Big Freeze

.

Το Big Freeze ( Μεγάλη Ψύξη), γνωστό και ως Big Chill ή Big Whimper, είναι μια κοσμολογική υπόθεση για την εξέλιξη του σύμπαντος. Άλλα υποθετικά σενάρια περιλαμβάνουν το Big Crunch και το Big Rip.

Οι τρέχουσες παρατηρήσεις δείχνουν ότι η διαστολή του σύμπαντος θα συνεχιστεί επ 'αόριστον. Σε αυτή την περίπτωση, όσο περισσότερο διαστέλλεται το σύμπαν, τόσο πιο ψυχρό γίνεται και η θερμοκρασία προσεγγίζει ασυμπτωτικά το απόλυτο μηδέν με την πάροδο του χρόνου.[1] Το όνομα Big Freeze[2] ή Big Chill προέρχεται από αυτή τη δροσιά.

Σύμφωνα με τις τρέχουσες γνώσεις, λόγω της επιρροής της σκοτεινής ενέργειας, η διαστολή του σύμπαντος επιταχύνεται και ο χώρος μεταξύ των γαλαξιών θα αυξηθεί ανάλογα.[3] Τα φωτόνια, ακόμη και οι ακτίνες γάμμα, είναι τόσο μετατοπισμένα στο κόκκινο που το μεγάλο μήκος κύματος και η χαμηλή ενέργειά τους τα καθιστούν μη ανιχνεύσιμα.[4] Τα αστέρια θα σχηματιστούν για το 10¹² έως το 10¹⁴ (1-100 τρισεκατομμύρια) χρόνια έως ότου τελειώσει το αέριο που απαιτείται για το σχηματισμό των άστρων. Καθώς τα υπάρχοντα αστέρια τελειώνουν από καύσιμα με την πάροδο του χρόνου και σταματούν να λάμπουν, το σύμπαν θα γίνεται πιο σκοτεινό και ψυχρότερο με την πάροδο του χρόνου.[5][6] Εάν, όπως προτείνουν ορισμένες θεωρίες, το πρωτόνιο δεν είναι σταθερό και διασπάται, τα υπολείμματα των αστεριών θα εξαφανιστούν επίσης. Μετά από αυτό, παραμένουν μόνο μαύρες τρύπες, οι οποίες διαλύονται μέσω της ακτινοβολίας Hawking.[7] Αυτό σημαίνει ότι η θερμοκρασία φτάνει τελικά σε μια τιμή που είναι ακριβώς η ίδια παντού, έτσι ώστε να μην είναι πλέον δυνατή η θερμοδυναμική εργασία, η οποία στη συνέχεια καταλήγει στον θερμικό θάνατο του σύμπαντος.[8] Ο θερμικός θάνατος είναι μια εικόνα που εισήχθη από τον Rudolf Clausius το 1867 για την «κατάσταση […] της τελικής θερμικής ισορροπίας του σύμπαντος»[9], κατανοητή ως ένα κλειστό σύστημα. Ο Ludwig Boltzmann και ιδιαίτερα ο Henri Poincaré (1890) με το θεώρημα της επανάληψης υποστήριξαν έναν θερμικό θάνατο του σύμπαντος.

Θερμοδυναμικές εκτιμήσεις

Σύμφωνα με τον δεύτερο θερμοδυναμικό νόμο, ένα κλειστό σύστημα σε θερμική ισορροπία περιέχει το υψηλότερο δυνατό επίπεδο εντροπίας. Επιπλέον, η εντροπία σε ένα τέτοιο σύστημα μπορεί να παραμείνει η ίδια ή να αυξηθεί, αλλά ποτέ να μειωθεί. Όταν επιτευχθεί η μέγιστη εντροπία, δεν υπάρχει κίνηση για μακροσκοπικά συμβάντα στο σύστημα. Το σύστημα προσεγγίζει μια στατική, «νεκρή» κατάσταση.

