дыр
, белые карлики, нейтронные звезды, и другие более мелкие астрономические объекты будут уничтожены протонным распадом, оставив только чёрные дыры. Наконец, в
тёмную эпоху
, даже чёрные дыры исчезнут, оставив лишь разряжённый газ из фотонов и лептонов.

Хронология ниже предполагает ускоряющиеся расширение Вселенной. Если Вселенная начнёт сжиматься, последующие события на временной шкале могут и не произойти, поскольку Большое сжатие приведёт Вселенную в горячее и плотное состояние наподобие того, что было после Большого взрыва.

[править] Хронология процесса

[править] Эпоха звёздообразования

106 (1 миллион) лет − 1014 (100 триллионов) лет после Большого взрыва

Наблюдаемой Вселенной в настоящее время примерно 1,38×1010 (13,8 млрд) лет. Примерно через 155 миллионов лет после Большого взрыва сформировались первые звезды. Это происходило в результате сжатия небольших и плотных участков холодных молекулярных облаков водорода. Сначала из-за гравитационного сжатия формировалась горячая и яркая протозвезда. После продолжительного сжатия температура в её центре стремительно возрастает достаточно для начала термоядерного синтеза водорода.

Звезды, масса которых была очень низкой, в конечном счёте истощат свои запасы водорода, способного к синтезу, становясь гелиевыми белыми карликами. Звезды малой и средней массы извергнут часть своей массы в виде планетарных туманностей и в конце концов тоже станут белыми карликами; более массивные звезды будут взрываться в сверхновые, оставив после себя нейтронные звезды или чёрные дыры. Так или иначе, хотя некоторая часть звёздного вещества может вернуться в межзвёздную среду, вырожденный звёздный остаток так и будет на месте. Таким образом, запасы газа для звёздообразования будут неуклонно истощаться.

[править] Галактики Млечный путь и Галактика Андромеды сливаются в одну

Через 5 миллиардов лет (18,7 млрд лет после большого взрыва)

→ Столкновение Млечного Пути и Галактики Андромеды

Галактика Андромеды в настоящее время находится примерно в 2,5 миллионах световых лет от нашей Галактики, и они движутся навстречу друг другу примерно 300 километров в секунду. Примерно через 5 млрд лет, или 19 млрд лет после большого взрыва, Млечный путь и Андромеда столкнутся друг с другом и сольются в одну большую галактику. В 2012 году на основании данных с космического телескопа «Хаббл» было подтверждено, что столкновение точно произойдёт.

[править] Слияние Местной группы галактик и Сверхскопления Девы

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

Галактики в местной группе, скопления галактик, которые включает в себя Млечный путь и Галактику Андромеды, являются гравитационно связанными друг с другом. Ожидается, что через 100 миллиардов − 1 триллион лет, их орбиты будут разрушаться и вся Местная группа сольются в одну большую галактику.

Если предположить, что темная энергия заставляет Вселенную расширяться с ускорением, примерно через 150 миллиардов лет все галактики за пределами местной группы выйдут за космологический горизонт. Местная группа перестанет взаимодействовать с другими суперкластерами. Наблюдатель в Местной группе фактически перестанет видеть далёкие галактики и звёзды, а также события, после 150 млрд лет от местного времени. Поэтому теоретически, после 150 миллиардов лет межгалактический транспорт и связь становится невозможной.

[править] Галактики за пределами местного Сверхскопления Девы больше не обнаруживаются

Через 2×1012 (2 триллиона) лет

Примерно через 2 триллиона лет, все галактики за пределами местного Сверхскопления перестанут быть наблюдаемыми в любом диапазоне.

[править] Эпоха вырождения

1014 (100 триллионов) − 1040 лет

Примерно через 100 триллионов лет от сегодняшнего момента, прекратится формирование звёзд, оставив лишь пыль, белых карликов и нейтроных звёзд. Этот период будет последним, перед началом глобального распада.

[править] Остановка звёздообразования

Через 1014 (100 триллионов) лет

Согласно оценке примерно через 100 триллионов лет или меньше, звёздообразование прекратится. Наименее массивные звезды дольше всех будут выжигать своё водородное топливо. Таким образом, наиболее долго живущие звезды во Вселенной — это маломассивные красные карлики, с массой около 0.08 масс солнца, которые имеют срок жизни до 10 трлн лет. Это сравнимо с протяжённостью времени, в течение которого происходило формирование звёзд . Однажды звездообразования закончится и наименее массивные красные карлики израсходуют своё топливо, ядерный синтез в их ядрах прекратится. Они остынут и станут белыми карликами. Останутся только объекты, с массой менее 0.08 масс солнца, и вырожденные остатки; белые карлики, нейтронных звезды и чёрные дыры, образование звёзд с начальными массами более 8 масс солнца прекратится. Большая часть этих объектов, примерно 90%, будет в виде белых карликов. В отсутствие каких-либо источников энергии, все эти тела будут остывать и становиться тусклыми.

