Số phận sau cùng của vũ trụ

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới: menu, tìm kiếm

Giả thiết về sự kết thúc của vũ trụ là một chủ đề trong vật lý vũ trụ. Nhiều khả năng kết thúc có thể diễn ra đã được dự đoán bởi các giả thiết khoa học trái ngược nhau, gồm cả những tương lai của cả sự tồn tại hữu hạn và vô hạn. Một khi nhìn nhận rằng vũ trụ khởi đầu với Vụ nổ lớn là giả thuyết đã được cộng đồng các nhà khoa học chấp nhận, số phận sau chót của vũ trụ trở thành một vấn đề vũ trụ học hợp lý, dựa trên các tính chất vật lý của khối lượng/năng lượng trong vũ trụ, mật độ trung bình của nó, và tỷ lệ mở rộng. Khi mở rộng, số phận của vũ trụ cũng là một chủ đề đáng chú ý trong viễn tưởng khoa học.

Cơ sở khoa học đang xuất hiện[sửa | sửa mã nguồn]

Lý thuyết[sửa | sửa mã nguồn]

Alexander Friedman

Thám hiểm khoa học lý thuyết về số phận cuối cùng của vũ trụ đã trở thành có thể với thuyết tương đối rộng của Albert Einstein năm 1916. Thuyết tương đối rộng có thể được sử dụng để miêu tả vũ trụ ở mức độ lớn nhất có thể. Có nhiều đáp án có thể cho sự cân bằng tương đối rộng, và mỗi đáp án đưa ra một số phận có thể xảy ra của vũ trụ. Alexander Friedman đã đưa ra một số đáp án như vậy năm 1922. Một số trong các vũ trụ đó đã mở rộng từ một điểm kỳ lạ ban đầu, có nghĩa là, về cơ bản, Vụ nổ lớn.

Quan sát[sửa | sửa mã nguồn]

Bằng chứng quan sát chưa có nhiều. Năm 1931, Edwin Hubble đã xuất bản kết luận của mình, dựa trên những quan sát các ngôi sao biến đổi Cepheid ở những thiên hà xa xôi, rằng vũ trụ đang mở rộng. Từ đó về sau, sự khởi đầu của vũ trụ và sự kết thúc có thể xảy ra đã trở thành những chủ đề khám phá khoa học nghiêm túc.

Vụ nổ lớn và các lý thuyết Trạng thái ổn định[sửa | sửa mã nguồn]

Năm 1931, Georges-Henri Lemaître đặt ra một giả thuyết mà từ đó đã được gọi là lý thuyết Vụ nổ lớn về nguồn gốc của vũ trụ. Năm 1948, Fred Hoyle đặt ra lý thuyết trạng thái ổn định của mình trong đó vũ trụ tiếp tục mở rộng nhưng về mặt thống kê vẫn không hề thay đổi bởi các vật chất mới liên tục được tạo ra. Hai lý thuyết này là những đối thủ chính của nhau cho tới tận khám phá năm 1965 của Arno PenziasRobert Wilson, về màn bức xạ vi sóng vũ trụ, một thực tế khẳng định dự đoán của lý thuyết Vụ nổ lớn, và rằng lý thuyết trạng thái ổn định là không thể có. Nhờ vậy, lý thuyết Vụ nổ lớn lập tức trở thành quan điểm được chấp nhận rộng rãi nhất về nguồn gốc vũ trụ. Tuy nhiên, cũng cần lưu ý rằng, trong hình thức mới nhất của mình, QSSC, Lý thuyết Trạng thái Ổn định giải thích màn bức xạ vi sóng vũ trụ như một ánh sáng từ ngôi sao đã nhiệt hoá, và toán học rất chính xác -mà dự báo ước tính của George Gamow từ mười lăm năm trước về 5-10K không đúng. Vấn đề là tìm ra được một lực có thể hấp thụ và tái bức xạ ở tần số vi sóng: giả thuyết cho rằng carbon và sắt đảm nhiệm việc này và hơi toả ra từ các siêu sao đang cô đặc lạnh đi chậm thế nào.[1]

