Tương lai của một vũ trụ giãn nở

Quan sát cho rằng việc mở rộng của vũ trụ sẽ tiếp tục mãi mãi. Nếu vậy, vũ trụ sẽ lạnh khi nó mở rộng, cuối cùng trở nên quá lạnh để duy trì sự sống. Vì lý
do này, kịch bản này trong tương lai là phổ biến được gọi là Vụ đóng băng lớn hay Big Freeze.

Nếu năng lượng tối đại diện bởi hằng số vũ trụ, một mật độ năng lượng không đổi làm đầy không gian đồng nhất, hoặc các lĩnh vực vô hướng, chẳng hạn như Quintessence hoặc Moduli, năng động, số lượng có mật độ năng lượng có thể khác nhau trong thời gian và không gian tăng tốc độ mở rộng của vũ trụ, không gian giữa các cụm thiên hà sẽ giãn nở với một tốc độ ngày càng tăng. Dịch chuyển đỏ sẽ kéo dài, photon đến (ngay cả tia gamma) lặng bước sóng dài và năng lượng thấp. § IID, Theo lý thuyết dự đoán phân rã proton, tàn dư sao bỏ lại phía sau sẽ biến mất, để lại đằng sau là lỗ đen và chính các lỗ đen đó cũng sẽ dần dần biến mất qua bức xạ Hawking. Cuối cùng, vũ trụ đạt đến một trạng thái trong đó nhiệt độ tiếp cận một giá trị chung, không có thêm hoạt động xảy ra, kết quả cuối cùng là cái chết nhiệt của vũ trụ.

Vũ trụ học
Mở rộng vô hạn không xác định không gian độ cong của vũ trụ. Nó có thể được mở (với độ cong không gian âm), phẳng, hoặc đóng (tích cực không gian cong), mặc dù nếu nó đóng, phải có mặt năng lượng tối để chống lại lực hấp dẫn của vật chất. Vũ trụ mở và phẳng sẽ mở rộng mãi mãi ngay cả khi không có mặt năng lượng tối.

Quan sát của bức xạ nền vũ trụ WMAP cho rằng vũ trụ là không gian phẳng và có một số lượng đáng kể năng lượng tối. Trong trường hợp này, vũ trụ sẽ tiếp tục mở rộng với một tốc độ tăng. Sự tăng tốc của việc mở rộng của vũ trụ đã cũng được xác nhận bởi quan sát xa về siêu tân tinh. và nhà vật lý Freeman Dyson Gần đây, các nhà vật lý học thiên thể Fred Adams và Gregory Laughlin đã chia lịch sử quá khứ và tương lai của một vũ trụ mở rộng vào năm thời kỳ. Đầu tiên, Kỷ nguyên Primordial, là thời gian trong quá khứ ngay sau khi Vụ Nổ Lớn khi sao vẫn chưa hình thành. Thứ hai, Kỷ nguyên Sao, bao gồm ngày nay và tất cả các ngôi sao và thiên hà chúng ta thấy. Đây là thời gian trong đó các ngôi sao hình thành từ sự sụp đổ các đám mây khí. Sau đó là Kỷ nguyên suy biến, các ngôi sao sẽ cháy hết năng lượng, để lại tất cả các ngôi sao có khối lượng là tàn dư sao - sao lùn trắng, sao neutron và lỗ đen. Trong Kỷ nguyên Lỗ đen, sao lùn trắng, sao neutron, nhỏ hơn và các vật thể thiên văn khác sẽ bị phá hủy bởi sự phân rã proton, chỉ để lại các lỗ đen. Cuối cùng, trong Kỷ nguyên bóng tối, lỗ đen cũng sẽ biến mất thông qua bức xạ Hawking, chỉ để lại khí loãng của photon và lepton.

Thời gian biểu

Kỷ nguyên Sao

Từ 106 (1 triệu) năm 1014 (100 nghìn tỷ) năm sau Vụ Nổ Lớn

Xem thêm: Thời gian đồ họa của kỷ nguyên Sao

Tuổi của vũ trụ là 1,37 × 1010 năm tuổi (13,7 tỷ). Sao thấp với khối lượng trung bình sẽ trục xuất một số khối lượng của chúng như là một tinh vân hành tinh và cuối cùng trở thành sao lùn trắng, ngôi sao có khối lượng lớn hơn sẽ nổ trong một siêu tân tinh lõi sụp đổ, để lại đằng sau sao neutron hoặc lỗ đen. Trong bất kỳ trường hợp nào, mặc dù một số vấn đề của ngôi sao có thể được trả lại môi trường giữa các sao, thoái hóa còn lại sẽ được bỏ lại phía sau có khối lượng không được trả lại môi trường bình thường. Vì vậy, việc cung cấp khí có sẵn để hình thành sao đang dần bị cạn kiệt.