Υποθέτοντας ότι το σύμπαν μας είναι ένα κλειστό σύστημα, αυτό σημαίνει ότι όλη η ζωή στο σύμπαν θα πεθάνει τελικά. Αυτό είναι επίσης γνωστό ως «θερμικός θάνατος του σύμπαντος». Αυτή η προβολή στο πολύ μακρινό μέλλον αναφέρεται μερικές φορές στη φιλοσοφία ως απόδειξη του αναπόφευκτου του τέλους του κόσμου. Ωστόσο, σύμφωνα με την τρέχουσα κατάσταση της φυσικής, δεν είναι σαφές εάν το σύμπαν είναι ένα κλειστό σύστημα.
Η καμπυλότητα του χώρου και η σκοτεινή ενέργεια ως σχετικές παράμετροι
Δείτε επίσης: Μοντέλο CDM Lambda

Η άπειρη διαστολή δεν καθορίζει τη χωρική καμπυλότητα του σύμπαντος. Μπορεί να είναι ανοιχτό (με αρνητική καμπυλότητα χώρου), επίπεδο ή κλειστό (με θετική καμπυλότητα χώρου). Όταν είναι κλειστό, πρέπει να υπάρχει αρκετή σκοτεινή ενέργεια για να εξουδετερώσει τη βαρύτητα. Ένα ανοιχτό ή επίπεδο σύμπαν θα διαστέλλεται μόνιμα, ακόμη και χωρίς σκοτεινή ενέργεια.[10]

Οι παρατηρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου από τον ανιχνευτή ανισοτροπίας μικροκυμάτων Wilkinson και το διαστημικό τηλεσκόπιο Planck υποδηλώνουν ότι το σύμπαν είναι χωρικά επίπεδο και υπάρχει μια αξιοσημείωτη ποσότητα σκοτεινής ενέργειας.[11][12] Σε αυτή την περίπτωση, το σύμπαν είναι πιθανό να διαστέλλεται με αυξανόμενο ρυθμό. Αυτή η υπόθεση υποστηρίζεται επίσης από την παρατήρηση μακρινών σουπερνόβα.[10]

Το σενάριο Big Freeze προϋποθέτει τη συνεχή διαστολή του σύμπαντος. Όταν το σύμπαν αρχίζει να συστέλλεται ξανά, τα γεγονότα που απεικονίζονται στη γραμμή χρόνου μπορεί να μην συμβούν επειδή το Big Crunch εκτυλίσσεται διαφορετικά.[13][14]
Διαδικασία του μεγάλου παγώματος

Στη δεκαετία του 1970, ο αστροφυσικός Jamal Islam[15] και ο φυσικός Freeman Dyson[16] ερεύνησαν το μέλλον ενός διαστελλόμενου σύμπαντος. Το 1999, οι αστροφυσικοί Fred Adams και Gregory Laughlin χώρισαν το παρελθόν και το μέλλον ενός διαστελλόμενου σύμπαντος σε πέντε εποχές στο βιβλίο τους The Five Ages of the Universe. Η πρώτη, η Πρωταρχική Εποχή, είναι η περίοδος αμέσως μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, όταν τα αστέρια δεν έχουν ακόμη σχηματιστεί. Η δεύτερη, η Starry Era, περιλαμβάνει τη σημερινή ημέρα και όλα τα αστέρια και τους γαλαξίες που βλέπουμε. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, τα αστέρια σχηματίζονται μέσω της κατάρρευσης των νεφών αερίου. Στην επόμενη εποχή, την εποχή του εκφυλισμού, όλα τα αστέρια θα έχουν καεί και όλα τα αντικείμενα αστρικής μάζας θα είναι αστρικά υπολείμματα, δηλαδή λευκοί νάνοι, αστέρια νετρονίων ή μαύρες τρύπες. Σύμφωνα με τους Adams και Laughlin, στην εποχή της μαύρης τρύπας, οι λευκοί νάνοι, τα αστέρια νετρονίων και άλλα μικρότερα αστρονομικά αντικείμενα θα αποσυντεθούν μέσω της διάσπασης των πρωτονίων, αφήνοντας μόνο μαύρες τρύπες. Τελικά και αυτά θα έχουν εξαφανιστεί στη Σκοτεινή Εποχή και θα υπάρχουν μόνο φωτόνια και λεπτόνια.[13]

Έναστρη εποχή

από 106 (1 εκατομμύριο) χρόνια έως 1014 (100 τρισεκατομμύρια) χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη

Το παρατηρήσιμο σύμπαν είναι σήμερα 1,38 · 10¹⁰ (13,8 δισεκατομμύρια) ετών.[17] Επομένως, αυτή τη στιγμή βρισκόμαστε στην έναστρη εποχή. Από το πρώτο αστέρι που σχηματίστηκε μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, τα αστέρια έχουν σχηματιστεί από την κατάρρευση μικρών, πυκνών περιοχών του πυρήνα σε μεγάλα, ψυχρά μοριακά νέφη υδρογόνου. Αυτό δημιουργεί πρώτα ένα πρωτοάστρο, το οποίο είναι καυτό και φωτεινό λόγω της ενέργειας που δημιουργείται από τη συστολή Kelvin-Helmholtz. Όταν αυτό το πρωτόαστρο συστέλλεται επαρκώς, ο πυρήνας του γίνεται αρκετά ζεστός για πυρηνική σύντηξη υδρογόνου και η ζωή του ως αστέρι αρχίζει.[13]