Hằng số vũ trụ[sửa | sửa mã nguồn]

Khi Einstein trình bày thuyết tương đối rộng, ông và các đồng nghiệp của ông tin vào một vũ trụ tĩnh. Khi Einstein tìm ra rằng các biểu thức của ông có thể dễ dàng được giải theo cách để cho vũ trụ đang mở rộng, và sẽ co lại trong một tương lai xa, ông đã đưa vào trong những biểu thức đó cái mà ông gọi là một hằng số vũ trụ, chính là một hằng số mật độ năng lượng không bị ảnh hưởng bởi bất kỳ một sự mở rộng hay co lại nào, vai trò của nó là để bù lại tác động của trọng lực trên vũ trụ như một tổng thể theo một cách mà vũ trụ sẽ luôn tĩnh. Sau khi Hubble thông báo kết luận của mình rằng vũ trụ đang mở rộng, Einstein đã viết rằng hằng số vũ trụ là "sai lầm lớn nhất" của ông.

Giới hạn mật độ[sửa | sửa mã nguồn]

Một giới hạn quan trọng trong lý thuyết về số phận của vũ trụ là Giới hạn mật độ, Omega (Ω), được xác định như mật độ vật chất trung bình của vũ trụ được phân chia bởi một giá trị tới hạn của mật độ đó. Nó sẽ là một trong ba mô hình có thể xảy ra dựa trên khả năng Ω bằng với, nhỏ hơn, hay lớn hơn 1. Chúng được gọi là, theo thứ tự, vũ trụ phẳng, mở và vũ trụ đóng. Ba thuộc tính đó nói tới mô hình tổng thể của vũ trụ, chứ không phải sự cong cục bộ của thời gian vũ trụ gây ra bởi các đám vật chất nhỏ hơn (ví dụ, các thiên hàcác ngôi sao). Nếu trong vũ trụ chủ yếu là các vật chất trơ, như trong các mô hình bụi phổ biến trong hầu hết thế kỷ 20, sẽ có một số phận riêng biệt tuỳ theo mỗi mô hình. Vì thế các nhà vũ trụ học tìm cách xác định số phận vũ trụ bằng cách đo Ω, hay một cách tương đương tỷ lệ sự mở rộng đang tăng lên.

Lực đẩy[sửa | sửa mã nguồn]

Bắt đầu từ năm 1998, các quan sát các sao siêu mới trong các thiên hà xa xôi cho thấy sự phù hợp với một vũ trụ đang mở rộng ngày càng nhanh. Lý thuyết vũ trụ sau đó đã được thiết kế lại để cho phép sự tăng tốc mở rộng này, gần như luôn bởi sự tác động của năng lượng tối, mà ở hình thức đơn giản nhất của nó chỉ là một hằng số vũ trụ dương. Nói chung năng lượng tối là một thuật ngữ bao gồm toàn bộ cho bất kỳ một trường lý thuyết nào với áp lực âm, thường với một mật độ biến đổi khi vũ trụ mở rộng.

Vai trò của Hình dạng vũ trụ[sửa | sửa mã nguồn]

Đa số các nhà khoa học hiện tại tin rằng số phận của vũ trụ phụ thuộc vào hình dạng tổng thể của nó, số lượng năng lượng tối nó có và vào biểu thực tình trạng quyết định mật độ của năng lượng tối sẽ đáp ứng lại như thế nào với sự mở rộng của vũ trụ. [cần dẫn nguồn] Những quan sát gần đây đã cho thấy, từ 7.5 tỷ năm sau Vụ nổ lớn, tỷ lệ mở rộng thực tế có tăng, cùng thời gian với lý thuyết Vũ trụ Mở, và được đánh dấu 'Đang tăng' trên thời gian biểu.

Số phận cuối cùng của một vũ trụ mở được quyết định bởi Ω lớn hơn, nhỏ hơn hay bằng 1.

Vũ trụ đóng[sửa | sửa mã nguồn]

Nếu Ω > 1, khi đó hình học vũ trụ là đóng như bề mặt một hình cầu. Tổng các góc trong một tam giác vượt quá 180 độ và không có các đường song song; tất cả các đường thẳng cuối cùng đều sẽ gặp nhau. Hình học của vũ trụ là, ít nhất ở một tỷ lệ rất lớn, elíp.

