Окончательная судьба вселенной

Теории о конце вселенной

Конечная судьба вселенной — тема физической космологии , теоретические ограничения которой позволяют описывать и оценивать возможные сценарии эволюции и окончательной судьбы вселенной . На основе имеющихся наблюдательных данных определение судьбы и эволюции вселенной стало обоснованным космологическим вопросом, выходящим за рамки в основном непроверяемых ограничений мифологических или теологических верований . Различные научные гипотезы предсказывали несколько возможных вариантов будущего, включая гипотезу о том, что вселенная могла существовать в течение конечного и бесконечного периода времени , или гипотезу, объясняющую способ и обстоятельства ее возникновения.

Наблюдения, проведенные Эдвином Хабблом в 1930–1950-х годах, показали, что галактики, по-видимому, удаляются друг от друга, что привело к принятой в настоящее время теории Большого взрыва . Это предполагает, что Вселенная начала быть очень плотной около 13,787 миллиардов лет назад , и она расширялась и (в среднем) становилась менее плотной с тех пор. ^[1] Подтверждение Большого взрыва в основном зависит от знания скорости расширения, средней плотности материи и физических свойств массы -энергии во Вселенной.

Среди космологов существует единое мнение , что форма Вселенной считается «плоской» ( параллельные линии остаются параллельными) и будет продолжать расширяться вечно. ^{[2] [3]}

Факторы, которые необходимо учитывать при определении происхождения и окончательной судьбы Вселенной, включают в себя средние движения галактик, форму и структуру Вселенной, а также количество темной материи и темной энергии , содержащихся во Вселенной.

Формирование научной базы

Теория

Теоретическое научное исследование окончательной судьбы Вселенной стало возможным благодаря общей теории относительности Альберта Эйнштейна 1915 года . Общая теория относительности может быть использована для описания Вселенной в максимально возможном масштабе. Существует несколько возможных решений уравнений общей теории относительности, и каждое решение подразумевает возможную окончательную судьбу Вселенной.

Александр Фридман предложил несколько решений в 1922 году, как и Жорж Леметр в 1927 году. ^[4] В некоторых из этих решений Вселенная расширялась из начальной сингулярности, которая, по сути, была Большим взрывом.

Наблюдение

В 1929 году Эдвин Хаббл опубликовал свой вывод, основанный на его наблюдениях за переменными звездами цефеидами в далеких галактиках, о том, что Вселенная расширяется. С тех пор начало Вселенной и ее возможный конец стали предметом серьезных научных исследований.

Теории Большого взрыва и устойчивого состояния

В 1927 году Жорж Леметр изложил теорию, которая с тех пор стала называться теорией Большого взрыва о происхождении Вселенной. ^[4] В 1948 году Фред Хойл изложил свою противоположную теорию стационарного состояния , в которой Вселенная непрерывно расширялась, но оставалась статистически неизменной, поскольку постоянно создавалась новая материя. Эти две теории были активными соперниками до открытия в 1965 году Арно Алланом Пензиасом и Робертом Вудро Вильсоном космического микроволнового фонового излучения, факта, который является прямым предсказанием теории Большого взрыва, и который исходная теория стационарного состояния не могла объяснить. В результате теория Большого взрыва быстро стала наиболее широко распространенным взглядом на происхождение Вселенной.

Космологическая постоянная

Эйнштейн и его современники верили в статическую вселенную . Когда Эйнштейн обнаружил, что его уравнения общей теории относительности можно легко решить таким образом, чтобы позволить вселенной расширяться в настоящем и сжиматься в далеком будущем, он добавил к этим уравнениям то, что он назвал космологической постоянной  ⁠— ⁠по сути, постоянной плотностью энергии, не подверженной никакому расширению или сжатию ⁠— ⁠роль которой заключалась в том, чтобы компенсировать влияние гравитации на вселенную в целом таким образом, чтобы вселенная оставалась статичной. Однако после того, как Хаббл объявил о своем выводе о том, что вселенная расширяется, Эйнштейн напишет, что его космологическая постоянная была «величайшей ошибкой в ​​моей жизни». ^[5]

