Tương lai của một vũ trụ giãn nở

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Jump to navigation Jump to search

Quan sát cho rằng việc mở rộng của vũ trụ sẽ tiếp tục mãi mãi. Nếu vậy, vũ trụ sẽ lạnh khi nó mở rộng, cuối cùng trở nên quá lạnh để duy trì sự sống. Vì lý do này, kịch bản này trong tương lai là phổ biến được gọi là Vụ đóng băng lớn hay Big Freeze.[1]

Nếu năng lượng tối đại diện bởi hằng số vũ trụ, một mật độ năng lượng không đổi làm đầy không gian đồng nhất,[2] hoặc các lĩnh vực vô hướng, chẳng hạn như Quintessence hoặc Moduli, năng động, số lượng có mật độ năng lượng có thể khác nhau trong thời gian và không gian tăng tốc độ mở rộng của vũ trụ, không gian giữa các cụm thiên hà sẽ giãn nở với một tốc độ ngày càng tăng. Dịch chuyển đỏ sẽ kéo dài, photon đến (ngay cả tia gamma) lặng bước sóng dài và năng lượng thấp.[3] Sao được dự kiến sẽ hình thành bình thường cho 1 × 1012 đến 1 × 1014 năm, nhưng cuối cùng việc cung cấp khí cần thiết cho sự hình thành sao sẽ bị cạn kiệt. Và như những ngôi sao hiện có hết nhiên liệu và ngừng tỏa sáng, vũ trụ từ từ và không thể lay chuyển sẽ tăng tối hơn, một ngôi sao tại một thời điểm.[4] § IID,[5] Theo lý thuyết dự đoán phân rã proton, tàn dư sao bỏ lại phía sau sẽ biến mất, để lại đằng sau là lỗ đen và chính các lỗ đen đó cũng sẽ dần dần biến mất qua bức xạ Hawking.[6] Cuối cùng, vũ trụ đạt đến một trạng thái trong đó nhiệt độ tiếp cận một giá trị chung, không có thêm hoạt động xảy ra, kết quả cuối cùng là cái chết nhiệt của vũ trụ[7].

Vũ trụ học[sửa | sửa mã nguồn]

Mở rộng vô hạn không xác định không gian độ cong của vũ trụ. Nó có thể được mở (với độ cong không gian âm), phẳng, hoặc đóng (tích cực không gian cong), mặc dù nếu nó đóng, phải có mặt năng lượng tối để chống lại lực hấp dẫn của vật chất. Vũ trụ mở và phẳng sẽ mở rộng mãi mãi ngay cả khi không có mặt năng lượng tối.[8]

Quan sát của bức xạ nền vũ trụ WMAP cho rằng vũ trụ là không gian phẳng và có một số lượng đáng kể năng lượng tối.[9] Trong trường hợp này, vũ trụ sẽ tiếp tục mở rộng với một tốc độ tăng. Sự tăng tốc của việc mở rộng của vũ trụ đã cũng được xác nhận bởi quan sát xa về siêu tân tinh.[8] Nếu, như trong các mô hình mục lục của vật lý vũ trụ học (vấn đề Lambda-lạnh tối hoặc ΛCDM), năng lượng tối là dưới hình thức của một hằng số vũ trụ, mở rộng vũ trụ sẽ làm kích thước tăng gấp đôi vũ trụ với một tốc độ không đổi.

Nếu lý thuyết về lạm phát là đúng, vũ trụ đã trải qua một giai đoạn thống trị bởi một hình thức khác nhau của năng lượng tối trong những khoảnh khắc đầu tiên của Big Bang, nhưng lạm phát kết thúc, cho thấy một phương trình trạng thái phức tạp hơn nhiều so với những giả định cho đến nay cho hiện tại ngày năng lượng tối. Có thể là phương trình năng lượng tối có thể thay đổi một lần nữa kết quả trong một sự kiện rằng sẽ có hậu quả đó là cực kỳ khó khăn để parametrize hoặc dự đoán. [cần dẫn nguồn]

Tương lai lịch sử[sửa | sửa mã nguồn]