Ngân Hà và thiên hà Tiên Nữ hợp nhất thành một

4 - 8 tỉ năm nữa (17,8 - 21,8 tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn)

Thiên hà Tiên Nữ hiện đang cách Ngân Hà của chúng ta khoảng 2,5 triệu năm ánh sáng. Cả hai đang di chuyển về phía nhau với tốc độ khoảng 300&nbsp;km (186 dặm) mỗi giây.Khoảng 5 tỷ năm kể từ bây giờ, hoặc 19 tỷ năm sau Vụ nổ lớn, Dải Ngân hà và Thiên hà Tiên nữ sẽ va chạm với nhau và hợp nhất thành một thiên hà lớn dựa trên các bằng chứng hiện tại. Cho đến năm 2012, không có cách nào để xác nhận liệu vụ va chạm có thể sẽ xảy ra hay không. Vào năm 2012, các nhà nghiên cứu đã đưa ra kết luận rằng vụ va chạm là xác định sau khi sử dụng Kính viễn vọng Không gian Hubble quan sát từ năm 2002 đến năm 2010 để theo dõi chuyển động của Tiên nữ. Điều này dẫn đến sự hình thành của siêu thiên hà Ngân Hà - Tiên Nữ (Tiếng Anh: Milkdromeda hay Milkomeda).

22 tỷ năm trong tương lai là thời điểm kết thúc sớm nhất có thể có của Vũ trụ trong kịch bản Vụ rách lớn, với mô hình năng lượng tối có giá trị giả sử là w = −1,5.

Sự phân rã chân không giả có thể xảy ra trong 20 đến 30 tỷ năm nếu trường boson Higgs có thể không bền vững.

Sự hợp nhất của Nhóm địa phương

1011 (100 tỷ) đến 1012 (1 nghìn tỷ) năm

Các thiên hà trong Nhóm Địa phương, cụm thiên hà bao gồm dải Ngân hà và Thiên hà Tiên nữ, liên kết hấp dẫn với nhau. Dự kiến trong khoảng từ 1011 (100 tỷ) đến 1012 (1 nghìn tỷ) năm kể từ bây giờ, quỹ đạo của chúng sẽ phân rã và toàn bộ Nhóm Địa phương sẽ hợp nhất thành một thiên hà lớn.

Các thiên hà bên ngoài Siêu đám Địa phương sẽ không thể phát hiện

2 × 1012 (2 nghìn tỷ) năm

Giả sử rằng năng lượng tối tiếp tục làm cho vũ trụ mở rộng với tốc độ gia tốc, 2 × 1012 (2 nghìn tỷ) năm kể từ bây giờ, tất cả các thiên hà bên ngoài Siêu đám Địa phương sẽ có dịch chuyển đỏ đến một mức độ mà ngay cả tia gamma chúng phát ra sẽ có bước sóng dài hơn so với kích thước của vũ trụ quan sát được. Do đó, những thiên hà này sẽ không còn được phát hiện trong bất kỳ cách nào.

Kỷ nguyên Thoái hóa

Từ 1014 (100 nghìn tỷ) 1040 năm

1014 (100 nghìn tỷ) năm kể từ bây giờ, sự hình thành sao sẽ kết thúc, để lại tất cả các đối tượng sao trong các hình thức thoái hóa còn sót lại. Giai đoạn này, được gọi là kỷ nguyên suy thoái, sẽ kéo dài đến thoái hóa còn sót lại cuối cùng là phân rã.

Sao không còn hình thành

1014 (100 nghìn tỷ) năm

Người ta ước tính rằng trong 1014 (100 nghìn tỷ) năm hoặc ít hơn, sự hình thành sao sẽ kết thúc. Thật trùng hợp, điều này có thể so sánh với chiều dài thời gian hình thành sao diễn ra. Nếu khối lượng kết hợp không vượt quá giới hạn Chandrasekhar nhưng lớn hơn mức tối thiểu đại chúng để hợp carbon (khoảng 0,9 khối lượng mặt trời), một ngôi sao carbon có thể được sản xuất, với cuộc đời của khoảng 106 (1 triệu) năm.