Параметр плотности

Важным параметром в теории судьбы Вселенной является параметр плотности , омега ( ), определяемый как средняя плотность материи Вселенной, деленная на критическое значение этой плотности. Это выбирает одну из трех возможных геометрий в зависимости от того, равно ли , меньше или больше . Они называются, соответственно, плоской, открытой и закрытой вселенными. Эти три прилагательных относятся к общей геометрии Вселенной , а не к локальному искривлению пространства-времени , вызванному меньшими сгустками массы (например, галактиками и звездами ). Если первичное содержимое Вселенной - инертная материя, как в моделях пыли, популярных на протяжении большей части 20-го века, то существует определенная судьба, соответствующая каждой геометрии. Поэтому космологи стремились определить судьбу Вселенной, измеряя , или, что эквивалентно, скорость, с которой замедлялось расширение. ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle \Omega }$ ${\displaystyle 1}$ ${\displaystyle \Omega }$

Сила отталкивания

Начиная с 1998 года, наблюдения сверхновых в далеких галактиках интерпретировались как соответствующие ^[6] Вселенной, расширение которой ускоряется . Последующее космологическое теоретизирование было разработано таким образом, чтобы допустить это возможное ускорение, почти всегда путем привлечения темной энергии , которая в своей простейшей форме является просто положительной космологической постоянной. В целом, темная энергия является всеобъемлющим термином для любого предполагаемого поля с отрицательным давлением, обычно с плотностью, которая изменяется по мере расширения Вселенной. Некоторые космологи изучают, может ли темная энергия, которая изменяется во времени (из-за того, что часть ее была вызвана скалярным полем в ранней Вселенной), разрешить кризис в космологии . ^[7] Ожидается, что предстоящие обзоры галактик с помощью космических телескопов Евклид , Нэнси Грейс Роман и Джеймса Уэбба (а также данные с наземных телескопов следующего поколения ) еще больше расширят наше понимание темной энергии (в частности, можно ли ее лучше всего понимать как постоянную энергию, присущую пространству, как изменяющееся во времени квантовое поле или как нечто совершенно иное). ^[8]

Роль формы вселенной

Окончательная судьба расширяющейся Вселенной зависит от плотности материи и плотности темной энергии . ${\displaystyle \Omega _{M}}$ ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$

Текущий научный консенсус большинства космологов заключается в том, что окончательная судьба Вселенной зависит от ее общей формы, количества содержащейся в ней темной энергии и уравнения состояния , которое определяет, как плотность темной энергии реагирует на расширение Вселенной. ^{[3] Недавние наблюдения, проведенные через} 7,5 миллиардов лет после Большого взрыва, показывают , что скорость расширения Вселенной, вероятно, увеличивается, соизмеримо с теорией Открытой Вселенной. ^[9] Однако измерения, проведенные зондом Уилкинсона по микроволновой анизотропии, показывают, что Вселенная либо плоская, либо очень близка к плоской. ^[2]

Закрытая вселенная

Если , геометрия пространства замкнута, как поверхность сферы. Сумма углов треугольника превышает 180 градусов, и параллельных линий нет; все линии в конечном итоге пересекаются. Геометрия вселенной, по крайней мере в очень большом масштабе, эллиптическая . ${\displaystyle \Omega >1}$