Trong một vũ trụ đóng thiếu tác động đẩy của năng lượng tối, trọng lực cuối cùng sẽ làm dừng sự mở rộng của vũ trụ, sau đó nó bắt đầu co lại tới khi tất cả vật chất trong vũ trụ sụp đổ thành một điểm, một sự kết thúc kỳ dị được gọi bằng thuật ngữ "Vụ co lớn," tương tự như Vụ nổ lớn. Tuy nhiên, nếu vũ trụ có số lượng năng lượng tối lớn hơn (như được cho thấy từ những phát hiện gần đây),[cần dẫn nguồn] thì sự mở rộng của vũ trụ có thể tiếp tục vĩnh viễn - thậm chí nếu Ω > 1.

Vũ trụ mở[sửa | sửa mã nguồn]

Nếu Ω<1, hình học vũ trụ là mở, ví dụ, cong âm như bề mặt một chiếc yên ngựa. Tổng các góc trong một tam giác nhỏ hơn 180 độ, và các đường thẳng không giao nhau không bao giờ ở khoảng cách bằng nhau; chúng có một điểm gần nhau và ngày càng tách xa nhau. Hình học vũ trụ là hyperbolic.

Thậm chí khi không có năng lượng tối, một vũ trụ cong âm mở rộng vĩnh viễn, trọng lực chỉ đơn giản làm giảm tỷ lệ mở rộng. Với năng lượng tối, sự mở rộng không chỉ tiếp tục mà còn tăng lên. Số phận của một vũ trụ mở hoặc sẽ là cái chết nóng, "Big Freeze", hoặc "Big Rip," khi sự tăng tốc gây ra bởi năng lượng tối cuối cùng sẽ trở nên quá mạnh khiến nó lấn át hoàn toàn các hiệu ứng của trọng lực, điện tử và các lực ràng buộc yếu.

Trái ngược lại, một hằng số vũ trụ âm, có thể tương đương với một mật độ năng lượng tối và áp lực dương, có thể gây ra thậm chí một vũ trụ mở tái sụp đổ trong một vụ co lớn. Khả năng này đã bị các quan sát bác bỏ.

Vũ trụ phẳng[sửa | sửa mã nguồn]

Nếu mật độ trung bình của vũ trụ chính xác bằng với mật độ tới hạn để cho Ω=1, thì hình học của vũ trụ là phẳng: tương tự như trong hình học Ơclít, tổng các góc trong một tam giác bằng 180 độ và các đường thẳng song song luôn cách đều.

Nếu không có năng lượng tối, một vũ trụ phẳng sẽ mở rộng vĩnh viễn nhưng ở một tỷ lệ gia tốc liên tục giảm, với sự mở rộng theo đường tiệm cận tiến gần tới một tỷ lệ cố định. Nếu có năng lượng tối, tỷ lệ mở rộng của vũ trụ ban đầu sẽ chậm lại, vì hiệu ứng trọng lực, nhưng cuối cùng sẽ tăng lên. Số phận cuối cùng của vũ trụ giống như vũ trụ mở. Năm 2005, lý thuyết số phận Fermion-boson của vũ trụ được đề xuất,[cần dẫn nguồn] cho thấy đa số vũ trụ cuối cùng sẽ bị chiếm giữ toàn bộ bởi ngưng tụ Bose-Einsteinfermion quasiparticle analog, có lẽ gây ra bởi một implosion.

Tương tác và tiến tới điều khiển Vũ Trụ[sửa | sửa mã nguồn]

Đối với vũ trụ thì việc áp dụng hình học Decarte là không thể chấp nhận được vì giờ đây chúng ta đã khám phám ra các năng lượng khác lạ trong vũ trụ và hình học Decarte không còn đúng nữa. Chúng ta phải áp dụng một loại hình học mới gọi là Hình Học Vũ Trụ thật sự. Nó cho phép chúng ta xem lại hiểu biết về Vũ Trụ một cách tổng quan và chính xác nhất có thể. Từ đó dẫn tới việc chúng ta có thể xem xét, tương tác và tiến tới điều khiển Vũ Trụ như cách chúng ta muốn. Hiện giờ Hình Học Vũ Trụ đang được hoàn thiện và có thể bắt đầu nghiên cứu từng bước trên tất cả mọi mặt của nó.