Sao trong các Thiên hà bị văng ra ngoài hoặc rơi vào lỗ đen

1019 đến 1020 năm

Theo thời gian, các đối tượng trong một thiên hà trao đổi năng lượng động học trong một quá trình gọi là thư giãn động, làm cho cách tiếp cận phân phối tốc độ của họ phân bố Maxwell-Boltzmann. Dynamical thư giãn có thể tiến hành bằng cuộc gặp gỡ gần gũi của hai ngôi sao hoặc ít bạo lực nhưng thường xuyên hơn xa cuộc gặp gỡ. Trong trường hợp của một cuộc gặp gỡ gần gũi, hai sao lùn nâu hoặc tàn dư sao sẽ vượt qua gần với nhau. Khi điều này xảy ra, quỹ đạo của các đối tượng tham gia trong cuộc gặp gỡ gần thay đổi một chút. Sau khi một số lượng lớn các cuộc gặp gỡ, đối tượng nhẹ hơn có xu hướng để đạt được năng lượng động lực trong khi các đối tượng nặng hơn mất nó., trang 85-87

Bởi vì thư giãn động, một số đối tượng sẽ đạt được đủ năng lượng để đạt được vận tốc vũ trụ thiên hà và khởi hành thiên hà, để lại đằng sau một thiên hà nhỏ hơn dày đặc hơn,. Kể từ cuộc gặp gỡ thường xuyên hơn trong thiên hà dày đặc hơn, quá trình này sau đó tăng tốc. Kết quả cuối cùng là hầu hết các đối tượng được lấy ra từ thiên hà, để lại một phần nhỏ (có lẽ 1% đến 10%) mà rơi vào trung tâm lỗ đen siêu lớn.

Bức xạ Hawking có một quang phổ nhiệt. Trong hầu hết cuộc đời của một lỗ đen, bức xạ có nhiệt độ thấp và chủ yếu là trong các hình thức của các hạt không có khối lượng như photon và hạt giả thuyết graviton. Khi giảm khối lượng của lỗ đen, sẽ làm tăng nhiệt độ của nó, trở thành so sánh với Mặt Trời bởi thời gian khối lượng lỗ đen đã giảm xuống còn 1019 kg. Lỗ sau đó cung cấp một nguồn tạm thời của ánh sáng trong bóng tối chung của kỷ nguyên Lỗ đen. Trong giai đoạn cuối cùng của sự bốc hơi của nó, một lỗ đen sẽ phát ra không chỉ các hạt không có khối lượng, nhưng cũng nặng hạt như electron, positron, proton và phản proton.

Thời kỳ này, với chỉ rất khuếch tán vấn đề còn lại, hoạt động trong vũ trụ sẽ có đuôi đi đáng kể (so với thời kỳ trước), với mức năng lượng rất thấp và quy mô thời gian rất lớn. Electron và positron trôi qua không gian sẽ gặp nhau và đôi khi tạo thành cấu trúc nguyên tử positronium. Những cấu trúc này không ổn định, tuy nhiên, các hạt cấu thành của họ cuối cùng cũng bị tiêu diệt. các hạt sơ cấp khác cũng sẽ phân hủy, mặc dù rất chậm.

Vũ trụ đã đạt đến một trạng thái năng lượng cực kỳ thấp. Điều gì sẽ xảy ra sau này đều mang tính giả thuyết. Có thể là một sự kiện Vụ Rách Lớn có thể xảy ra trong tương lai. Ngoài ra, vũ trụ có thể sẽ lại rơi vào kỷ nguyên lạm phát lần thứ hai hoặc giả định rằng hiện nay chân không là một chân không sai, chân không có thể phân hủy thành một trạng thái năng lượng thấp hơn. Cuối cùng, vũ trụ rơi vào trạng thái này mãi mãi, đạt đúng cái chết nhiệt. Có lẽ, các trạng thái năng lượng cực thấp ngụ ý rằng các sự kiện địa phương lượng tử hóa trở thành hiện tượng vĩ mô lớn hơn là sự kiện vi không đáng kể bởi vì các nhiễu loạn nhỏ nhất sẽ tạo ra những sự thay đổi lớn nhất trong Kỷ nguyên này, do đó không thể dự đoán điều gì có thể sẽ xảy ra với không gian hoặc thời gian. Người ta ngầm nhận thức rằng, các định luật của vật lý vĩ mô "sẽ bị phá vỡ, các định luật của vật lý lượng tử" sẽ chiếm ưu thế.