В закрытой вселенной гравитация в конечном итоге останавливает расширение вселенной, после чего она начинает сжиматься, пока вся материя во вселенной не коллапсирует в точку, конечную сингулярность, называемую « Большим сжатием », противоположность Большому взрыву . Однако, если вселенная содержит темную энергию, то результирующая сила отталкивания может быть достаточной, чтобы заставить расширение вселенной продолжаться вечно — даже если . ^[10] Это имеет место в принятой в настоящее время модели Lambda-CDM , где темная энергия, как обнаружено с помощью наблюдений, составляет примерно 68% от общего энергетического содержания вселенной. Согласно модели Lambda-CDM, вселенная должна иметь среднюю плотность материи примерно в семнадцать раз больше ее измеренного значения сегодня, чтобы эффекты темной энергии были преодолены, и вселенная в конечном итоге коллапсировала. Это несмотря на тот факт, что, согласно модели Lambda-CDM, любое увеличение плотности материи приведет к . ${\displaystyle \Omega >1}$ ${\displaystyle \Omega >1}$

Открытая вселенная

Если , геометрия пространства открыта , т.е. отрицательно искривлена, как поверхность седла. Сумма углов треугольника меньше 180 градусов, а линии, которые не встречаются, никогда не равноудалены; они имеют точку наименьшего расстояния и в противном случае расходятся. Геометрия такой вселенной является гиперболической . ^[11] ${\displaystyle \Omega <1}$

Даже без темной энергии отрицательно искривленная вселенная расширяется вечно, при этом гравитация незначительно замедляет скорость расширения. С темной энергией расширение не только продолжается, но и ускоряется. Конечная судьба открытой вселенной с темной энергией — либо всеобщая тепловая смерть , либо « Большой разрыв » ^{[12] [13] [14] [15]} , где ускорение, вызванное темной энергией, в конечном итоге становится настолько сильным, что полностью подавляет эффекты гравитационных , электромагнитных и сильных связующих сил. И наоборот, отрицательная космологическая постоянная , которая соответствовала бы отрицательной плотности энергии и положительному давлению, заставила бы даже открытую вселенную снова схлопнуться до большого сжатия.

Плоская вселенная

Если средняя плотность Вселенной точно равна критической плотности, так что , то геометрия Вселенной плоская: как в евклидовой геометрии , сумма углов треугольника составляет 180 градусов, а параллельные линии постоянно сохраняют одинаковое расстояние. Измерения с помощью зонда микроволновой анизотропии Уилкинсона подтвердили, что Вселенная плоская с погрешностью 0,4%. ^[2] ${\displaystyle \Omega =1}$

При отсутствии темной энергии плоская вселенная расширяется вечно, но с постоянно замедляющейся скоростью, при этом расширение асимптотически приближается к нулю. При наличии темной энергии скорость расширения вселенной изначально замедляется из-за воздействия гравитации, но со временем увеличивается, и конечная судьба вселенной становится такой же, как у открытой вселенной.

Теории о конце вселенной

Судьба Вселенной может быть определена ее плотностью. Большинство имеющихся на сегодняшний день доказательств, основанных на измерениях скорости расширения и плотности массы, говорят в пользу Вселенной, которая будет продолжать расширяться бесконечно, что приведет к сценарию «Большого замораживания» ниже. ^[16] Однако наблюдения не являются окончательными, и альтернативные модели все еще возможны. ^{[17] [ устаревший источник ]}

Смерть от сильного заморозка или жары

Тепловая смерть Вселенной, также известная как Большое Замораживание (или Большое Похолодание), представляет собой сценарий, при котором продолжающееся расширение приводит к Вселенной, которая асимптотически приближается к абсолютному нулю температуры. ^[18] При этом сценарии Вселенная в конечном итоге достигает состояния максимальной энтропии, в котором все равномерно распределено и отсутствуют градиенты энергии , необходимые для поддержания обработки информации, одной из форм которой является жизнь . Этот сценарий получил признание как наиболее вероятная судьба. ^[19]

В этом сценарии ожидается, что звезды будут нормально формироваться в течение 10 ¹² -10 ¹⁴ (1-100 триллионов) лет, но в конечном итоге запас газа, необходимый для звездообразования, будет исчерпан. По мере того, как существующие звезды исчерпывают топливо и перестают светить, Вселенная будет медленно и неумолимо темнеть. В конечном итоге черные дыры будут доминировать во Вселенной, но со временем они исчезнут, поскольку они испускают излучение Хокинга . ^[20] В течение бесконечного времени может происходить спонтанное уменьшение энтропии по теореме о возврате Пуанкаре , тепловым флуктуациям , ^{[21] [22]} и теореме о флуктуации . ^{[23] [24]}