Các lý thuyết về sự kết thúc của vũ trụ[sửa | sửa mã nguồn]

Số phận của vũ trụ được quyết định bởi mật độ của nó. Sự đông đảo của những bằng chứng cho tới hiện tại, dựa trên những đo đạc tỷ lệ mở rộng và mật độ vật chất, thiên về một vũ trụ sẽ tiếp tục mở rộng mãi mãi, dẫn tới một viễn cảnh "Big Freeze" như ở dưới.[2]

Big Freeze hay Heat death[sửa | sửa mã nguồn]

Big Freeze là một viễn cảnh theo đó sự mở rộng liên tục của vũ trụ sẽ dẫn tới một vũ trụ quá lạnh. Nếu không có sự hiện diện của năng lượng tối, nó chỉ có thể xảy ra trong một hình học hyperbolic hay hình học phẳng. Với một hằng số vũ trụ dương, nó cũng có thể xảy ra trong một vũ trụ đóng. Một viễn cảnh liên quan là Cái chết nóng, cho rằng vũ trụ sẽ đi vào một trạng thái entropy tối đa trong đó mọi thứ cuối cùng sẽ phân bố, và không có các gradient — là những thứ cần thiết để duy trì quá trình thành tạo, một hình thức của cuộc sống. Viễn cảnh cái chết nóng tương tích với cả ba mô hình vũ trụ, nhưng đòi hỏi rằng vũ trụ sẽ phải đạt đến một nhiệt độ tối thiểu cuối cùng. Viễn cảnh này hiện được chấp nhận rộng rãi nhất bên trong cộng đồng khoa học.

Big Rip: Khoảng thời gian cuộc sống hữu hạn[sửa | sửa mã nguồn]

Bài chi tiết: Big Rip

Trong trường hợp đặc biệt của năng lượng ma tối, vốn có áp lực âm hơn một hằng số vũ trụ đơn giản, mật độ của năng lượng tối tăng theo thời gian, khiến tỷ lệ gia tốc tăng lên, dẫn tới một sự gia tăng ổn định của hằng số Hubble. Vì thế, mọi vật thể vật liệu trong vũ trụ, bắt đầu với các thiên hà và cuối cùng (trong một thời gian hữu hạn) tất cả các hình thức, dù nhỏ thế nào, sẽ tan rã thành các hạt cơ bản và phóng xạ, bị xé toạc bởi lực năng lượng ma và bắn xa khỏi nhau. Tình trạng cuối cùng của vũ trụ là một kỳ dị, bởi mật độ năng lượng tối và tỷ lệ mở rộng trở nên vô hạn. Về một biểu thời gian có thể có dựa trên các lý thuyết vật lý hiện tại, xem 1 E19 s and more.

Vụ co lớn[sửa | sửa mã nguồn]

Vụ co lớn. Trục dọc có thể coi là thời gian âm hay dương.
Bài chi tiết: Vụ co lớn

Lý thuyết vụ co lớn là một mô hình cân đối về số phận cuối cùng của vũ trụ. Giống như Vụ nổ lớn đã khởi đầu sự mở rộng của vũ trụ, lý thuyết này cho rằng mật độ trung bình của vũ trụ đủ để dừng sự mở rộng và bắt đầu co lại. Kết quả cuối cùng còn chưa được biết; một phép ngoại suy đơn giản là toàn bộ vật chất và không thời gian trong vũ trụ sẽ sụp đổ vào một kỳ dị không kích thước, nhưng ở những tỷ lệ đó những hiệu ứng lượng tử còn chưa được biết cần phải được xem xét tới (Xem Hấp dẫn lượng tử).