Τα αστέρια πολύ χαμηλής μάζας θα εξαντλήσουν όλο το υδρογόνο τους και θα γίνουν λευκοί νάνοι ηλίου.[18] Τα αστέρια χαμηλής έως μέσης μάζας θα εκτινάξουν μέρος της μάζας τους ως πλανητικό νεφέλωμα και θα γίνουν λευκοί νάνοι μεγαλύτερης μάζας αστέρια θα εκραγούν σε ένα σουπερνόβα τύπου II, σχηματίζοντας ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.[19] Σε κάθε μία από αυτές τις περιπτώσεις, ένα απομεινάρι του αστεριού παραμένει και μόνο μέρος της ύλης του άστρου επιστρέφει στο διαστρικό μέσο. Αργά ή γρήγορα, το αέριο που χρειάζεται για να σχηματιστούν αστέρια τελειώνει.
Μεγαλώνοντας μαζί της τοπικής ομάδας

το 10¹¹ (100 δισεκατομμύρια) έως το 10¹² (1 τρισεκατομμύριο) χρόνια

Οι γαλαξίες της Τοπικής Ομάδας, το σμήνος γαλαξιών στο οποίο ανήκουν ο Γαλαξίας και ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας, είναι βαρυτικά συνδεδεμένοι μεταξύ τους. Ο Γαλαξίας της Ανδρομέδας, που βρίσκεται αυτή τη στιγμή 2,5 εκατομμύρια έτη φωτός από τον γαλαξία μας, κινείται προς τον γαλαξία με ταχύτητα περίπου 300 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, ή 19 δισεκατομμύρια χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, ο γαλαξίας και ο γαλαξίας της Ανδρομέδας θα συγκρουστούν και μαζί θα σχηματίσουν έναν μεγάλο γαλαξία. Το βαρυτικό φαινόμενο αναμένεται να προκαλέσει τη συγχώνευση της τοπικής ομάδας σε έναν γιγάντιο γαλαξία το 10¹¹ (100 δισεκατομμύρια) έως το 10¹² (1 τρισεκατομμύριο) χρόνια.[5]

Υποθέτοντας ότι η σκοτεινή ενέργεια προκαλεί το σύμπαν να διαστέλλεται με επιταχυνόμενο ρυθμό, σε περίπου 150 δισεκατομμύρια χρόνια όλα τα αντικείμενα έξω από την Τοπική Ομάδα θα είναι πέρα ​​από τον κοσμολογικό ορίζοντα. Αυτό καθιστά αδύνατο τα γεγονότα στην Τοπική Ομάδα να έχουν αντίκτυπο σε άλλους γαλαξίες. Ομοίως, γεγονότα μετά από 150 δισεκατομμύρια χρόνια που παρατηρούνται από παρατηρητές σε μακρινούς γαλαξίες δεν θα μπορούν πλέον να επηρεάσουν την Τοπική Ομάδα.[4] Ένας παρατηρητής στην Τοπική Ομάδα μπορεί ακόμα να δει μακρινούς γαλαξίες, αλλά αυτό που παρατηρείται θα γίνει εκθετικά πιο βαρυτικά χρονικά μετατοπισμένο και κόκκινο με την πάροδο του χρόνου,[4] καθώς ο γαλαξίας πλησιάζει στον κοσμολογικό ορίζοντα και ο χρόνος φαίνεται να σταματά εκεί για τον παρατηρητή. Ωστόσο, ο παρατηρητής στην Τοπική Ομάδα δεν θα δει τον μακρινό γαλαξία να εξαφανίζεται πέρα ​​από τον κοσμολογικό ορίζοντα και δεν θα δει ποτέ γεγονότα που συνέβησαν 150 δισεκατομμύρια χρόνια στην εποχή του. Επομένως, η διαγαλαξιακή μεταφορά και επικοινωνία θα είναι αδύνατη μετά από 150 δισεκατομμύρια χρόνια.

