Destí final de l'univers

Plantilla:Cosmologia El destí final de l'univers és una de les qüestions fonamentals en cosmologia física. Molts destins possibles són predits per teories científiques contràries, incloent futurs de duració tant finita com a infinita. Una volta que la noció de que l'univers va escomençar en una ràpida inflació denominada Big Bang, es va fer popular entre la majoria dels científics la qüestió del possible destí final de l'univers, convertint-se en una pregunta cosmológica vàlida, que dependria de les propietats físiques de la massa/energia en l'univers, la seua densitat promig i la taxa d'expansió.

Bases científiques emergents

L'exploració científica teòrica del destí final de l'univers es va fer possible en la teoria de la relativitat general d'Albert Einstein de 1915. La relativitat general es pot amprar per a descriure l'univers a la major escala possible. Hi ha moltes solucions possibles a les equacions de la relativitat general i cada solució implica un possible destí final de l'univers. Alexander Friedmann va propondre algunes solucions en 1922 i Georges Lemaître unes atres en 1927. Algunes d'estes equacions impliquen que l'univers ha estat expandint-se des d'una singularitat inicial, és dir, essencialment el Big Bang.

En 1927 Georges Lemaître va presentar una teoria que des de llavors ha segut cridada teoria del Big Bang de l'orige de l'univers. En 1931 Edwin Hubble va publicar les seues conclusions basades en les observacions de les estreles variables Cefeidas en galàxies lluntanes, de que l'univers estava en expansió. Des de llavors, el principi de l'univers i el seu possible final han segut objecte de séria investigació científica.

En 1948 Fred Hoyle va propondre la teoria oposta d'un univers estàtic, cridada teoria de l'estat estacionario. Estes dos teories varen ser contendents actius fins al descobriment d'Arno Penzias i Robert Wilson en 1965 del fondo còsmic de microones, un fet que és una predicció senzilla de la teoria del Big Bang i de que la teoria de l'estat estacionario no és vàlida. La teoria del Big Bang es va convertir immediatament en el punt de vista més àmpliament sostingut de l'orige de l'univers.

Quan Einstein va formular la relativitat general, ell i els seus contemporàneus creïen en un univers estàtic. Quan Einstein va trobar que les seues equacions podien ser resoltes fàcilment de tal manera que l'univers estiguera en expansió i es contraguera en un futur lluntà, va afegir a estes equacions lo que ell va cridar una constant cosmológica, el paper de la qual era compensar l'efecte de la gravetat en l'univers en conjunt de tal manera que l'univers permaneixquera estàtic. En acabant de que Hubble anunciara la seua conclusió de que l'univers estava en expansió, Einstein va escriure que la constant cosmológica era el seu «gran metedura de pata».

Lo que sabem de l'univers fins ara nos fa plantejar-nos quin és el seu possible final i quin paper jugarem en ell. En l'image, vista del Camp Ultra Profunt pel telescopi Hubble.

Escomençant en 1998, les observacions de les supernovas en galàxias distants han segut interpretades com a consistents en un univers la taxa del qual d'expansió s'està accelerant. S'han formulat teories cosmológicas posteriors per a permetre esta possible acceleració, casi sempre apelant a l'energia obscura i a la matèria obscura. D'ahí les recents teories sobre el destí final de l'univers que permeten una constant cosmológica distinta de zero.

Un paràmetro important en les teories del destí de l'univers és el paràmetro de densitat, Omega (Ω), definit com la densitat de matèria mija de l'univers dividit per un valor crític d'eixa densitat. Açò crea tres possibles destins de l'univers, depenent si Ω és igual, menor o major que 1. Estos es diuen respectivament, univers pla, obert i tancat. Estos tres adjectius es referixen a la geometria global de l'univers i no a la curvatura local del espai-temps causada per chicotetes agrupacions de massa (per eixemple, les galàxias i les estrelas).

La forma de l'univers

Artícul principal → Forma de l'univers.

Diagrama de les tres possibles geometria de l'univers: tancat, obert i pla, corresponent a valors del paràmetro de densitat Ω₀ majors que, menors que o iguals a 1 respectivament. En l'univers tancat si es viaja en llínea recta s'aplega al mateix punt, en els atres dos no.

El consens científic actual de molts cosmólogos és que el destí final de l'univers depén de la seua forma global i de quanta energia obscura conté.

Univers tancat

Si Ω>1, llavors la geometria de l'espai seria tancada com la superfície d'una esfera. La suma dels ànguls d'un triàngul excedixen 180 graus i no hi hauria llínees paraleles. Al final, totes les llínees es trobarien. La geometria de l'univers és, a lo manco en una escala molt gran, elíptic.

En un univers tancat carent de l'efecte repulsivo de l'energia obscura, la gravetat acabarà per parar l'expansió de l'univers, despuix de la qual cosa escomençarà a contraure's fins que tota la matèria en l'univers es colapse en un punt. Llavors existirà una singularitat final anomenada Big Crunch, per analogia en el Big Bang. No obstant, si l'univers té una gran suma d'energia obscura (com sugerixen les troballes recents), llavors l'expansió serà gran.

Univers obert

Si Ω<1, la geometria de l'espai és oberta, p.ej., negativament curvada com la superfície d'una cadira de montar. Els ànguls d'un triàngul sumen menys de 180 graus(cridada primera fase) i les llínees paraleles no es troben mai equidistants, tenen un punt de menor distància i un atre de major. La geometria de l'univers seria hiperbòlica.

Inclús sense energia obscura, un univers negativament curvat s'expandirà per a sempre, en la gravetat a penes ralentisant la taxa d'expansió. En energia obscura, l'expansió no solament continua sino que s'accelera. El destí final d'un univers obert és la «mort tèrmica» o Big Freeze, o Big Rip, a on l'acceleració causada per l'energia obscura terminarà sent tan forta que esclafarà completament els efectes de les forces gravitacionals, electromagnètiques i els enllaços dèbils.

Univers pla

Si la densitat mija de l'univers és exactament igual a la densitat crítica tal que Ω=1, llavors la geometria de l'univers és plana: com en la geometria euclidiana, la suma dels ànguls d'un triàngul és 180 graus i les llínees paraleles mai es troben.

Sense energia obscura, un univers pla s'expandix per a sempre pero a una taxa contínuament desaccelerada: la taxa d'expansió s'aproxima asintóticament a zero. En energia obscura, la taxa d'expansió de l'univers és inicialment baixa, per l'efecte de la gravetat, pero finalment s'incrementa. El destí final de l'univers és igual que en un univers obert, la mort tèrmica de l'univers (el «Big Freeze») o «Big Rip». En 2005 es va propondre la teoria del destí de l'univers Fermión-bosón, proponent que gran part de l'univers estaria finalment ocupada pel condensado de Bose-Einstein i la quasipartícula anàloga al fermión, tal volta resultant una implosió. Moltes senyes astrofísics fins a la data són consistents en un univers pla.

Vore també

• Riscs catastròfics globals