Вселенная станет слишком тёмной, после того, как догорит последняя звезда. Даже если и так, там ещё может присутствовать случайный свет. Одним из способов, которым Вселенная может быть освещена, это если сольются два углеродно-кислородных белые карлика с общей массой больше, чем предел Чандрасекара — около 1,4 солнечных масс.В результирующем объекте вспыхнет термоядерный синтез, затем произойдёт превращение в сверхновую которая сможет освещать вселенную в течение нескольких недель. Если общая масса не превышает предел Чандрасекара, но больше, чем минимальная масса для плавления углерода (около 0,9 масс солнца), это может зажечь углеродную звезду со сроком жизни 1 млн лет. Кроме того, если столкнутся два гелиевых белых карлика с суммарной массой не менее 0,3 масс солнца, может зажечься звезда со сроком жизни в несколько сотен миллиардов лет. Наконец, если столкнуться коричневые карлики, может появится красный карлик и существовать в течение 10 триллионов лет.

[править] Разлет планет со своих орбит и столкновения с другими звёздами

Через 1015 (1 квадриллион) лет

Со временем планеты покинут свои орбиты из за гравитационных возмущений, вызванных остатками других звёзд и галактик, а также столкновениями с ними.

[править] Звёздные остатки покидают галактики и превращаются в чёрные дыры

1019 − 1020 (10 − 100 квинтиллионов) лет

В течение большого количества времени все тела во вселенной обменивались кинетической энергией, что привело к динамической релаксации, согласно распределению Максвелла-Больцмана. В состоянии динамического расслабление могут протекать либо близкие контакты двух звезд либо менее сильное, но более частое отдалённое взаимодействие. Например при столкновении двух коричневых карликов, их траектории изменятся незначительно. После большого количества столкновений, легкие объекты, приобретут кинетическую энергию, в то время как более тяжелые потеряют её.

Из-за динамической релаксации, некоторые объекты получат достаточно энергии, чтобы достичь скорости покидания галактик, так, галактики будут распадаться. На своём пути эти объекты будут встречать более плотные галактики. Затем процесс будет ускоряется. В конечном итоге большинство объектов (90% — 99%) покинет галактики, оставив небольшую часть (может быть от 1% до 10%), те в свою очередь попадут в центральные сверхмассивной черные дыры галактик.

[править] Начало распада нуклонов

Через 1034 лет

Последующая эволюция Вселенной зависит от наличия и скорости протонного распада. Экспериментальные данные показывают, что если протон нестабилен, то его полураспад составляет, по крайней мере, 1034 лет. Если какая-либо из Теорий Великого Объединения верна, то можно предполагать, что период полураспада протона находится в пределах 1041 лет. Нейтроны, связанные в ядрах, также ожидает распад с периодом полураспада, сопоставимого с протоном.

Если будет доказано, что протон не распадается на части со временем, звездная масса по-прежнему будет исчезать, но более медленно. Это одна из дилемм современной космологии.

В приведённой хронологии предполагается что период полураспада протона примерно 1037 лет. Это означает, что после 1037 года, половина всей барионной материи будет переведены в гамма-кванты и лептоны посредством протонного распада.

[править] Все нуклоны распались

Через 1040 лет

Учитывая предполагаемый период полураспада протона, нуклоны (протоны и нейтроны связаны) распадутся через 1040 лет. Во всей вселенной к концу эпохи распада будет насчитываться, по оценкам, 1080 протонов, и это количество будет постоянно уменьшаться. Фактически, вся барионная материя будет изменена в фотоны и лептоны. Некоторые модели предсказывают формирование стабильных атомов позитрония с диаметром, большим чем наблюдаемая в настоящий момент вселенная — около 1085 св. лет, и что все это, в свою очередь, приведёт к распаду в течение 10141 лет.

[править] Эра чёрных дыр

1040 лет −10100 лет

Спустя 1040 лет во Вселенной будут доминировать чёрные дыры. Они будут медленно испаряться через излучение Хокинга. Чёрная дыра с массой около одной массы Солнца исчезнет примерно за 2×1066 лет. Время жизни чёрной дыры пропорционально кубу её массы, то есть чем массивней дыра, тем дольше она будет распадаться. Сверхмассивная чёрная дыра с массой 1011 (100 млрд) масс солнца испарится примерно 2×1099 года.