Viễn cảnh này cho phép Vụ nổ lớn diễn ra ngay lập tức trước Vụ co lớn của một vũ trụ trước đó. Nếu điều này diễn ra nối tiếp, chúng ta có một vũ trụ dao động. Khi ấy vũ trụ có thể gồm một dãy vô hạn các vũ trụ giới hạn, mỗi vũ trụ giới hạn kết thúc bằng một Vụ co lớn và cũng là Vụ nổ lớn của vũ trụ tiếp theo. Về lý thuyết, vũ trụ dao động có thể không tương thích với định luật nhiệt động học thứ hai: entropy sẽ tạo nên từ sự dao động tới sự dao động và gây ra cái chết nóng. Các đo đạc khác cho thấy vũ trụ không đóng. Những tranh cãi đó khiến các nhà vũ trụ học từ bỏ mô hình vũ trụ dao động. Một ý tưởng gần như tương tự là mô hình tuần hoàn, nhưng ý tưởng này tránh được cái chết nóng, bởi một sự mở rộng của các brane làm loãng entropy tích tụ ở vòng tuần hoàn trước.

Big Bounce[sửa | sửa mã nguồn]

Bài chi tiết: Big Bounce

Big Bounce là một mô hình khoa học lý thuyết liên quan tới sự khởi đầu của Vũ trụ đã biết. Nó xuất phát từ vũ trụ dao động hay chu kỳ nối tiếp của Vụ nổ lớn theo đó sự kiện vũ trụ đầu tiên là kết quả của sự sụp đổ của vũ trụ trước đó.

Theo một phiên bản lý thuyết Vụ nổ lớn của vũ trụ học, ở thời điểm khởi đầu của vũ trụ nó có mật độ vô hạn. Một sự miêu tả như vậy dường như không thích hợp với mọi thứ khác trong vật lý, và đặc biệt cơ học lượng tử và nguyên tắc không chắc chắn của nó.[cần dẫn nguồn] Vì thế, không ngạc nhiên rằng cơ học lượng tử đã khiến một phiên bản khác của lý thuyết Vụ nổ lớn xuất hiện. Tương tự, nếu vũ trụ đóng, lý thuyết này sẽ tiên đoán rằng một khi vụ trụ sụp đổ nó sẽ sinh ra một vũ trụ khác trong một sự kiện tương tự Vụ nổ lớn sau khi đạt tới một kỳ dị vũ trụ hay một lực đẩy lượng tử gây ra sự tái mở rộng.

Đa vũ trụ: không có sự kết thúc hoàn toàn[sửa | sửa mã nguồn]

Bài chi tiết: Đa vũ trụ

Lý thuyết đa vũ trụ cho rằng vũ trụ của chúng ta chỉ là một trong vô số vũ trụ tồn tại song song, có thể với những định luật vật lý khác nhau. Dù số phận cuối cùng của vũ trụ của chúng ta có thể nào, hầu hết tất cả các vũ trụ song song sẽ có các số phận khác nhau. Và tuy nhiều vũ trụ có thể là đóng, nhiều vũ trụ có thể là mở. Đa vũ trụ là một toàn thể có thể không bao giờ chấm dứt hoàn toàn.

Trống rỗng giả[sửa | sửa mã nguồn]

Nếu sự trống rỗng không ở trong tình trạng năng lượng thấp nhất của nó (một sự trống rỗng giả), nó có thể thông qua đường hầm vào một tình trạng năng lượng thấp hơn. [cần dẫn nguồn] Cái này được gọi là sự kiện siêu ổn định. Nó có khả năng thay đổi tận gốc rễ vũ trụ của chúng ta; ở những viễn cảnh táo bạo hơn thậm chí nhiều hằng số vật lý có thể có những giá trị khác nhau, tác động nghiêm trọng tới những nền tảng của vật chất, năng lượng, và không thời gian. Cũng có thể rằng toàn bộ các cơ cấu sẽ bị tiêu diệt ngay lập tức, mà không có sự cảnh báo trước.