Trong những năm 1970, tương lai của một vũ trụ mở rộng đã được nghiên cứu bởi các nhà vật lý học thiên thể Jamal Islam [10] và nhà vật lý Freeman Dyson [11] Gần đây, các nhà vật lý học thiên thể Fred AdamsGregory Laughlin đã chia lịch sử quá khứ và tương lai của một vũ trụ mở rộng vào năm thời kỳ. Đầu tiên, Kỷ nguyên Primordial, là thời gian trong quá khứ ngay sau khi Vụ Nổ Lớn khi sao vẫn chưa hình thành. Thứ hai, Kỷ nguyên Stelliferous, bao gồm ngày nay và tất cả các ngôi sao và thiên hà chúng ta thấy. Đây là thời gian trong đó các ngôi sao hình thành từ sự sụp đổ các đám mây khí. Sau đó là Kỷ nguyên suy biến, các ngôi sao sẽ cháy hết năng lượng, để lại tất cả các ngôi sao có khối lượng là tàn dư sao - sao lùn trắng, sao neutronlỗ đen. Trong Kỷ nguyên Lỗ đen, sao lùn trắng, sao neutron, nhỏ hơn và các vật thể thiên văn khác sẽ bị phá hủy bởi sự phân rã proton, chỉ để lại các lỗ đen. Cuối cùng, trong Kỷ nguyên bóng tối, lỗ đen cũng sẽ biến mất thông qua bức xạ Hawking, chỉ để lại khí loãng của photon và lepton.[12] trang xxiv-xxviii.

Lịch sử này trong tương lai và mốc thời gian dưới đây giả định tiếp tục mở rộng của vũ trụ. Nếu vũ trụ bắt đầu recontract, các sự kiện tiếp theo trong thời gian này không thể xảy ra bởi vì Vụ Co Lớn, thì vũ trụ vào trạng thái đặc nóng, tương tự như sau Big Bang, sẽ xảy đến.[12], trang 190 - 192;, pp. 190–192;[13]

Thời gian biểu[sửa | sửa mã nguồn]

Kỷ nguyên Sao[sửa | sửa mã nguồn]

Từ 106 (1 triệu) năm 1014 (100 nghìn tỷ) năm sau Vụ Nổ Lớn

Xem thêm: Thời gian đồ họa của kỷ nguyên Stelliferous

Tuổi của vũ trụ là 1,37 × 1010 năm tuổi (13,7 tỷ).[9] Đây là thời gian của Kỷ nguyên Stelliferous. Khoảng 155 triệu năm sau Vụ nổ lớn, ngôi sao đầu tiên được hình thành. Kể từ đó, các ngôi sao đã được hình thành bởi sự sụp đổ của nhỏ, khu vực lõi lớn, đám mây phân tử hydro khí lạnh dày đặc. Lúc đầu, điều này tạo ra một tiền sao, đó là nóng và tươi sáng vì năng lượng được tạo ra bởi co hấp dẫn. Sau khi hợp đồng tiền sao cho trong một thời gian, trung tâm của nó sẽ trở nên đủ nóng để hợp hydro và cuộc đời của mình như một ngôi sao đúng cách sẽ bắt đầu.[12], trang 35-39.

Ngôi sao có khối lượng rất thấp cuối cùng sẽ xả tất cả hydro dễ nóng chảy của họ và sau đó trở thành Heli sao lùn trắng.[14] Sao thấp với khối lượng trung bình sẽ trục xuất một số khối lượng của chúng như là một tinh vân hành tinh và cuối cùng trở thành sao lùn trắng, ngôi sao có khối lượng lớn hơn sẽ nổ trong một siêu tân tinh lõi sụp đổ, để lại đằng sau sao neutron hoặc lỗ đen.[15] Trong bất kỳ trường hợp nào, mặc dù một số vấn đề của ngôi sao có thể được trả lại môi trường giữa các sao, thoái hóa còn lại sẽ được bỏ lại phía sau có khối lượng không được trả lại môi trường bình thường. Vì vậy, việc cung cấp khí có sẵn để hình thành sao đang dần bị cạn kiệt.

