Konečný osud vesmíru označuje soubor kosmologických scénářů popisujících dlouhodobý vývoj a možné konečné stavy vesmíru. Tyto scénáře závisejí na vlastnostech temné energie, hustotě hmoty, geometrii prostoročasu a dynamice kosmického rozpínání.
Mezi hlavní uvažované scénáře patří velký křach, tepelná smrt (označovaná také jako velké ochlazení) a velké rozervání. Tyto modely vycházejí z různých řešení Einsteinových rovnic gravitačního pole a z pozorování rozpínání vesmíru.
Velký křach
Při tomto scénáři by se rozpínání vesmíru v důsledku gravitační převahy nad odpudivým účinkem temné energie zastavilo a přešlo ve smršťování. V krajním případě by veškerá hmota a energie kolabovala do extrémně hustého a horkého stavu, analogického opačnému procesu k velkému třesku.
Tepelná smrt vesmíru
Tento scénář předpokládá, že se vesmír bude rozpínat neomezeně dlouho. Postupně dojde k vyhasnutí hvězd, rozpadu gravitačně vázaných struktur a k postupnému dosažení stavu maximální entropie. Pokud dochází k rozpadu protonů, rozpadla by se v extrémně dlouhých časových škálách i běžná hmota. Posledními makroskopickými objekty by byly černé díry, které by se nakonec vypařily prostřednictvím Hawkingova záření.
Velké rozervání
Pokud by hustota temné energie v čase rostla, mohla by expanze vesmíru postupně překonat gravitační, elektromagnetické i jaderné vazby. V takovém případě by nejprve došlo k rozpadu galaxií, následně hvězdných soustav, planet a v krajním případě i atomární struktury hmoty.
Další hypotetické scénáře
Mezi další hypotetické možnosti bývá řazen tzv. Big Slurp (někdy též velké pohlcení), založený na představě kvantového přechodu do energeticky stabilnějšího vakuového stavu. V takovém případě by se vesmírem šířila oblast nového vakua rychlostí blízkou rychlosti světla, která by zásadně změnila fyzikální vlastnosti prostoru. Tento scénář však nesouvisí přímo s kosmologickou expanzí, ale s hypotetickou metastabilitou kvantového vakua.
Pozorovací omezení Rozlišení mezi jednotlivými scénáři budoucího vývoje vesmíru závisí na přesném určení kosmologických parametrů, zejména relativních příspěvků hmoty, záření, temné hmoty a temné energie ke kritické hustotě vesmíru.
Tyto parametry jsou určovány na základě astronomických pozorování, zejména měření anizotropií reliktního záření, pozorování vzdálených supernov typu Ia a analýzy velkorozměrové struktury vesmíru, včetně shlukování galaxií.
Současná pozorování nejlépe odpovídají modelu vesmíru se zrychleným rozpínáním, v němž dominuje temná energie, což podporuje scénář dlouhodobého velkého ochlazení.
Vztah ke geometrii vesmíru V klasických kosmologických modelech byl konečný osud vesmíru úzce spojen s jeho prostorovou geometrií. Uzavřený vesmír s kladným zakřivením mohl vést k budoucímu kolapsu a scénáři velkého křachu, zatímco otevřený vesmír nebo plochý vesmír zpravidla odpovídaly neomezenému rozpínání.
Moderní kosmologie však ukazuje, že samotná geometrie o konečném osudu vesmíru nerozhoduje. Významnou roli hraje také povaha temné energie a hodnota kosmologické konstanty, které mohou vést ke zrychlenému rozpínání i v prostorově plochém vesmíru.
Odkazy Reference
Literatura Antonín Kočí. Vesmír obrazová encyklopedie, Euromedia group k.s.,2006.
Související články Velkorozměrová struktura vesmíru Velký třesk
Externí odkazy
Kategorie:Vesmír Kategorie:Kosmologie Kategorie:Astronomické teorie