Сценарий тепловой смерти совместим с любой из трех пространственных моделей, но он требует, чтобы Вселенная достигла конечного температурного минимума. ^[25] Без темной энергии это могло бы произойти только при плоской или гиперболической геометрии. При положительной космологической постоянной это могло бы произойти и в закрытой Вселенной.

Большой разрыв

Текущая постоянная Хаббла определяет скорость ускорения Вселенной, недостаточно большую, чтобы разрушить локальные структуры, такие как галактики, которые удерживаются вместе гравитацией, но достаточно большую, чтобы увеличить пространство между ними. Постоянное увеличение постоянной Хаббла до бесконечности приведет к тому, что все материальные объекты во Вселенной, начиная с галактик и в конечном итоге (за конечное время) все формы, независимо от их размера, распадутся на несвязанные элементарные частицы , излучение и далее. Поскольку плотность энергии, масштабный фактор и скорость расширения становятся бесконечными, Вселенная заканчивается тем, что фактически является сингулярностью.

В особом случае фантомной темной энергии , которая предполагает отрицательную кинетическую энергию, что приводит к более высокой скорости ускорения, чем предсказывают другие космологические константы, может произойти более внезапный большой разрыв.

Большой хруст

Большое сжатие. Вертикальную ось можно рассматривать как расширение или сжатие со временем.

Гипотеза Большого сжатия представляет собой симметричный взгляд на конечную судьбу Вселенной. Так же, как теоретический Большой взрыв начался как космологическое расширение, эта теория предполагает, что средняя плотность Вселенной будет достаточной, чтобы остановить ее расширение, и Вселенная начнет сжиматься. Результат неизвестен; простая оценка заставила бы всю материю и пространство-время во Вселенной схлопнуться в безразмерную сингулярность обратно в то, как Вселенная началась с Большого взрыва, но в этих масштабах необходимо учитывать неизвестные квантовые эффекты (см. Квантовая гравитация ). Последние данные свидетельствуют о том, что этот сценарий маловероятен, но не исключен, поскольку измерения были доступны только в течение относительно короткого периода времени и могут измениться в будущем. ^[19]

Этот сценарий позволяет Большому взрыву произойти сразу после Большого сжатия предыдущей вселенной. Если это происходит неоднократно, это создает циклическую модель , которая также известна как колебательная вселенная. Тогда вселенная могла бы состоять из бесконечной последовательности конечных вселенных, причем каждая конечная вселенная заканчивалась бы Большим сжатием, которое также является Большим взрывом следующей вселенной. Проблема с циклической вселенной заключается в том, что она не согласуется со вторым законом термодинамики , поскольку энтропия будет накапливаться от колебания к колебанию и вызывать в конечном итоге тепловую смерть вселенной. ^{[ необходима цитата ]} Текущие доказательства также указывают на то, что вселенная не замкнута . ^{[ необходима цитата ]} Это заставило космологов отказаться от модели осциллирующей вселенной. ^{[ необходима цитата ]} Несколько похожая идея принята циклической моделью , но эта идея избегает тепловой смерти из-за расширения бран , которое разбавляет энтропию, накопленную в предыдущем цикле. ^{[ необходима цитата ]}

Большой отскок

Большой отскок — это теоретическая научная модель, связанная с началом известной вселенной. Она вытекает из осцилляторной вселенной или циклически повторяющейся интерпретации Большого взрыва, где первое космологическое событие было результатом коллапса предыдущей вселенной.

