Большой разрыв

Большой разрыв (англ. Big Rip) — космологическая гипотеза о судьбе Вселенной, предсказывающая развал (разрыв) всей материи за конечное время. Современные наблюдения не исключают, но и не подтверждают этот сценарий.

Разрушение галактики согласно гипотезе Большого разрыва

ОписаниеПравить

Справедливость этой гипотезы сильно зависит от природы тёмной энергии, а именно, от параметра $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w$ , равного отношению давления тёмной энергии к её плотности (см. уравнение состояния). Если $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w$ < −1, то Вселенная будет ускоренно расширяться, и величина масштабного фактора станет равной бесконечности за конечное время.

Если гипотеза «Большого разрыва» верна, то, по мере увеличения скорости расширения, расстояние до горизонта событий — то есть той части Вселенной, которая удаляется от наблюдателя со скоростью света — будет уменьшаться. Всё, что находится за горизонтом, недоступно наблюдению, потому что скорость света является пределом для любых взаимодействий. Объект, расположенный в центре наблюдаемой вселенной, не взаимодействует ни с чем, находящимся за горизонтом. Если размер горизонта событий становится меньше размеров какого-либо объекта, то между частями этого объекта невозможны никакие взаимодействия — ни гравитационное, ни электромагнитное, ни сильное или слабое.

Авторы этой гипотезы вычислили оставшееся время до конца существования Вселенной такой, какой мы её знаем:

\text{[math]}

t_{\text{rip}}-t_{0}\approx {\frac {2}{3|1+w|H_{0}{\sqrt {1-\Omega _{\text{m}}}}}},

где $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w$ — отношение давления тёмной энергии к её плотности, H₀ — постоянная Хаббла, Ω_m — текущее значение^[1] всей материи во Вселенной.

В своей работе авторы рассмотрели следующий пример:

\text{[math]}

w

= −1,5,

H₀ = 70 (км/с)/Мпк,

Ω_m = 0,3.

И в этом случае конец Вселенной (Большой разрыв) наступит приблизительно через 22 млрд лет^[2].

За миллиард лет до Большого разрыва распадутся скопления галактик.
Примерно за 60 млн лет до Большого разрыва гравитация станет слишком слабой, чтобы удерживать галактики. Распадётся и наша галактика.
За три месяца до Большого разрыва Солнечная система станет гравитационно несвязанной.
За 30 минут до Большого разрыва разрушится Земля.
За 10⁻⁹ с (1 нс) до Большого разрыва разрушатся атомы.

Все эти значения, разумеется, относятся к объектам, которые будут существовать к тому времени вместо нашей галактики, Солнечной системы и Земли соответственно.

В этот момент, как и в момент Большого взрыва, перестают работать известные человеческой науке законы физики, и дальнейшую судьбу Вселенной предсказать невозможно.

На 2022-ой год неизвестно, обладает ли тёмная энергия такими свойствами, при которых может реализоваться этот сценарий.

Экспериментальные данныеПравить

Различные наблюдения не подтверждают, но и не исключают возможности Большого разрыва. В разных работах получаются значения, близкие к $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w=-1$ — больше или меньше этого значения, с недостаточно высокой точностью, чтобы исключить равенство $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $w=-1$ , которое считается общепринятым для тёмной энергии^[3]^[4]^[5].

См. такжеПравить

ПримечанияПравить

↑ $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $\Omega _{m}=\rho /\rho _{cr}$ , $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $\Omega _{k}=-(kc^{2})/(a^{2}H^{2})$ , $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $\Omega _{\Lambda }=(8\pi G\Lambda c^{2})/\rho _{cr}$ . Из этой записи видно, что если $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $\Omega _{m}+\Omega _{\Lambda }=1$ , то есть суммарная плотность материи и тёмной энергии равна критической, то k = 0, то есть пространство плоское, если больше, то k = 1, если меньше k= −1.
↑ Caldwell, Robert R., Kamionkowski, Marc and Weinberg, Nevin N. Phantom Energy and Cosmic Doomsday (англ.) // Physical Review Letters. — 2003. — Vol. 91, iss. 7. — P. 071301. — doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. — Bibcode: 2003PhRvL..91g1301C. — arXiv:astro-ph/0302506. — PMID 12935004.
↑ WMAP 9 Year Mission Results (неопр.). Дата обращения: 6 июля 2020. Архивировано 1 января 2017 года.
↑ Allen, S. W.; Rapetti, D. A.; Schmidt, R. W.; Ebeling, H.; Morris, R. G.; Fabian, A. C. Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2008. — Vol. 383, no. 3. — P. 879. — doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12610.x. — Bibcode: 2008MNRAS.383..879A. — arXiv:0706.0033.
↑ Ethan Siegel. Ask Ethan: Could The Big Rip Lead To Another Big Bang? (англ.). Forbes. Дата обращения: 8 января 2023.