Σε 2 1012 (2 τρισεκατομμύρια) χρόνια, η ακτινοβολία από όλους τους γαλαξίες έξω από το Τοπικό Υπερσμήνος θα μετατοπιστεί τόσο προς το κόκκινο που ακόμη και οι ακτίνες γάμμα που εκπέμπουν θα έχουν μήκη κύματος μεγαλύτερα από το παρατηρήσιμο σύμπαν εκείνη την εποχή. Επομένως, αυτοί οι γαλαξίες δεν θα είναι πλέον ανιχνεύσιμοι.[4]
εποχή του εκφυλισμού

Ο σχηματισμός των αστεριών τελειώνει

από το 10¹⁴ (100 τρισεκατομμύρια) έως τα 10⁴⁰ χρόνια

Σε 100 τρισεκατομμύρια χρόνια, ο σχηματισμός των άστρων θα τελειώσει[5] και θα παραμείνουν μόνο υπολείμματα αστεριών. Αυτή η περίοδος, που ονομάζεται εποχή του εκφυλισμού, διαρκεί μέχρι την αποσύνθεση των τελευταίων υπολειμμάτων των άστρων.[20] Τα μακροβιότερα αστέρια στο Σύμπαν είναι ερυθροί νάνοι με τη μικρότερη μάζα (περίπου 0,08 ηλιακές μάζες), που ζουν για περίπου 10¹³ χρόνια.[21] Συμπτωματικά, αυτή η διάρκεια είναι συγκρίσιμη με το χρονικό διάστημα που χρειάζεται για να σχηματιστούν τα αστέρια.[5] Όταν τελειώσει ο σχηματισμός των άστρων και οι ελαφρύτεροι κόκκινοι νάνοι έχουν εξαντλήσει τα καύσιμα τους, η πυρηνική σύντηξη τελειώνει. Οι κόκκινοι νάνοι χαμηλής μάζας θα κρυώσουν και θα γίνουν νεκροί μαύροι νάνοι.[18] Τα μόνα εναπομείναντα αντικείμενα με μεγαλύτερη από πλανητική μάζα θα είναι καφέ νάνοι με μάζες μικρότερες από 0,08 ηλιακές μάζες και αστρικά υπολείμματα. Λευκοί νάνοι, που σχηματίστηκαν από αστέρια με μάζα 0,08 έως 8 ηλιακές μάζες, καθώς και αστέρια νετρονίων και μαύρες τρύπες, που σχηματίστηκαν από αστέρια με αρχική μάζα μεγαλύτερη από 8 ηλιακές μάζες. Οι λευκοί νάνοι αποτελούν το μεγαλύτερο μέρος της μάζας, περίπου το 90%.[6] Χωρίς πηγές ενέργειας, όλα αυτά τα πρώην φωτεινά σώματα θα κρυώσουν και θα γίνουν σκοτεινά.

Το σύμπαν θα σκοτεινιάσει αφού καεί και το τελευταίο αστέρι. Ακόμη και τότε, μπορεί να υπάρξει νέα ακτινοβολία στο σύμπαν. Μια πιθανότητα είναι ότι δύο λευκοί νάνοι κατασκευασμένοι από άνθρακα και οξυγόνο με κοινή μάζα πάνω από το όριο Chandrasekhar, δηλαδή περίπου 1,44 ηλιακές μάζες, συγχωνεύονται. Το αντικείμενο που θα προκύψει θα εκραγεί σε έναν σουπερνόβα τύπου Ia, διακόπτοντας το σκοτάδι της Εποχής του Εκφυλισμού για μερικές εβδομάδες.[22][23] Εάν η συνδυασμένη μάζα είναι κάτω από το όριο Chandrasekhar αλλά μεγαλύτερη από την ελάχιστη μάζα για την πυρηνική σύντηξη σε άνθρακα (περίπου 0,9 ηλιακές μάζες), τότε ένα αστέρι άνθρακα θα σχηματιστεί και πάλι με διάρκεια ζωής περίπου 106 (1 εκατομμύριο) χρόνια.[13] Εάν δύο λευκοί νάνοι ηλίου με συνδυασμένη μάζα τουλάχιστον 0,3 ηλιακών μαζών συγκρουστούν, θα σχηματιστεί ένα αστέρι ηλίου με διάρκεια ζωής μερικών εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών.[13] Εάν δύο αρκετά μεγάλοι καφέ νάνοι συγκρουστούν, σχηματίζεται ένας κόκκινος νάνος που μπορεί να λάμπει για 10¹³ (10 τρισεκατομμύρια) χρόνια.[21][22]