Согласно одной из версий теории Большого взрыва в космологии, в начале вселенная была бесконечно плотной. Такое описание, по-видимому, противоречит другим более широко принятым теориям, особенно квантовой механике и ее принципу неопределенности . ^[26] Таким образом, квантовая механика дала начало альтернативной версии теории Большого взрыва, в частности, что вселенная туннелировала в существование и имела конечную плотность, согласующуюся с квантовой механикой, прежде чем эволюционировать способом, управляемым классической физикой. ^[26] Кроме того, если вселенная замкнута, эта теория предсказывает, что как только эта вселенная коллапсирует, она породит другую вселенную в событии, подобном Большому взрыву, после того, как будет достигнута универсальная сингулярность или отталкивающая квантовая сила вызовет повторное расширение.

Проще говоря, эта теория утверждает, что Вселенная будет непрерывно повторять цикл Большого взрыва, за которым последует Большой сжатие.

Космическая неопределенность

Каждая из описанных до сих пор возможностей основана на простой форме уравнения состояния темной энергии. Однако, как следует из названия, сейчас мало что известно о физике темной энергии . Если теория инфляции верна, Вселенная прошла через эпизод, в котором доминировала другая форма темной энергии в первые моменты Большого взрыва, но инфляция закончилась, что указывает на уравнение состояния, более сложное, чем те, которые предполагаются для современной темной энергии. Возможно, что уравнение состояния темной энергии может снова измениться, что приведет к событию, которое будет иметь последствия, которые трудно предсказать или параметризовать. Поскольку природа темной энергии и темной материи остается загадочной, даже гипотетической, возможности, связанные с их будущей ролью во Вселенной, неизвестны.

Другие возможные судьбы вселенной

Существуют также некоторые возможные события, такие как Большой Хлюп, которые нанесут серьезный вред Вселенной, хотя Вселенная в целом не будет в результате полностью уничтожена.

Большой Слэрп

Эта теория утверждает, что в настоящее время Вселенная существует в ложном вакууме и что в любой момент она может стать истинным вакуумом.

Чтобы лучше понять теорию коллапса ложного вакуума, нужно сначала понять поле Хиггса , которое пронизывает вселенную. Подобно электромагнитному полю , его сила меняется в зависимости от его потенциала. Истинный вакуум существует до тех пор, пока вселенная находится в состоянии с самой низкой энергией, в этом случае теория ложного вакуума не имеет значения. Однако, если вакуум не находится в состоянии с самой низкой энергией (ложный вакуум ), он может туннелировать в состояние с более низкой энергией. ^[27] Это называется распадом вакуума . Это может кардинально изменить вселенную: в некоторых сценариях даже различные физические константы могут иметь разные значения, серьезно влияя на основы материи , энергии и пространства-времени . Также возможно, что все структуры будут разрушены мгновенно, без какого-либо предупреждения. ^[28]

Однако только часть Вселенной будет уничтожена Большим Чавканием, в то время как большая часть Вселенной останется нетронутой, поскольку галактики, расположенные дальше, чем в 4200 мегапарсеках (13 миллиардов световых лет ) друг от друга, удаляются друг от друга быстрее скорости света , в то время как само Большое Чавкание не может расширяться быстрее скорости света. ^[29] Чтобы поместить это в контекст, размер наблюдаемой Вселенной в настоящее время составляет около 46 миллиардов световых лет во всех направлениях от Земли. ^[30] Считается, что Вселенная имеет такой размер или больше.

Наблюдательные ограничения теорий

Выбор среди этих конкурирующих сценариев осуществляется путем «взвешивания» Вселенной, например, путем измерения относительного вклада материи , излучения , темной материи и темной энергии в критическую плотность . Более конкретно, конкурирующие сценарии оцениваются по данным о кластеризации галактик и далеких сверхновых , а также по анизотропии в космическом микроволновом фоне .