Ngân Hà và thiên hà Tiên Nữ hợp nhất thành một[sửa | sửa mã nguồn]

3 tỉ năm nữa (17 tỷ năm sau Vụ Nổ Lớn)

Bài chi tiết: Andromeda-Ngân hà va chạm

Thiên hà Tiên Nữ là khoảng 2,5 triệu năm ánh sáng từ thiên hà của chúng ta, dải Ngân Hà, và họ đang di chuyển đối với nhau khoảng 120 km mỗi giây. Khoảng ba tỷ năm kể từ bây giờ, hoặc 17 tỷ năm sau Big Bang, Dải Ngân hà và thiên hà Tiên Nữ có thể va chạm với nhau và hợp nhất thành một thiên hà lớn. Bởi vì không biết chính xác nó nhanh như thế nào thiên hà Andromeda đang chuyển động ngang với Ngân Hà, không phải là nhất định rằng sự va chạm sẽ xảy ra.[16]

Sự hợp nhất của Cụm địa phương[sửa | sửa mã nguồn]

1011 (100 tỷ) đến 1012 (1 nghìn tỷ) năm

Các thiên hà trong nhóm địa phương, các cụm thiên hà bao gồm Dải Ngân hà và thiên hà Tiên Nữ, được trọng lực ràng buộc với nhau. Dự kiến từ 1011 (100 tỷ) và 1012 (1 nghìn tỷ) năm kể từ bây giờ, quỹ đạo của chúng sẽ phân hủy và toàn bộ Cụm địa phương sẽ hợp nhất thành một thiên hà lớn.[4], § IIIA.

Các thiên hà bên ngoài Siêu đám Địa phương sẽ không thể phát hiện[sửa | sửa mã nguồn]

2 × 1012 (2 nghìn tỷ) năm

Giả sử rằng năng lượng tối tiếp tục làm cho vũ trụ mở rộng với tốc độ gia tốc, 2 × 1012 (2 nghìn tỷ) năm kể từ bây giờ, tất cả các thiên hà bên ngoài Siêu đám Địa phương sẽ có dịch chuyển đỏ đến một mức độ mà ngay cả tia gamma chúng phát ra sẽ có bước sóng dài hơn so với kích thước của vũ trụ quan sát được. Do đó, những thiên hà này sẽ không còn được phát hiện trong bất kỳ cách nào.[3]

Kỷ nguyên Thoái hóa[sửa | sửa mã nguồn]

Từ 1014 (100 nghìn tỷ) 1040 năm

1014 (100 nghìn tỷ) năm kể từ bây giờ, sự hình thành sao sẽ kết thúc, để lại tất cả các đối tượng sao trong các hình thức thoái hóa còn sót lại. Giai đoạn này, được gọi là kỷ nguyên suy thoái, sẽ kéo dài đến thoái hóa còn sót lại cuối cùng là phân rã.[17]

Sao không còn hình thành[sửa | sửa mã nguồn]

1014 (100 nghìn tỷ) năm

Người ta ước tính rằng trong 1014 (100 nghìn tỷ) năm hoặc ít hơn, sự hình thành sao sẽ kết thúc.[4], § IID. ít nhất là ngôi sao lớn đi dài nhất để xả nhiên liệu hydro của họ (xem sự tiến hóa sao). Vì vậy, các ngôi sao sống lâu nhất trong vũ trụ là sao lùn đỏ có khối lượng thấp nhất, một khối lượng của bằng khoảng 0,08 lần khối lượng mặt trời, do đó cuộc đời trung bình của nó là 1013 (10 nghìn tỷ) năm.[18] Thật trùng hợp, điều này có thể so sánh với chiều dài thời gian hình thành sao diễn ra.[4] § IID. Một khi đầu hình thành sao và ít nhất sao lùn đỏ khổng lồ cạn kiệt nhiên liệu, nhiệt hạch hạt nhân sẽ chấm dứt. Các sao lùn đỏ có khối lượng thấp sẽ làm mát và trở thành sao lùn trắng.[14] Các đối tượng duy nhất còn lại với hơn khối lượng hành tinh sẽ là sao lùn nâu có khối lượng ít hơn 0,08 lần khối lượng mặt trời, và thoái hóa còn sót lại, sao lùn trắng, được sản xuất bởi các ngôi sao với ban đầu quần chúng giữa khoảng 0,08 và 8 lần khối lượng mặt trời và sao neutron và lỗ đen, được sản xuất bởi các ngôi sao với khối lượng ban đầu hơn 8 lần khối lượng mặt trời. Hầu hết khối lượng của sao, khoảng 90%, sẽ có hình thức kết thúc cuộc đời là sao lùn trắng.[5] Trong sự vắng mặt của bất kỳ nguồn năng lượng của các sao này trước đây là sáng mát và trở nên mờ nhạt.