Излучение Хокинга имеет тепловой спектр. В течение всей продолжительности жизни излучение имеет низкую температуру, в основном, в виде безмассовых частиц, таких как фотоны и гипотетические гравитоны. По мере уменьшения массы чёрной дыры, её температура будет повышаться, приблизившись к солнечной, когда масса чёрной дыры снизится до 1019 кг. Затем дыра станет временным источником света во тьмы эры чёрных дыр. На последних этапах испарения черные дыры будут испускать не только безмассовые частицы, но и более тяжелые, такие как электроны, позитроны, протоны и антипротоны.

[править] Если протоны не распадаются по вышеописанному сценарию

В случае, если протон не распадается, как описано выше, эра Вырожденния будет длиться дольше, и будет перекрывать эру черных дыр. К сроку в 1065 лет, по-видимому, твёрдые объекты, такие как скалы и метеориты смогут перестроить свои атомы и молекулы посредством квантового туннелирования, и станут вести себя как жидкости, но взаимодействуя более медленно. Однако, ожидается, что протоны, по прежнему будут уничтожаться, при помощи процессов с участием виртуальных чёрных дыр, или других процессов, с периодом полураспада около 10200 лет. Например, в рамках стандартной модели, группы из 2 или более нуклонов теоретически нестабильны, потому что киральная аномалия приводит к процессам, которые изменяют барионные числа, кратные 3.

[править] Тёмная Эпоха и Эра фотонов

Через 10100 лет

После того, как все чёрные дыры испарятся (и после того, как все обычное вещество, состоящее из протонов, распадётся, если протоны нестабильны), Вселенная будет почти пустой. Фотоны, нейтрино, электроны и позитроны будут летать с места на место, почти никогда не встречаясь. Гравитационно во Вселенной будут доминировать тёмная материя, электроны и позитроны (не протоны). В этой эпохе материя будет очень рассеяна по вселенной, и вся вселенная будет иметь очень низкий уровень внутренней энергии и в очень больших временных масштабах по сравнению с другими эпохами. Электроны и позитроны будут дрейфовать через пространство, сталкиваясь друг с другом, а иногда и атомами позитрония. Эти структуры являются нестабильными, однако и их составные частицы должны в конечном счёте аннигилировать. Другие низкоуровневые аннигиляции будут проходить очень медленно. Вселенной в это время достигнет экстремально низкого энергетического состояния.

[править] Дальнейшая судьба Вселенной

Что произойдёт, после эры фотонов, никто точно не знает, но существует ряд космологических гипотез. Возможно, в далёком будущем произойдёт Большой Разрыв. Также, вселенная может войти в новую инфляционную эпоху, или если предположить, что пространство Вселенной находится в состоянии ложного вакуума, вакуум может перейти в нижнее энергетическое состояние

Предположительно, в условиях экстремально низких энергетических состояний квантовые события превращаются из пренебрежительно малых в основные макроскопические явления, и поскольку малейшие возмущения имеют значительные последствия, невозможно сказать что произойдёт с пространством и временем в эту эпоху. Складывается впечатление, что «макрофизические» законы будут нарушаться, а законы «квантофизические» будут преобладать.

Вселенная, возможно, избежит тепловой смерти благодаря квантовым флуктуациям, которые бы могли вызвать новый Большой взрыв примерно через лет.

За бесконечный промежуток времени может происходить самопроизвольное уменьшение энтропии, согласно теореме Пуанкаре о возвращении или через тепловые колебания.

Будущее Вселенной

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:

1. 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.
2. 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.

3. 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.
4. 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:

1. 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.
2. Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
3. Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
4. Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому Большому разрыву.

Похожие статьи

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 10680

Запись опубликована: 19.02.2016 Автор: Владимир Соловьев

[править] Модель без распада нуклонов

Если протоны не распадаются, звезды будут по-прежнему становятся черными дырами, но более медленно. Следующая хронология событий предполагает, что протонного распада не происходит.

[править] Материя превращается в изотопы железа

Через 101500 лет

Через 101500 лет мюонный катализ, происходящих посредством квантового туннелирования должен преобразовать все легкие ядра в обычном веществе в изотоп железо-56. Атомные реакции и эмиссия альфа-частиц должны преобразовать все тяжёлые атомные ядра во вселенной в железо, а все звёзды превратить в железные звёзды.

[править] Сжатие железных звёзд в чёрные дыры

Через
−лет
Квантовое туннелирование будет превращать все большие объекты в черные дыры. В зависимости от сделанных предположений, затраченное на это время может рассчитываться от лет до лет. Квантовое туннелирование может также коллапсировать железные звёзды в нейтронные звёзды примерно за лет.