Sự giải thích Nhiều thế giới của cơ học lượng tử[sửa | sửa mã nguồn]

Theo sự giải thích Nhiều thế giới của cơ học lượng tử, vũ trụ sẽ không kết thúc theo kiểu này. Thay vào đó, mỗi lần một sự kiện lượng tử xảy ra khiến vũ trụ suy tàn từ một Trống rỗng giả thành một tình trạng trống rỗng, vũ trụ phân chia thành nhiều thế giới mới. Trong một số các thế giới mới do vũ trụ tiếp tục suy tàn; trong một số thế giới khác vũ trụ tiếp tục như trước đó.

Sự không chắc chắn vũ trụ[sửa | sửa mã nguồn]

Mỗi khả năng được mô tả ở trên dựa trên một hình thức rất đơn giản của biểu thức năng lượng tối của tình trạng. Nhưng khi cái tên dường như được áp dụng, chúng ta hầu như không biết gì về vật lý thật sự của năng lượng tối. Nếu lý thuyết lạm phát là đúng, vũ trụ trải qua một giai đoạn bị thống trị bởi một hình thức năng lượng tối khác ở những thời điểm đầu tiên của vụ nổ lớn, nhưng sự lạm phát chấm dứt, cho thấy một biểu thức tình trạng phức tạp hơn nhiều so với những biểu thức ta đã có hiện tại về năng lượng tối. Có thể biểu thức tình trạng năng lượng tối có thể lại thay đổi một lần nữa dẫn tới một sự kiện sẽ để lại những hậu quả cực khó để biểu hiện hay dự đoán.

Những khó khăn do quan sát với các lý thuyết[sửa | sửa mã nguồn]

Sự lựa chọn giữa những viễn cảnh đối nghịch được tiến hành bởi việc 'cân' vũ trụ, ví dụ, đo những sự đóng góp liên quan của vật chất, bức xạ, vật chất tốinăng lượng tối tới mật độ tới hạn. Cụ thể hơn, các viễn cảnh trái ngược được đánh giá theo các dữ liệu trên các cụm thiên hà và các sao siêu mới ở xa xôi, và trên các tính không đẳng hướng trong Màn bức xạ vi sóng vũ trụ.

Cuộc sống trong một vũ trụ chết[sửa | sửa mã nguồn]

Lý thuyết trí thông minh vĩnh cửu của Dyson cho rằng một nền văn minh tiên tiến có thể tồn tại trong một giai đoạn thời gian vô hạn mà chỉ cẩn một lượng năng lượng hữu hạn. Một nền văn minh như vậy sẽ biến đổi các giai đoạn hoạt động ngắn bằng những giai đoạn ngủ đông thậm chí còn dài hơn.

John Barrow và Frank J. Tipler (1986) đã đưa ra một Nguyên tắc thời kỳ tồn tại cuối cùng: sự xuất hiện của đời sống thông minh là không thể tránh được, và một khi cuộc sống thông minh đó tồn tại ở một nơi nào đó trong vũ trụ, nó sẽ không bao giờ chết. Barrow và Tipler thậm chí còn đi xa hơn: số phận cuối cùng của cuộc sống thông minh là để thâm nhập vào và kiểm soát toàn bộ vũ trụ ở mọi khía cạnh chỉ trừ một: trí thông minh không thể ngăn cản Vụ co lớn. Hơn nữa, nó sẽ không muốn làm thế bởi nguồn cung cấp năng lượng chính trong một vũ trụ đang trải qua. Vụ co lớn sẽ là một điểm nóng trong bầu trời xuất hiện từ một sự co bất đối xứng của vũ trụ. Họ đoán rằng sự bất đối xứng cần thiết sẽ được tạo ra bởi một số hình thức đời sống thông minh.

Viễn cảnh điểm Omega của Tipler (Tipler 1994) cho rằng sự đảo ngược viễn cảnh cuộc sống thông minh vĩnh cửu sẽ là trường hợp cho một nền văn minh đang ở trong những giai đoạn cuối cùng của một Vụ co lớn. Một nền văn minh như vậy sẽ, trên thực tế, qua một lượng thời gian "chủ quan" vô hạn trong cuộc đời còn lại hữu hạn của vũ trụ, sử dụng năng lượng to lớn của Vụ co lớn để tăng tốc quá trình thành tạo nhanh hơn sự tiếp cận của kỳ dị cuối cùng.