Vũ trụ sẽ trở nên cực kỳ tối sau khi ngôi sao cuối cùng cháy. Mặc dù vậy, vẫn có thể thỉnh thoảng ánh sáng trong vũ trụ. Một trong những cách vũ trụ có thể được chiếu sáng là nếu hai cacbon - oxy sao lùn trắng với một khối lượng kết hợp của hơn giới hạn Chandrasekhar khoảng 1,4 lần khối lượng mặt trời xảy ra để hợp nhất. Các đối tượng kết quả sau đó sẽ trải qua phản ứng nhiệt hạch, sản xuất một siêu tân tinh loại IA và xua tan bóng tối của Kỷ nguyên su thoái trong một vài tuần.[19][20] Nếu khối lượng kết hợp không vượt quá giới hạn Chandrasekhar nhưng lớn hơn mức tối thiểu đại chúng để hợp carbon (khoảng 0,9 khối lượng mặt trời), một ngôi sao carbon có thể được sản xuất, với cuộc đời của khoảng 106 (1 triệu) năm.[12], p. 91 Ngoài ra, nếu hai helium sao lùn trắng với một khối lượng kết hợp của ít nhất 0,3 lần khối lượng mặt trời va chạm, một ngôi sao helium có thể được sản xuất, với một đời của một vài trăm triệu năm.[12], p. 91 Cuối cùng, nếu màu nâu sao lùn va chạm với nhau, một ngôi sao lùn đỏ có thể được sản xuất mà có thể tồn tại 1013 (10 nghìn tỷ) năm.[18][19]

Hành tinh bị văng khỏi quỹ đạo bởi một ngôi sao khác[sửa | sửa mã nguồn]

1015 năm

Theo thời gian, quỹ đạo của các hành tinh sẽ phân hủy do bức xạ hấp dẫn, hoặc các hành tinh sẽ bị đẩy ra từ hệ thống địa phương của họ bằng cách nhiễu loạn hấp dẫn gây ra bởi các cuộc gặp gỡ với một tàn dư sao.[21]

Sao trong các Thiên hà bị văng ra ngoài hoặc rơi vào lỗ đen[sửa | sửa mã nguồn]

1019 đến 1020 năm

Theo thời gian, các đối tượng trong một thiên hà trao đổi năng lượng động học trong một quá trình gọi là thư giãn động, làm cho cách tiếp cận phân phối tốc độ của họ phân bố Maxwell-Boltzmann.[22] Dynamical thư giãn có thể tiến hành bằng cuộc gặp gỡ gần gũi của hai ngôi sao hoặc ít bạo lực nhưng thường xuyên hơn xa cuộc gặp gỡ.[23] Trong trường hợp của một cuộc gặp gỡ gần gũi, hai sao lùn nâu hoặc tàn dư sao sẽ vượt qua gần với nhau. Khi điều này xảy ra, quỹ đạo của các đối tượng tham gia trong cuộc gặp gỡ gần thay đổi một chút. Sau khi một số lượng lớn các cuộc gặp gỡ, đối tượng nhẹ hơn có xu hướng để đạt được năng lượng động lực trong khi các đối tượng nặng hơn mất nó.[12], trang 85-87

Bởi vì thư giãn động, một số đối tượng sẽ đạt được đủ năng lượng để đạt được vận tốc vũ trụ thiên hà và khởi hành thiên hà, để lại đằng sau một thiên hà nhỏ hơn dày đặc hơn,. Kể từ cuộc gặp gỡ thường xuyên hơn trong thiên hà dày đặc hơn, quá trình này sau đó tăng tốc. Kết quả cuối cùng là hầu hết các đối tượng được lấy ra từ thiên hà, để lại một phần nhỏ (có lẽ 1% đến 10%) mà rơi vào trung tâm lỗ đen siêu lớn.[4], § IIIAD;[12], trang 85-87

Các hạt nhân bắt đầu bị phân rã[sửa | sửa mã nguồn]

> 1034 năm

Xem thêm: Hạt nhân

Sự phát triển tiếp theo của vũ trụ phụ thuộc vào sự tồn tại và tỷ lệ phân rã proton. Bằng chứng thực nghiệm cho thấy nếu các proton không ổn định, sự phân rã của proton ít nhất là 1034 năm. Nếu lý thuyết thống nhất là chính xác, do đó có những lý do để tin rằng sự phân rã của proton có thời gian là 1041 năm. Neutron bị ràng buộc vào hạt nhân cũng được dự kiến sẽ phân rã với một cuộc sống nửa so sánh của proton.