Kỷ nguyên lỗ đen

Sự sụp đổ của ngôi sao sắt lỗ đen

10^{10^{30}} đến 10^{10^{105}}năm kể từ bây giờ

Đường hầm lượng tử cũng nên biến các vật thể lớn thành các lỗ đen, (trong các khoảng thời gian này) sẽ bay hơi ngay lập tức thành các hạt hạ nguyên tử. Tùy thuộc vào các giả định được đưa ra, thời gian điều này xảy ra có thể được tính từ 10^{10^{26}} năm đến 10^{10^{76}} năm. Đường hầm lượng tử cũng có thể làm cho các ngôi sao sắt sụp đổ thành các ngôi sao neutron trong khoảng 10^{10^{76}} năm. Điểm kỳ dị này sẽ diễn ra ở một hệ số quy mô hữu hạn.

Nếu trạng thái chân không hiện tại là chân không giả, chân không có thể phân rã thành trạng thái năng lượng thấp hơn.

Trong một khoảng thời gian vô hạn, có thể có một sự giảm entropy tự phát, bởi sự tái phát Poincaré hoặc thông qua các dao động nhiệt (xem thêm định lý dao động).

Các sao lùn đen khổng lồ cũng có khả năng phát nổ thành siêu tân tinh sau tới 1032000 năm, giả sử các proton không phân rã.

Các khả năng trên dựa trên một dạng năng lượng tối đơn giản. Tuy nhiên, vật lý của năng lượng tối vẫn là một lĩnh vực nghiên cứu rất tích cực và dạng năng lượng tối thực tế có thể phức tạp hơn nhiều. Ví dụ, trong quá trình lạm phát, năng lượng tối ảnh hưởng đến vũ trụ rất khác so với cách nó hoạt động ngày nay, vì vậy có thể năng lượng tối có thể kích hoạt một giai đoạn lạm phát khác trong tương lai. Cho đến khi năng lượng tối được hiểu rõ hơn, các tác động có thể có của nó là vô cùng khó dự đoán hoặc mang tính giả thuyết.

Đồ họa thời gian

ImageSize = width:1100 height:370 too wide
ImageSize = width:1000 height:370
PlotArea = left:40 right:235 bottom:50 top:50

Colors =
id:period1 value:rgb(1,1,0.7) light yellow
id:period2 value:rgb(0.7,0.7,1) light blue
id:events value:rgb(1,0.7,1) light purple
id:era2 value:lightorange
id:era1 Value:yellowgreen

DateFormat = yyyy
Period = from:-51 till:500
TimeAxis = format:yyyy orientation:horizontal
ScaleMajor = unit:year increment:100 start:0
ScaleMinor = unit:year increment:10 start:-50

AlignBars = justify

BarData =
bar:Era
bar:Events

TextData =
fontsize:M
pos:(0,260)
text:"Big"
text:"Bang"
pos:(880,260)
pos:(780,260)
text:"Cái chết"
text:"Nhiệt"
pos:(880,90)
pos:(780,90)
text:"log"
text:"năm"

PlotData=
textcolor:black fontsize:M

width:110
bar:Era mark:(line,white) align:left shift:(0,0)
from:-51 till:6 shift:(0,35) color:era1 text:"Kỷ nguyên Primordial"
from:6 till:14 shift:(0,15) color:era2 text:"Kỷ nguyên Stelliferous"
from:14 till:40 shift:(0,-5) color:era1 text:"Kỷ nguyên Suy thoái"
from:40 till:100 shift:(0,-25) color:era2 text:"Kỷ nguyên Lỗ đen"
from:100 till:500 shift:(0,-45) color:era1 text:"Kỷ nguyên Tối"

width:110
bar:Events
color:events align:left shift:(43,3) mark:(line,teal)
at:-8 shift:(0,35) text:"1 giây sau Big Bang"
at:8 shift:(-2,15) text:"Sao đầu tiên bắt đầu tỏa sáng"
at:10 shift:(-2,-5) text:"13,7 tỷ năm - Ngày nay"
at:14 shift:(0,-25) text:"Ngôi sao cuối cùng đã chết"
at:100 shift:(0,-45) text:"Các siêu lỗ đen cuối cùng đã bay hơi."

Xem thêm
Vụ Co Lớn
Vụ Nảy Lớn
Vụ Nổ Lớn
Trí thông minh vĩnh cửu của Dyson
Entropy
Cái chết nhiệt của vũ trụ
Số phận sau cùng của vũ trụ

Tham khảo