Смотрите также

• Алан Гут
• Андрей Линде
• Антропный принцип
• Стрела времени
• Космологический горизонт
• Циклическая модель
• Фримен Дайсон
• Общая теория относительности
• Джон Д. Барроу
• шкала Кардашева
• Мультивселенная
• Форма вселенной
• Хронология далекого будущего
• Вселенная с нулевой энергией

Ссылки

1. Wollack, Edward J. (10 декабря 2010 г.). «Космология: исследование Вселенной». Вселенная 101: Теория Большого взрыва . NASA . Архивировано из оригинала 14 мая 2011 г. Получено 27 апреля 2011 г.
2. "WMAP – Форма Вселенной". map.gsfc.nasa.gov .
3. "WMAP – Судьба Вселенной". map.gsfc.nasa.gov .
4. Леметр, Жорж (1927). «Un Univers Homogene de Masse Constante et de Rayon Croissant Rendant Compte de la Vitesse Radiale des Nebuleuses Extra-galactiques». Анналы научного общества Брюсселя . 47 : 49–56. Бибкод : 1927ASSB...47...49L. перевод AS Eddington : Lemaître, Georges (1931). «Расширение Вселенной, Однородная Вселенная постоянной массы и увеличивающегося радиуса, учитывающая радиальную скорость внегалактических туманностей». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 91 (5): 483–490. Bibcode :1931MNRAS..91..483L. doi : 10.1093/mnras/91.5.483 .
5. Предсказал ли Эйнштейн темную энергию?, hubblesite.org.
6. Киршнер, Роберт П. (13 апреля 1999 г.). «Сверхновые, ускоряющаяся Вселенная и космологическая постоянная». Труды Национальной академии наук . 96 (8): 4224–4227. Bibcode : 1999PNAS...96.4224K. doi : 10.1073 /pnas.96.8.4224 . PMC 33557. PMID  10200242. 
7. Фальк, Дэн (2023-10-05). «Наименее сумасшедшая» идея: Ранняя темная энергия могла бы решить космологическую головоломку». Журнал Astronomy . Получено 2023-11-14 .
8. "Обзор Евклида". www.esa.int . Получено 14.11.2023 .
9. «Темная энергия, темная материя – Управление научных миссий». science.nasa.gov .
10. Райден, Барбара. Введение в космологию . Университет штата Огайо. стр. 56.
11. Тегмарк, Макс (2014). Наша математическая вселенная: мои поиски высшей природы реальности (1-е изд.). Кнопф. ISBN 978-0307599803.
12. Колдуэлл, Роберт Р.; Камионковски, Марк (2009). «Физика космического ускорения». Annu. Rev. Nucl. Part. Sci . 59 (1): 397–429. arXiv : 0903.0866 . Bibcode :2009ARNPS..59..397C. doi :10.1146/annurev-nucl-010709-151330. S2CID  16727077.
13. Колдуэлл, RR; Дэйв, R.; Стейнхардт, PJ (1998). «Космологический отпечаток энергетической компоненты с общим уравнением состояния». Physical Review Letters . 80 (8): 1582–1585. arXiv : astro-ph/9708069 . Bibcode : 1998PhRvL..80.1582C. doi : 10.1103/PhysRevLett.80.1582. S2CID  597168.
14. Колдуэлл, Роберт Р. (2002). «Призрачная угроза? Космологические последствия компонента темной энергии со сверхотрицательным уравнением состояния». Physics Letters B. 545 ( 1–2): 23–29. arXiv : astro-ph/9908168 . Bibcode : 2002PhLB..545...23C. doi : 10.1016/S0370-2693(02)02589-3. S2CID  9820570.
15. Колдуэлл, Роберт Р.; Камионковски, Марк; Вайнберг, Невин Н. (2003). «Фантомная энергия и космический конец света». Physical Review Letters . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C. doi : 10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID  12935004. S2CID  119498512.
16. "WMAP – Судьба Вселенной". map.gsfc.nasa.gov . Получено 2023-06-15 .
17. Lehners, Jean-Luc; Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2009). «Возвращение Вселенной Феникса». International Journal of Modern Physics D . 18 (14): 2231–2235. arXiv : 0910.0834 . Bibcode :2009IJMPD..18.2231L. doi :10.1142/S0218271809015977. S2CID  119257111.
18. Гланц, Джеймс (1998). «Прорыв года 1998. Астрономия: раскрыто космическое движение». Science . 282 (5397): 2156–2157. Bibcode :1998Sci...282.2156G. doi :10.1126/science.282.5397.2156a. S2CID  117807831.