Phần còn lại của thời hạn này giả định rằng các proton nửa cuộc sống là khoảng 1037 năm. Ngắn hơn hoặc dài hơn proton nửa cuộc sống sẽ tăng tốc hoặc giảm tốc quá trình. Điều này có nghĩa rằng sau 1037 năm, một nửa vật chất baryon sẽ được chuyển đổi thành các photon dưới dạng tia gammalepton thông qua sự phân rã proton.

Trong trường hợp rằng các proton không phân hủy, các ngôi sao có khối lượng vẫn sẽ biến mất, nhưng lâu hơn. Xem trong tương lai mà không cần phân rã proton bên dưới.

Tất cả hạt nhân phân rã[sửa | sửa mã nguồn]

1040 năm

Với giả định một nửa cuộc sống của proton, hạt nhân (proton và neutron bị ràng buộc) đã trải qua khoảng 1.000 chu kỳ bán rã theo thời gian vũ trụ là 1040 năm tuổi. Để đưa điều này vào quan điểm, proton ước tính trong vũ trụ khoảng 1080. Điều này có nghĩa rằng số lượng của hạt nhân sẽ được cắt giảm một nửa 1.000 lần do thời gian vũ trụ là 1040 tuổi. Do đó, sẽ có khoảng ½1000 (khoảng 10−301) là hạt nhân còn lại là có được ngày hôm nay, đó là, hạt nhân còn lại trong vũ trụ vào cuối của Kỷ nguyên suy thoái. Kết quả, tất cả vật chất baryon sẽ được thay đổi thành photonlepton. Một số mô hình dự đoán sự hình thành của positronium ổn định nguyên tử với đường kính lớn hơn đường kính hiện tại của vũ trụ quan sát được trong 1085 năm, và chúng lần lượt phân hủy thành bức xạ gamma trong 10141 năm.[4] §IID, [5]

Kỷ nguyên Lỗ đen[sửa | sửa mã nguồn]

Các lỗ đen siêu lớn là tất cả những gì còn lại của các thiên hà một lần tất cả các phân rã proton, nhưng ngay cả những chúng cũng không phải là bất tử.

1040 năm đến 10100 năm

Sau 1040 năm, lỗ đen sẽ thống trị vũ trụ. Họ sẽ từ từ bốc hơi thông qua bức xạ Hawking. Một lỗ đen với khối lượng của khối lượng mặt trời khoảng 1 sẽ biến mất trong khoảng 2 x 1066 năm. Tuy nhiên, nhiều người trong số này là có khả năng kết hợp với các lỗ đen siêu lớn ở trung tâm của các thiên hà của họ thông qua quá trình mô tả ở trên trước khi điều này xảy ra. Khi thời gian tồn tại của một lỗ đen là tỷ lệ với lập phương của khối lượng của nó, lỗ đen có khối lượng lớn hơn sẽ mất nhiều thời gian hơn để phân rã. Một lỗ đen siêu lớn với một khối lượng 1011 (100 tỷ) khối lượng mặt trời sẽ bay hơi trong khoảng 2 × 1099 năm.[24]

Bức xạ Hawking có một quang phổ nhiệt. Trong hầu hết cuộc đời của một lỗ đen, bức xạ có nhiệt độ thấp và chủ yếu là trong các hình thức của các hạt không có khối lượng như photon và hạt giả thuyết graviton. Khi giảm khối lượng của lỗ đen, sẽ làm tăng nhiệt độ của nó, trở thành so sánh với Mặt Trời bởi thời gian khối lượng lỗ đen đã giảm xuống còn 1019 kg. Lỗ sau đó cung cấp một nguồn tạm thời của ánh sáng trong bóng tối chung của kỷ nguyên Lỗ đen. Trong giai đoạn cuối cùng của sự bốc hơi của nó, một lỗ đen sẽ phát ra không chỉ các hạt không có khối lượng, nhưng cũng nặng hạt như electron, positron, proton và phản proton.[12], pp. 148–150. , trang 148-150.