Με την πάροδο του χρόνου, τα αντικείμενα σε έναν γαλαξία ανταλλάσσουν κινητική ενέργεια σε μια διαδικασία που ονομάζεται δυναμική χαλάρωση, έτσι ώστε η κατανομή της ταχύτητάς τους να φτάνει στην κατανομή Maxwell-Boltzmann.[24] Η δυναμική χαλάρωση μπορεί να συμβεί είτε μέσω στενών συναντήσεων μεταξύ δύο αστεριών είτε μέσω λιγότερο δυνατών αλλά πιο συχνών συναντήσεων.[25] Σε περίπτωση στενής συνάντησης, δύο καφέ νάνοι ή αστρικά υπολείμματα συναντώνται και οι τροχιές των εμπλεκόμενων αντικειμένων αλλάζουν ελαφρώς. Μετά από πολλές συναντήσεις, τα βαριά αντικείμενα χάνουν την κινητική ενέργεια ενώ τα ελαφριά αντικείμενα αποκτούν κινητική ενέργεια.[13]

Λόγω της δυναμικής χαλάρωσης, ορισμένα αντικείμενα θα αποκτήσουν αρκετή ενέργεια για να φτάσουν στην ταχύτητα διαφυγής των γαλαξιών και να εγκαταλείψουν τον γαλαξία, αφήνοντας πίσω τους έναν μικρότερο, πυκνότερο γαλαξία. Ως αποτέλεσμα, τα περισσότερα αντικείμενα (90% έως 99%) εγκαταλείπουν τον γαλαξία, ενώ ένα μικρό υπόλοιπο (1% έως 10%) παραμένει και πέφτει στην κεντρική υπερμεγέθη μαύρη τρύπα.[5][13] Θεωρείται ότι η ύλη από τα αστρικά υπολείμματα συλλέγεται σε έναν δίσκο προσαύξησης και σχηματίζει ένα κβάζαρ εφόσον υπάρχει αρκετή ύλη.[26]
Εποχή μαύρης τρύπας

στα 10⁴⁰ έως 10¹⁰⁰ χρόνια

Μετά από 1040 χρόνια, οι μαύρες τρύπες θα κυριαρχούν στο σύμπαν. Αυτά εξατμίζονται αργά μέσω της ακτινοβολίας Hawking.[5] Μια μαύρη τρύπα με περίπου τη μάζα του Ήλιου διαρκεί περίπου 2 x 10⁶⁶ χρόνια. Επειδή η διάρκεια ζωής μιας μαύρης τρύπας είναι ανάλογη με τον κύβο της μάζας της, οι μεγαλύτερες μαύρες τρύπες χρειάζονται περισσότερο χρόνο για να διασπαστούν. Μια υπερμεγέθης μαύρη τρύπα με μάζα 100 δισεκατομμυρίων ηλιακών μαζών εξατμίζεται σε 2 · 10⁹⁹ χρόνια.[27]

Η ακτινοβολία Hawking αντιστοιχεί στη θερμική ακτινοβολία. Για το μεγαλύτερο μέρος της διάρκειας ζωής της μαύρης τρύπας, έχει χαμηλή θερμοκρασία και η ακτινοβολία αποτελείται κυρίως από σωματίδια χωρίς μάζα, όπως τα φωτόνια και τα υποθετικά γκραβιτόνια. Καθώς η μάζα της μαύρης τρύπας μειώνεται, η θερμοκρασία της αυξάνεται. όταν η μάζα έχει πέσει στα 1019 κιλά, είναι περίπου ίση με αυτή του Ήλιου. Στη συνέχεια, η τρύπα παρέχει μια προσωρινή πηγή φωτός κατά τη διάρκεια του γενικού σκότους της εποχής της μαύρης τρύπας. Στο τέλος της ζωής τους, οι μαύρες τρύπες εκπέμπουν όχι μόνο σωματίδια χωρίς μάζα, αλλά και βαρύτερα σωματίδια όπως ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια, πρωτόνια και αντιπρωτόνια.[13]

Σε μια περίοδο περίπου 1065 ετών, τα υποτιθέμενα άκαμπτα αντικείμενα, όπως οι πέτρες, θα μπορούν να αναδιατάξουν τα άτομα και τα μόριά τους μέσω του φαινομένου της σήραγγας και να συμπεριφέρονται σαν υγρό, μόνο πιο αργά.[16]
Η ύλη διασπάται σε σίδηρο