Dù có thể xảy ra trên lý thuyết, không chắc chắn rằng liệu sẽ có những kỹ thuật như vậy để khiến các kịch bản ấy có thể xảy ra. Hơn nữa, những giải pháp hữu hiệu có thể không phân biệt được với tình trạng hiện tại của vũ trụ của chúng ta. Nói cách khác, nếu nền văn minh không thể ngăn vũ trụ sụp đổ, ít nhất họ có thể sử dụng năng lượng từ vụ sụp đổ để tái tạo các vũ trụ tương lai giống với vũ trụ đang kết thúc, nhưng với các tỷ lệ thời gian nhân tạo hay nén.

Tác phẩm gần đây về lạm phát vũ trụ học, lý thuyết dây, và cơ học lượng tử đã chuyển các hướng tranh cãi về số phận cuối cùng của vũ trụ khác biệt so với các viễn cảnh do Dyson và Tipler đặt ra. Lý thuyết của Eric ChaissonDavid Layzer cho thấy rằng không thời gian mở rộng sẽ gây ra "khe hở entropy" tăng lên, khiến nghi ngờ lý thuyết cái chết nóng. Viện dẫn tác phẩm của Ilya Prigogine về nhiệt động lực far-from-equilibrium, phân tích của họ cho thấy khe hở entropy này có thể góp phần vào sự thành tạo, và vì thế tới sự thành tạo cấu trúc.

Tuy nhiên, Andrei Linde, Alan Guth, Ted Harrison, và Ernest Sternglass cho rằng lạm phát vũ trụ học cho thấy rõ sự hiện diện của một Đa vũ trụ, và nó sẽ là thực tế thậm chí với sự hiểu biết hiện nay về các loài người thông minh tạo ra và truyền sự thành tạo de novo vào một vũ trụ riêng biệt. Alan Guth đã cho rằng một nền văn minh ở đỉnh thang Kardashev có thể tạo ra các fine-tuned universe trong một sự tiếp nối của quá trình tiến hoá dẫn tới sự tồn tại, phát triển và nhân lên. Ý tưởng này đã được phát triển thêm bởi Selfish Biocosm Hypothesis, và bởi đề xuất rằng sự tồn tại của các hằng số lý thuyết cơ bản có thể là chủ đề của một cuộc tiến hoá vũ trụ kiểu Darwin.[3] Hơn nữa, những công trình lý thuyết hiện nay về vấn đề hấp dẫn lượng tử còn chưa được giải quyết và Nguyên tắc Giao thoa cho thấy các lượng vật lý truyền thống có thể được miêu tả bằng những thuật ngữ trao đổi thông tin, và tới lượt chúng lại khiến nổi lên những câu hỏi về khả năng áp dụng của các mô hình vũ trụ cũ.

Quan điểm tôn giáo[sửa | sửa mã nguồn]

Bài chi tiết: Ngày tận thế

Nhiều tôn giáo có đưa ra dự đoán về một sự kết thúc của vũ trụ. Nghiên cứu lý thuyết về số phận cuối cùng của vũ trụ và/hay số phận cuối cùng của con người được gọi là thuyết mạt thế. Nhiều niềm tin tôn giáo cho rằng đó sẽ là các tai biến, và một số người theo thuyết hữu thần không coi các lý thuyết khoa học khác nhau về sự kết thúc của vũ trụ mâu thuẫn với các niềm tin tôn giáo của họ. Cùng với đó, nhiều tôn giáo, đặc biệt là Hindu giáo, tin vào một vòng luân hồi vô tận những cuộc huỷ diệt và tái tạo.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Các nhà khoa học:

Chú thích[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Hoyle Burbidge & Narlikar "A Different Approach to Cosmology" Cambridge University Press.
  2. ^ WMAP - Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Truy cập 17 tháng 7, 2008.
  3. ^ How Advanced Can a Civilization Become? by FRASER CAIN on APRIL 26, 2004 lưu trữ 1/6/2004

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]