19. Wang, Yun; Kratochvil, Jan Michael; Linde, Andrei; Shmakova, Marina (2004). "Current observational constraints on cosmic doomsday". Journal of Cosmology and Astro-Particle Physics . 2004 (12): 006. arXiv : astro-ph/0409264 . Bibcode : 2004JCAP...12..006W. doi : 10.1088/1475-7516/2004/12/006. S2CID  56436935.
20. Адамс, Фред К.; Лафлин, Грегори (1997). «Умирающая вселенная: долгосрочная судьба и эволюция астрофизических объектов». Reviews of Modern Physics . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A. doi : 10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
21. Тегмарк, Макс (май 2003 г.). «Параллельные вселенные». Scientific American . 288 (5): 40–51. arXiv : astro-ph/0302131 . Bibcode : 2003SciAm.288e..40T. doi : 10.1038/scientificamerican0503-40. PMID  12701329.
22. Werlang, T.; Ribeiro, GAP; Rigolin, Gustavo (2013). «Взаимодействие между квантовыми фазовыми переходами и поведением квантовых корреляций при конечных температурах». International Journal of Modern Physics B . 27 : 1345032. arXiv : 1205.1046 . Bibcode :2013IJMPB..2745032W. doi :10.1142/S021797921345032X. S2CID  119264198.
23. Син, Сю-Сан; Стейнхардт, Пол Дж.; Турок, Нил (2007). «Спонтанное уменьшение энтропии и его статистическая формула». arXiv : 0710.4624 [cond-mat.stat-mech].
24. Линде, Андрей (2007). «Раковины в ландшафте, мозги Больцмана и проблема космологической постоянной». Журнал космологии и астрочастичной физики . 2007 (1): 022. arXiv : hep-th/0611043 . Bibcode : 2007JCAP...01..022L. CiteSeerX 10.1.1.266.8334 . doi : 10.1088/1475-7516/2007/01/022. S2CID  16984680. 
25. Юров, АВ; Асташенок, АВ; Гонсалес-Диас, ПФ (2008). «Астрономические границы будущей сингулярности Большого замораживания». Гравитация и космология . 14 (3): 205–212. arXiv : 0705.4108 . Bibcode :2008GrCo...14..205Y. doi :10.1134/S0202289308030018. S2CID  119265830.
26. Halliwell, JJ (1991). «Квантовая космология и создание Вселенной». Scientific American . 265 (6): 76, 85. Bibcode : 1991SciAm.265f..28H. doi : 10.1038/scientificamerican1291-76.
27. * Стоун, М. (1976). «Время жизни и распад возбужденных вакуумных состояний». Physical Review D. 14 ( 12): 3568–3573. Bibcode :1976PhRvD..14.3568S. doi :10.1103/PhysRevD.14.3568.
    • Фрэмптон, PH (1976). «Нестабильность вакуума и скалярная масса Хиггса». Physical Review Letters . 37 (21): 1378–1380. Bibcode : 1976PhRvL..37.1378F. doi : 10.1103/PhysRevLett.37.1378.
    • Стоун, М. (1977). «Полуклассические методы для нестабильных состояний». Phys. Lett. B. 67 ( 2): 186–188. Bibcode : 1977PhLB...67..186S. doi : 10.1016/0370-2693(77)90099-5.
    • Frampton, PH (1977). «Последствия нестабильности вакуума в квантовой теории поля». Physical Review D. 15 ( 10): 2922–28. Bibcode : 1977PhRvD..15.2922F. doi : 10.1103/PhysRevD.15.2922.
    • Коулмен, С. (1977). «Судьба ложного вакуума: полуклассическая теория». Physical Review D. 15 ( 10): 2929–36. Bibcode : 1977PhRvD..15.2929C. doi : 10.1103/physrevd.15.2929.
    • Каллан, К. и Коулмен, С. (1977). «Судьба ложного вакуума. II. Первые квантовые поправки». Physical Review D. 16 ( 6): 1762–68. Bibcode : 1977PhRvD..16.1762C. doi : 10.1103/physrevd.16.1762.
28. Хокинг, Стивен В. и Мосс, ИГ (1982). «Сверхохлажденные фазовые переходы в очень ранней Вселенной». Physics Letters B. 110 ( 1): 35–38. Bibcode : 1982PhLB..110...35H. doi : 10.1016/0370-2693(82)90946-7.
29. Кейн, Фрейзер; Сегодня, Вселенная. «Как галактики удаляются быстрее света?». phys.org . Получено 15.06.2023 .
30. Крейн, Лия (29 июня 2024 г.). Де Ланге, Кэтрин (ред.). «Насколько велика Вселенная на самом деле?». New Scientist . стр. 31.