σε 10¹⁵⁰⁰ χρόνια

Σε 10¹⁵⁰⁰ χρόνια, η ψυχρή σύντηξη θα μπορούσε να μετατρέψει ελαφριά στοιχεία σε σίδηρο-56 μέσω του φαινομένου της σήραγγας. Η πυρηνική σχάση και η ακτινοβολία άλφα θα προκαλέσουν επίσης τη διάσπαση των βαρέων στοιχείων σε σίδηρο, αφήνοντας τα αστρικά αντικείμενα ως κρύες σιδερένιες μπάλες, τα λεγόμενα σιδερένια αστέρια.
Κατάρρευση σιδερένιων αστεριών σε μαύρες τρύπες

σε ${\displaystyle 10^{10^{26}}}$ έως ${\displaystyle 10^{10^{76}}}$ έτη

Το φαινόμενο της σήραγγας θα μετατρέψει επίσης μεγάλα αντικείμενα σε μαύρες τρύπες. Αυτό θα μπορούσε να πραγματοποιηθεί σε ${\displaystyle 10^{10^{26}}}$ έως ${\displaystyle 10^{10^{76}}}$ έτη. Το φαινόμενο της σήραγγας θα μπορούσε επίσης να προκαλέσει την κατάρρευση των αστεριών από σίδηρο σε αστέρια νετρονίων, η οποία αναμένεται να συμβεί σε περίπου ${\displaystyle 10^{10^{76}}}$ χρόνια.[16] Τώρα οι ίδιοι οι καιροί έχουν φτάσει σε αστρονομικά πρότυπα. Εάν θέλετε να εκτυπώσετε τον αριθμό ${\displaystyle 10^{10^{26}}}$ χωρίς αναπαράσταση ισχύος σε χάρτινες σελίδες σε μορφή DIN A4 (1500 χαρακτήρες ανά σελίδα), η στοίβα των σελίδων θα εκτεινόταν περίπου 1.000 έτη φωτός στο διάστημα πέρα ​​από το αστέρι Rigel. Η τρέχουσα διαστολή του παρατηρήσιμου σύμπαντος θα ήταν τάξεις μεγέθους πολύ μικρές για μια τέτοια αναπαράσταση του αριθμού ${\displaystyle 10^{10^{76}}}$.
Οι υπερμεγέθεις μαύρες τρύπες (ιδού η εντύπωση ενός καλλιτέχνη) είναι το μόνο που έχει απομείνει από τους γαλαξίες μετά την αποσύνθεση όλων των πρωτονίων, αλλά ακόμη και αυτοί οι γίγαντες δεν είναι αθάνατοι.
Αλλάζει όταν τα νουκλεόνια είναι ασταθή

Πολλά σενάρια Big Freeze υποθέτουν την ύπαρξη διάσπασης πρωτονίων. Αναμένεται επίσης ότι τα νετρόνια που συνδέονται στον πυρήνα επίσης διασπώνται με χρόνο ημιζωής συγκρίσιμο με αυτόν του πρωτονίου.[28]

Με ασταθή πρωτόνια, η εποχή του εκφυλισμού θα ήταν σημαντικά μικρότερη. Οι συγκεκριμένοι χρόνοι εξαρτώνται από τον υποκείμενο χρόνο ημιζωής των νουκλεονίων. Τα πειράματα δείχνουν ένα χαμηλότερο όριο για αυτόν τον χρόνο ημιζωής τουλάχιστον 1034 ετών.[29] Στην αναζήτηση μιας «μεγάλης ενοποιημένης θεωρίας», το πρωτόνιο θεωρείται ότι έχει χρόνο ημιζωής μικρότερο από 1041 χρόνια.[28] Σε αυτό το σενάριο, το πρωτόνιο θεωρείται ότι έχει χρόνο ημιζωής περίπου 1037 χρόνια.[28] Μικρότεροι ή μεγαλύτεροι χρόνοι ημιζωής επιταχύνουν ή επιβραδύνουν τη διαδικασία.

Υπολογίζεται ότι υπάρχουν σήμερα 1080 πρωτόνια στο σύμπαν.[30] Με τον χρόνο ημιζωής του πρωτονίου που υποτέθηκε παραπάνω, θα έχουν περάσει περίπου 1000 χρόνοι ημιζωής εάν το σύμπαν είναι 1040 ετών. Αυτό σημαίνει ότι ο αριθμός των πρωτονίων έχει μειωθεί στο μισό 1000 φορές. Δεδομένου ότι τα αδέσμευτα νετρόνια διασπώνται μέσα σε λίγα λεπτά, πρακτικά δεν θα μείνουν νουκλεόνια σε αυτό το σημείο. Όλη η βαρυονική ύλη έχει μετατραπεί σε φωτόνια και λεπτόνια. Ορισμένα μοντέλα προβλέπουν το σχηματισμό σταθερού ποζιτρονίου με διάμετρο μεγαλύτερη από το σημερινό παρατηρήσιμο σύμπαν σε 1085 χρόνια και ότι θα διασπαστεί σε ακτινοβολία γάμμα σε 10¹⁴¹ χρόνια.[5][6]

