Konečný osud vesmíru: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
dBez shrnutí editace |
dBez shrnutí editace |
||
Riadok 55:
===Veľký kolaps===
[[File:Big crunch.png|256px|right|thumb|
Teória veľkého kolapsu predstavuje symetrický pohľad na osud vesmíru. Tak ako veľký tresk odštartoval kozmologickú expanziu, tak táto teória predpokladá, že priemerná hustota vesmíru je dostatočná na to, aby zastavila rozpínanie a vesmír sa začal zmenšovať. Konečný výsledok nie je známy. Jednoduchý odhad hovorí, že všetka hmota a časopriestor vesmíru skolabuje do bezrozmernej singularity, ale v tejto mierke treba vzať do úvahy aj zatiaľ neznáme kvantové efekty.
Riadok 71:
V rannom vesmíre nastalo obdobie kozmickej inflácie, kedy sa priestor veľmi rýchlo rozpínal. Konvenčný model kozmickej inflácie predpokladá, že stav celého vesmíru sa zmenil z inflačného na neinflačný naraz v jednom okamihu. Narozdiel od toho model večnej inflácie predpokladá, že stav rôznych častí vesmíru sa zmenil v rôznych časoch. Výsledkom čoho je, že vznikajú mnohé oblasti normálneho priestoru, ktoré sú obklopujú oblasti, kde inflácia stále prebieha.
===Falošné vákuum===
Ak vákuum nie je v najnižšom energetickom stave (tzv. falošné vákuum), tak by sa jeho stav mohol zmeniť na tento nižší energetický stav. To sa nazýva udalosť metastability vákua. To má potenciál zmeniť základy nášho vesmíru: v odvážnejších modeloch môžu fyzikálne konštanty nadobúdať iné hodnoty, z ktorých niektoré ovplyvňujú základy hmoty, energie a časopriestoru. Je tiež možné, že všetky štruktúry by boli okamžite zničené.
Podľa mnohosvetovej interpretácie kvantovej mechaniky vesmír neskončí týmto spôsobom. Namiesto toho pri každej kvantovej udalosti, ktorá nastane a spôsobí rozpad vesmíru zo stavu falošného vákua do stavu pravého vákua, sa vesmír rozdelí na niekoľko nových svetov. V niektorých z nových svetov sa vesmír rozpadne, v iných pokračuje tak, ako predtým.
===Kozmická neurčitosť===
Každá vyššie popísaná možnosť je založená na veľmi jednoduchom tvare stavovej rovnice tmavej energie. Ale tak, ako názov naznačuje, o skutočnej fyzike tmavej energie vieme veľmi málo. Ak je inflačná teória pravdivá, tak vesmír v prvých momentoch po Veľkom tresku prešiel obdobím, v ktorom dominovala iná forma tmavej energie. Ale inflácia skončila, čo naznačuje, že stavová rovnica môže byť omnoho komplikovanejšia ako sa predpokladá. Je možné, že stavová rovnica tmavej energie sa zmení znovu. Následky tejto zmeny sú len extrémne ťažko predvídateľné a nedajú sa parametrizovať. Keďže tmavá energia a tmavá hmota sú úplne teoretické a neboli dokázané, tak možnosti spojené s nimi nie sú známe.
==Pozorovateľné obmedzenia teórií==
Výber medzi týmito teóriami prebieha pomocou váženia vesmíru, napríklad meraním relatívnych príspevkami hmoty, žiarenia, tmavej hmoty a tmavej energie k celkovej kritickej hustote. Presnejšie, modely sú konfrontované s údajmi o zhlukovaní galaxií,o vzdialených supernovách a rozdielmi v kozmickom mikrovlnnom pozadí.
==Pozri tiež==
* [[Antropický princíp]]
* [[Šípka času]]
* [[Veľký tresk]]
* [[Big bounce]]
* [[Veľký kolaps]]
* [[Budúcnosť rozpínajúceho sa vesmíru]]
* [[Big rip]]
* [[Kozmológia]]
* [[Cyklický model]]
* [[Eschatológia]]
* [[Falošné vákuum]]
* [[Všeobecná teória relativity]]
* [[Tepelná smrť vesmíru]]
* [[Multiverzum]]
* [[Tvar vesmíru]]
* [[Chronologická tabuľka kozmologických teórií]]
* [[Chronológia vesmíru]]
'''Vedci:'''
* [[John D. Barrow]]
* [[Freeman Dyson]]
* [[Alan Guth]]
* [[Andrei Linde]]
* [[Frank J. Tipler]]
==Referencie==
| |||