Дальнейшее чтение

• Адамс, Фред; Грегори Лафлин (2000). Пять возрастов Вселенной: Внутри физики вечности . Simon & Schuster Australia. ISBN 978-0-684-86576-8.
• Chaisson, Eric (2001). Космическая эволюция: рост сложности в природе. Издательство Гарвардского университета. ISBN 978-0-674-00342-2.
• Дайсон, Фримен (2004). Бесконечность во всех направлениях (Гиффордские лекции 1985 года) . Harper Perennial. ISBN 978-0-06-039081-5.
• Харрисон, Эдвард (2003). Маски Вселенной: Изменение представлений о природе космоса . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77351-5.
• Мак, Кэти (2020). Конец всего: (астрофизически говоря) . Scribner. ISBN 978-1982103545.
• Пенроуз, Роджер (2004). Дорога к реальности . Альфред А. Кнопф. ISBN 978-0-679-45443-4.
• Пригожин, Илья (2003). Дано ли будущее? . World Scientific Publishing. ISBN 978-981-238-508-6.
• Смолин, Ли (2001). Три пути к квантовой гравитации: новое понимание пространства, времени и Вселенной . Финикс. ISBN 978-0-7538-1261-7.
• Моррис, Ричард (1982). Судьба вселенной . Нью-Йорк: Playboy Press. ISBN 0-87223-748-6. OCLC  7924027.
• Ислам, Джамал Н. (1983). Окончательная судьба Вселенной . Кембридж: Cambridge University Press. ISBN 0-521-24814-0. OCLC  8728162.

Внешние ссылки

• Баез, Дж., 2004, «Конец Вселенной».
• Колдуэлл, Р. Р.; Камионски, М.; Вайнберг, Н. Н. (2003). «Фантомная энергия и космический конец света». Physical Review Letters . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C. doi : 10.1103/physrevlett.91.071301. PMID  12935004. S2CID  119498512.
• Хьялмарсдоттер, Линнея, 2005, «Космологические параметры».
• Массер, Джордж (2010). «Может ли время закончиться?». Scientific American . 303 (3): 84–91. Bibcode : 2010SciAm.303c..84M. doi : 10.1038/scientificamerican0910-84 (неактивен 1 ноября 2024 г.). PMID  20812485.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactive as of November 2024 (link)
• Ваас, Рюдигер; Стейнхардт, Пол Дж.; Турок, Нил (2007). «Темная энергия и конечное будущее жизни». arXiv : physics/0703183 .
• «Краткая история конца всего», сериал на BBC Radio 4 .
• Космология в Калтехе.
• Джамал Назрул Ислам (1983): Окончательная судьба Вселенной . Cambridge University Press , Кембридж, Англия. ISBN 978-0-521-11312-0 . (Цифровая печатная версия опубликована в 2009 году).