Υπάρχουν επίσης προβλέψεις σχετικά με άλλες πιθανότητες διάσπασης του πρωτονίου, για παράδειγμα για διεργασίες όπως εικονικές μαύρες τρύπες ή άλλες διεργασίες υψηλότερου επιπέδου με χρόνο ημιζωής μικρότερο από 10.200 χρόνια.[5]
Σκοτεινή εποχή και θερμός θάνατος

πριν από 10¹⁰⁰ χρόνια

Αφού εξατμιστούν όλες οι μαύρες τρύπες (και αφού, στην περίπτωση των ασταθών πρωτονίων, όλη η ύλη από τα νουκλεόνια έχει διαλυθεί), το σύμπαν θα είναι ουσιαστικά άδειο. Τα φωτόνια, τα νετρίνα, τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια θα πετάξουν γύρω και δύσκολα θα συναντηθούν μεταξύ τους. Η σκοτεινή ύλη, τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια έχουν τότε την υψηλότερη βαρύτητα.[31]

Σε αυτήν την εποχή, η δραστηριότητα στο σύμπαν μειώνεται δραματικά (σε σύγκριση με προηγούμενες εποχές) και υπάρχουν μεγάλα χρονικά διαστήματα μεταξύ διεργασιών με πολύ μικρές μετατροπές ενέργειας. Τα ηλεκτρόνια και τα ποζιτρόνια που πετούν μέσα στο διάστημα θα συναντηθούν και, σε ορισμένες περιπτώσεις, θα σχηματίσουν ποζιτρόνιο. Αυτό είναι ασταθές επειδή τα συστατικά αλληλοεξουδετερώνονται.[32] Σε αυτό το σημείο, το σύμπαν φτάνει σε πολύ χαμηλή ενεργειακή πυκνότητα.

Το τι θα μπορούσε να συμβεί μετά από αυτό είναι καθαρά εικασιακό. Είναι πιθανό ότι το Big Rip θα συμβεί πολύ στο μέλλον. Άλλες δυνατότητες περιλαμβάνουν ένα δεύτερο φούσκωμα ή, υποθέτοντας ότι το κενό είναι ψευδές κενό, η διάσπαση του κενού σε μια χαμηλότερη ενεργειακή κατάσταση.[33]

Στις σημερινές χαμηλές ενεργειακές πυκνότητες, τα κβαντικά γεγονότα γίνονται πιο σημαντικά από τα αμελητέα μικροσκοπικά γεγονότα, και κατά συνέπεια κυριαρχούν οι νόμοι της κβαντικής φυσικής.[8]

Το σύμπαν μπορεί να είναι σε θέση να ξεφύγει από τον θερμικό θάνατο μέσω κβαντικών διακυμάνσεων, οι οποίες μπορούν να προκαλέσουν μια νέα Μεγάλη Έκρηξη σε περίπου ${\displaystyle 10^{10^{56}}}$ χρόνια.[34]

Σύμφωνα με το θεώρημα της υποτροπής, μια αυθόρμητη μείωση της εντροπίας θα μπορούσε να συμβεί σε άπειρο χρόνο, που προκαλείται από διακυμάνσεις (βλ. επίσης θεώρημα διακύμανσης).[35][36][37][38]

Ingo Müller: Grundzüge der Thermodynamik: Mit historischen Anmerkungen. Springer DE, 2001, ISBN 978-3-642-56474-1, S. 156–157 (google.de).
Martin Carrier: Wärmetod, in: Jürgen Mittelstraß (Hrsg.): Enzyklopädie Philosophie und Wissenschaftstheorie. 2. Auflage. Band 8: Th – Z. Stuttgart, Metzler 2018, ISBN 978-3-476-02107-6, S. 422 f. (mit Literaturnachweisen).

