Katta siqilish

thumb| Katta siqilish animatsiyasi
Katta siqilish - bu koinotning yakuniy taqdirining faraziy ssenariysi bo'lib, unga ko'ra koinotning kengayishi oxir-oqibat teskari tomonga o'zgaradi va koinot qayta siqiladi, natijada kosmik miqyos omili nolga yetadi, bu hodisadan keyin koinot reformatsiyasi boshlanadi, yangi Katta Portlash sodir bo'ladi. Dalillarning aksariyati bu farazning to'g'ri emasligini ko'rsatadi. Buning o'rniga, astronomik kuzatishlar koinotning kengayishi tortishish kuchi ta'sirida sekinlashmasdan emas, balki tezlashayotganini ko'rsatadi, bu koinotning issiqlik o'limi bilan yakunlanishi ehtimoli ancha yuqori ekanligini ko'rsatadi.

 Umumiy tasavvur 
Big Crunch ssenariysi butun koinotdagi materiyaning zichligi yetarlicha yuqori bo'lib, tortishish kuchi Katta portlash bilan boshlangan kengayishni yengib o'tishini taxmin qiladi. FLRW kosmologiyasi o'rtacha energiya zichligi, Habbl parametri va kosmologik doimiylik asosida kengayish oxir-oqibat to'xtab qoladimi yoki yo'qligini taxmin qilishi mumkin. Agar metrik kengayish to'xtagan bo'lsa, u holda qisqarish muqarrar ravishda sodir bo'ladi, vaqt o'tishi bilan tezlashadi va koinotni o'ziga xos gravitatsion kollaps bilan tugallanadi.

"Katta sakrash" deb nomlangan aniqroq nazariya shuni ko'rsatadiki, olam o'zi boshlangan holatga tushib, keyin yana bir Katta portlashni boshlashi mumkin, shuning uchun koinot abadiy davom etadi, lekin kengayish bosqichlaridan o'tadi (Katta portlash) va qisqarish (Katta Siqilish).

1990-yillarning oxiri va 2000-yillarning boshidagi eksperimental dalillar (yaʼni, uzoqdagi oʻta yangi yulduzlarni standart shamlar sifatida kuzatish va kosmik mikrotoʻlqinli fonning toʻgʻri yechilgan xaritasi) koinotning kengayishini sekinlashtirmaydi degan xulosaga olib keldi, tortishish kuchi aksincha ortadi. 2011-yilgi fizika bo'yicha Nobel mukofoti ushbu kashfiyotga hissa qo'shgan tadqiqotchilarga berildi.

Fizik Rojer Penrouz umumiy nisbiylikka asoslangan nazariyani ilgari surdi, unga ko'ra koinot barcha materiya parchalanib, yorug'likka aylanmaguncha kengayib boradi. Koinotdagi hech narsa u bilan bog'liq bo'lmagan vaqt yoki masofa shkalasiga ega bo'lmagani uchun, u Katta portlash bilan bir xil bo'ladi (natijada keyingi Katta portlash bo'lib, keyingi siklni boshlaydigan Katta Siqilish turiga olib keladi).Penrose, Roger. "Cycles of Time: An Extraordinary New View of the Universe Hardcover." (2011). Penrouze va Gurzadyan konformal siklik kosmologiyaning belgilarini kosmik mikroto'lqinli fonda potensial ravishda topish mumkinligini taklif qildilar; 2020-yil holatiga ko'ra, ular aniqlanmagan.

 Fizik nazariyalardan empirik ssenariylarga 
Agar skalyar maydon tomonidan rivojlanayotgan va noldan yetarlicha pastga o'tadigan monoton kamayuvchi potensial tomonidan boshqariladigan kvintessensiya shakli qora energiya va joriy ma'lumotlarning (ayniqsa, qora energiyadagi kuzatuv cheklovlari) (asosiy) tushuntirishi ham to'g'ri bo'lsa, tezlashuvchi kengayish sodir bo'ladi. Koinotning qisqarishi yaqin kelajakdagi 100 million yil ichida qisqarishga teskari bo'ladi. Andrey-Ijas-Steinhardt tadqiqotiga ko'ra, ssenariy "tabiiy ravishda siklik kosmologiyalar va kvant tortishish haqidagi so'nggi taxminlarga" mos keladi. Tadqiqot shuni ko'rsatadiki, sekin qisqarish fazasi "koinot kengayishning yangi bosqichiga o'tgunga qadar 1 milliard yil muddatgacha davom etadi".

 Effektlar 
Pol Devis taxminan 100 milliard yil o'tgach sodir bo'ladigan, Katta siqilish sodir bo'ladigan ssenariyni ko'rib chiqdi. Uning modelida qisqaruvchi koinot taxminan teskari kengayish bosqichiga o'xshab rivojlanadi. Birinchi navbatda, galaktikalar klasterlari, keyin esa galaktikalar birlashadi va CMB fotonlari ko'k rangga o'tishi bilan kosmik mikroto'lqinli fonning (CMB) harorati ko'tarila boshlaydi. Yulduzlar oxir-oqibat bir-biriga shunchalik yaqinlashadiki, ular bir-biri bilan to'qnashishni boshlaydilar. CMB M tipidagi yulduzlarga qaraganda issiqroq bo'lgandan so'ng (Devis modelidagi Katta siqilishdan taxminan 500 000 yil oldin), ular endi o'z issiqliklarini tarqata olmaydilar va bug'lanib ketguncha o'zlarini "pishiradilar"; Bu O-tipli yulduzlar Katta siqilishdan taxminan 100 000 yil oldin qaynab ketguncha ketma-ket issiqroq yulduzlarga aylanishda davom etadi. So'nggi daqiqalarda koinotning harorati shunchalik yuqori bo'larki, atomlar va atom yadrolari parchalanib, allaqachon birlashayotgan qora tuynuklarga singib ketadi. Katta siqilish paytida koinotdagi barcha materiya Katta portlashga o'xshash cheksiz issiq, cheksiz zichlikdagi yagonalikka aylanadi. Katta inqirozdan keyin yangi koinotni yaratadigan yana bir Katta portlash sodir bo'lishi mumkin.

 Yana qarang 
 

 

Turkum:Fizik kosmologiya