Nếu proton không phân rã như mô tả ở trên[sửa | sửa mã nguồn]

Trong trường hợp các proton không phân rã như mô tả ở trên, Kỷ nguyên suy biến sẽ kéo dài lâu hơn, và sẽ chồng chéo lên nhau Kỷ nguyên Lỗ đen. Trong một khoảng thời gian khoảng 1065 năm, đối tượng dường như cứng nhắc như đá sẽ có thể để sắp xếp lại các nguyên tử và phân tử của họ thông qua đường hầm lượng tử, hành xử như là một chất lỏng, nhưng chậm hơn. Tuy nhiên, proton vẫn dự kiến sẽ bị hư hỏng, ví dụ như thông qua các quá trình liên quan đến hố đen, hoặc các quá trình khác cao hơn, với một cuộc sống nửa dưới 10200 năm. § IVF. Ví dụ, theo Mô hình Chuẩn, nhóm 2 hoặc nhiều hơn nucleon về lý thuyết không ổn định vì bất thường chiral cho phép quá trình thay đổi số baryon bằng một bội số của 3.

Kỷ nguyên Tối và Thời đại Photon[sửa | sửa mã nguồn]

Photon bây giờ là vua của vũ trụ như là cuối cùng của các lỗ đen siêu lớn bốc hơi.

Từ 10100 năm và hơn

Photon bây giờ là vua của vũ trụ vì cuối cùng của các lỗ đen siêu lớn bốc hơi.

Sau khi tất cả các lỗ đen đã bay hơi (và sau khi tất cả các vấn đề thông thường của các proton đã tan rã, nếu proton là không ổn định), vũ trụ gần như trống rỗng. Photon, neutrino, các electronpositron sẽ bay từ nơi này đến nơi khác, hầu như không bao giờ gặp nhau. Hấp dẫn vũ trụ sẽ bị chi phối bởi vật chất tối, các electronpositron (photon).[25]

Thời kỳ này, với chỉ rất khuếch tán vấn đề còn lại, hoạt động trong vũ trụ sẽ có đuôi đi đáng kể (so với thời kỳ trước), với mức năng lượng rất thấp và quy mô thời gian rất lớn. Electronpositron trôi qua không gian sẽ gặp nhau và đôi khi tạo thành cấu trúc nguyên tử positronium. Những cấu trúc này không ổn định, tuy nhiên, các hạt cấu thành của họ cuối cùng phải tiêu diệt.[26] các hạt sơ cấp khác cũng sẽ phân hủy, mặc dù rất chậm.

Vũ trụ đã đạt đến một trạng thái năng lượng cực kỳ thấp. Điều gì sẽ xảy ra sau này là đầu cơ. Có thể là một sự kiện Vụ rách lớn có thể xảy ra xa trong tương lai. Ngoài ra, vũ trụ có thể nhập lạm phát kỷ nguyên thứ hai, hoặc giả định rằng hiện nay chân không là một chân không sai, chân không có thể phân hủy thành một trạng thái năng lượng thấp hơn.[27] Cuối cùng, vũ trụ rơi vào trạng thái này mãi mãi, đạt đúng cái chết nhiệt. Có lẽ, các trạng thái năng lượng cực thấp ngụ ý rằng các sự kiện địa phương lượng tử hóa trở thành hiện tượng vĩ mô lớn hơn là sự kiện vi không đáng kể bởi vì các nhiễu loạn nhỏ nhất tạo ra khác biệt lớn nhất trong Kỳ nguyên này, do đó, không có nói những gì có thể xảy ra với không gian hoặc thời gian. Được nhận thức rằng các định luật của vật lý vĩ mô "sẽ phá vỡ, và các định luật của vật lý lượng tử" sẽ chiếm ưu thế.[7]

Tương lai mà không phân rã proton[sửa | sửa mã nguồn]

Nếu các proton không phân hủy, sao có khối lượng vẫn sẽ trở thành lỗ đen, nhưng chậm hơn. Thời gian sau đây giả định rằng phân rã proton không diễn ra.