Einzelnachweise
James Glanz: Breakthrough of the year 1998. Astronomy: Cosmic Motion Revealed. In: Science. 282. Jahrgang, Nr. 5397, 1998, S. 2156–2157, doi:10.1126/science.282.5397.2156a, bibcode:1998Sci...282.2156G (sciencemag.org).
WMAP – Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Abgerufen am 17. Juli 2008.
Sean Carroll: The cosmological constant. In: Living Reviews in Relativity. 4. Jahrgang, 2001 (caltech.edu [abgerufen am 30. August 2017]).
Life, the Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-expanding Universe, Lawrence M. Krauss and Glenn D. Starkman, Astrophysical Journal, 531 (1. März 2000), pp. 22–30. doi:10.1086/308434. bibcode:2000ApJ...531...22K.
A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics 69, #2 (April 1997), pp. 337–372. bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337 arxiv:astro-ph/9701131.
Adams & Laughlin (1997), §IIE.
Adams & Laughlin (1997), §IV.
Adams & Laughlin (1997), §VID.
Martin Carrier: Wärmetod, in: Jürgen Mittelstraß (Hrsg.): Enzyklopädie Philosophie und Wissenschaftstheorie. 2. Auflage. Band 8: Th - Z. Stuttgart, Metzler 2018, ISBN 978-3-476-02107-6, S. 422
Chapter 7, Calibrating the Cosmos, Frank Levin, New York: Springer, 2006, ISBN 0-387-30778-8.
Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results, G. Hinshaw et al., The Astrophysical Journal Supplement Series (2008), arxiv:0803.0732, bibcode:2008arXiv0803.0732H.
Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters arxiv:1502.01589.
The Five Ages of the Universe, Fred Adams and Greg Laughlin, New York: The Free Press, 1999, ISBN 0-684-85422-8.
Adams & Laughlin (1997), §VA.
Possible Ultimate Fate of the Universe, Jamal N. Islam, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 18 (März 1977), pp. 3–8, bibcode:1977QJRAS..18....3I
Time without end: Physics and biology in an open universe, Freeman J. Dyson, Reviews of Modern Physics 51 (1979), pp. 447–460, doi:10.1103/RevModPhys.51.447.
Planck collaboration: Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters. In: Astronomy & Astrophysics. 2013, doi:10.1051/0004-6361/201321591, arxiv:1303.5076, bibcode:2014A&A...571A..16P.
The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (10. Juni 1997), pp. 420–432. bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, and D. H. Hartmann: How Massive Single Stars End Their Life. In: Astrophysical Journal 591, #1 (2003), pp. 288–300. bibcode:2003ApJ...591..288H
Adams & Laughlin (1997), § III–IV.
Adams & Laughlin (1997), §IIA and Figure 1.
Adams & Laughlin (1997), §IIIC.
The Future of the Universe, M. Richmond, „Physics 240“, Rochester Institute of Technology. Abgerufen am 8. Juli 2008.
p. 428, A deep focus on NGC 1883, A. L. Tadross, Bulletin of the Astronomical Society of India 33, #4 (Dezember 2005), pp. 421–431, bibcode:2005BASI...33..421T.
Reading notes (Memento vom 3. März 2016 im Internet Archive), Liliya L. R. Williams, Astrophysics II: Galactic and Extragalactic Astronomy, University of Minnesota, abgerufen am 20. Juli 2008.
Deep Time, David J. Darling, New York: Delacorte Press, 1989, ISBN 978-0-385-29757-8.
Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole, Don N. Page, Physical Review D 13 (1976), pp. 198–206. doi:10.1103/PhysRevD.13.198.
Adams & Laughlin (1997), §IVA.
G Senjanovic Proton decay and grand unification, Dezember 2009
Solution, exercise 17, One Universe: At Home in the Cosmos, Neil de Grasse Tyson, Charles Tsun-Chu Liu, and Robert Irion, Washington, D.C.: Joseph Henry Press, 2000. ISBN 0-309-06488-0.
Adams & Laughlin (1997), §VD.
Adams & Laughlin (1997), §VF3.
Adams & Laughlin (1997), §VE.
Carroll, Sean M. and Chen, Jennifer (2004). Spontaneous Inflation and Origin of the Arrow of Time
Tegmark, Max (2003) Parallel Universes
Werlang, T., Ribeiro, G. A. P. and Rigolin, Gustavo (2012) Interplay between quantum phase transitions and the behavior of quantum correlations at finite temperatures
Xing, Xiu-San (2007) Spontaneous entropy decrease and its statistical formula
Linde, Andrei (2007) Sinks in the Landscape, Boltzmann Brains, and the Cosmological Constant Problem

Εγκυκλοπαίδεια Αστρονομίας

Κόσμος

Αλφαβητικός κατάλογος

Hellenica World - Scientific Library

Από τη ελληνική Βικιπαίδεια http://el.wikipedia.org . Όλα τα κείμενα είναι διαθέσιμα υπό την GNU Free Documentation License