Phân rã vật chất thành sắt[sửa | sửa mã nguồn]

101500 năm kể từ bây giờ

101500 năm, lạnh nhiệt hạch xảy ra thông qua đường hầm lượng tử nên làm cho ánh sáng hạt nhân trong cầu chì vật chất thông thường thành sắt-56 hạt nhân (xem các đồng vị sắt). Fission và hạt alpha phát thải nên nặng hạt nhân cũng phân hủy với sắt, để lại sao đối tượng đại chúng như những quả cầu sắt lạnh, được gọi là sao sắt.[11]

Sự sụp đổ của ngôi sao sắt lỗ đen[sửa | sửa mã nguồn]

đến năm kể từ bây giờ

Đường hầm lượng tử cũng nên chuyển các đối tượng lớn thành các lỗ đen. Tùy thuộc vào các giả định, thời gian này có xảy ra có thể được tính toán từ năm đến năm . (Để tính toán giá trị của con số như vậy, xem tetration). Đường hầm lượng tử cũng có thể làm cho sao sắt sụp đổ thành các sao neutron trong khoảng thời gian năm.[11]

Đồ họa thời gian[sửa | sửa mã nguồn]

Logarithmic scale

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ WMAP - Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Truy cập on line ngày 17 tháng 7 năm 2008.
  2. ^ Sean Carroll (2001). “The cosmological constant”. Living Reviews in Relativity 4. Truy cập ngày 28 tháng 9 năm 2006. 
  3. ^ a ă Life, the Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-expanding Universe, Lawrence M. Krauss and Glenn D. Starkman, Astrophysical Journal, 531 (ngày 1 tháng 3 năm 2000), pp. 22–30. doi:10.1086/308434. Bibcode2000ApJ...531...22K.
  4. ^ a ă â b c d A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, Reviews of Modern Physics 69, #2 (April 1997), pp. 337–372. Bibcode1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337 arΧiv:astro-ph/9701131.
  5. ^ a ă â Adams & Laughlin (1997), §IIE.
  6. ^ Adams & Laughlin (1997), §IV.
  7. ^ a ă Adams & Laughlin (1997), §VID
  8. ^ a ă Chapter 7, Calibrating the Cosmos, Frank Levin, New York: Springer, 2006, ISBN 0-387-30778-8.
  9. ^ a ă Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results, G. Hinshaw et al., The Astrophysical Journal Supplement Series (2008), submitted, arΧiv:0803.0732, Bibcode2008arXiv0803.0732H.
  10. ^ Possible Ultimate Fate of the Universe, Jamal N. Islam, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 18 (March 1977), pp. 3–8, Bibcode1977QJRAS..18....3I
  11. ^ a ă â Time without end: Physics and biology in an open universe, Freeman J. Dyson, Reviews of Modern Physics 51 (1979), pp. 447–460, doi:10.1103/RevModPhys.51.447.
  12. ^ a ă â b c d đ e The Five Ages of the Universe, Fred Adams and Greg Laughlin, New York: The Free Press, 1999, ISBN 0-684-85422-8.
  13. ^ Adams & Laughlin (1997), §VA
  14. ^ a ă The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (ngày 10 tháng 6 năm 1997), pp. 420–432. Bibcode1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  15. ^ How Massive Single Stars End Their Life, A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, and D. H. Hartmann, Astrophysical Journal 591, #1 (2003), pp. 288–300.
  16. ^ The Great Milky Way-Andromeda Collision, John Dubinski, Sky and Telescope, October 2006. Bibcode2006S&T...112d..30D.
  17. ^ Adams & Laughlin (1997), § III–IV.
  18. ^ a ă Adams & Laughlin (1997), §IIA and Figure 1.
  19. ^ a ă Adams & Laughlin (1997), §IIIC.
  20. ^ The Future of the Universe, M. Richmond, lecture notes, "Physics 240", Rochester Institute of Technology. Truy cập on line ngày 8 tháng 7 năm 2008.
  21. ^ Adams & Laughlin (1997), §IIIF, Table I.
  22. ^ p. 428, A deep focus on NGC 1883, A. L. Tadross, Bulletin of the Astronomical Society of India 33, #4 (December 2005), pp. 421–431, Bibcode2005BASI...33..421T.
  23. ^ Reading notes, Liliya L. R. Williams, Astrophysics II: Galactic and Extragalactic Astronomy, University of Minnesota, accessed on line ngày 20 tháng 7 năm 2008.
  24. ^ Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole, Don N. Page, Physical Review D 13 (1976), pp. 198–206. doi:10.1103/PhysRevD.13.198. See in particular equation (27).
  25. ^ Adams & Laughlin (1997), §VD.
  26. ^ Adams & Laughlin (1997), §VF3.
  27. ^ Adams & Laughlin (1997), §VE.