next up previous
Next: Irodalomjegyzék Up: Struktúraképződés és a kozmológia Previous: A CMB polarizációs teljesítményspektruma

Az Univerzum jövője

Láttuk, hogy az ősrobbanást követő Planck-korszakot infláció követte, majd kialakultak az elemi részecskék, atommagok, végül az atomok, ami a sugárzás lecsatolódásával járt. Az infláció utáni korszakot a sugárzás dominálta, de lecsatolódáskor már a porként modellezhető (barionikus + sötét) anyag dominált. A gravitáció vonzó hatásának köszönhetően ez a por összecsomósodott az infláció végén megmaradt kezdeti perturbációk köré és egy sötét korszaknak nevezett időtartam után kialakultak az első világító égitestek. Az Univerzum pordominált maradt egészen a kozmológiai értelemben vett közelmúltig, azonban valamikor $ z=2$ és $ z=1$ között a sötét energia sűrűsége vált dominánssá. Ennek hatására napjainkban az Univerzum gyorsulva tágul.

Az Univerzum jövőbeli sorsa attól függ, mi alkotja a sötét energiát.

6.23. Ábra: A Chilei Cerro Tololo Inter-Amerikai Obszervatórium Blanco teleszkópjába szerelt sötét energia kamera a kép felső részén látható. Az 570 megapixeles kamera felbontóképessége egy ívmásodpercnél is jobb.
Image Blanco

Kényelmes álláspont a sötét energiát a kozmológiai állandónak tekinteni, amely egy $ w=-1$ barotropikus indexű kozmikus folyadék. Mint korábban láttuk, ennek a folyadéknak az energiasűrűsége a táguló Univerzumban állandó marad, következésképpen az Univerzum egyre gyorsabb ütemben tágul, egy idő után exponenciálisan, de Sitter-téridőként. A tágulás a végtelenségig folytatódik, a skálafaktor végtelen értékéhez vezetve, elérhetetlen messzeségbe sodorva mindent minden mástól. Érdekes adalék, hogy a kvantumtérelméletek a kozmológiai állandót a vákuum energiájával hozzák kapcsolatba, és a megfigyeltnél 120 nagyságrenddel nagyobb kozmológiai állandót jósolnak. Ha így volna, az Univerzum már most is exponenciálisan tágulna.

A kozmológiai konstans szépségébe'' való belenyugvásnál kissé ambiciózusabb cél a sötét energia első rendig sorfejtett alakjának, azaz jelenlegi értékének és változási sebességének a meghatározása (ez a Chevallier-Polarski-Linder-paraméterezés). Az eddigi megfigyelések nem rögzítik a változási sebességet, de a 2012 szeptemberében, a Chilei Cerro Tololo Inter-Amerikai Obszervatóriumban üzembe helyezett sötét energia kamera az elkövetkező 5 év során várhatóan 300 millió galaxis nagyságrenddel több szupernóváját fogja elemezni, mint amennyi eddig rendelkezésre állt, megteremtve ezzel a sötét energia modelljei közötti döntés lehetőségét (6.23 ábra).

Mivel a sötét energia a gravitációstól eltérő hatást nem fejt ki, felmerült az általános relativitáselmélet kozmológiai skálán történő megváltoztatásának igénye is. Az új megfigyelések a lehetséges alternatív gravitációelméleteket szintén tesztelik majd. Nem lehetünk tehát biztosak abban, hogy az általános relativitáselmélet vagy egy módosított gravitációelmélet nyelvén kell-e az Univerzum jövőjét firtató kérdést feltenni.

Mind a módosított gravitációelméletek, mind a kozmológiai konstanstól eltérő sötétenergia-modellek érdekes jövőképeket tartalmaznak. Röviden tekintsünk át néhány, a megfigyelésekkel kompatibilis, egzotikus szingularitásba torkolló kozmikus fejlődést. Közös tulajdonságuk, hogy a szingularitás véges, nemnulla időben következik be, ellentétben a 0. típusba osztályozott ősrobbanás és nagy reccs szingularitásokkal.

A)        A fantom sötétenergia-modellek (amelyekben a barotropikus index enyhén kisebb, mint -1; a megfigyelések ezt preferálják) szokatlan tulajdonsága, hogy az energiasűrűség a tágulással növekszik! E modellek többsége a nagy szétszakadáshoz vezet (Big Rip, betűszóként gyermeteg szójáték is: requiescat in pace). A $ H$, az időderiváltja, az energiasűrűség és nyomás egyaránt végtelenné válnak, akár az ősrobbanásban vagy a nagy reccsben, azonban nem eltűnő, hanem végtelen skálafaktor mellett (utóbbi indokolja az elnevezést). Ez az I. típusú szingularitás. Felfedezésekor szokásos volt ítéletnapnak (Doomsday) is nevezni.

Az eddig felsoroltakkal szemben az alábbi szingularitások véges, de nem nulla skálafaktor mellett következnek be.

B)        A III. típusú, véges skálafaktor szingularitás elérésekor $ % H$, az időderiváltja, az energiasűrűség és a nyomás egyaránt végtelenné válnak, akár az I.-es típus esetében. Érdekes változata a fantom általánosított Chaplygin-gáznak nevezett sötét energia modellhez köthető nagy megtorpanás (Big Freeze), amelynek elnevezése arra utal, hogy a nagy szétszakadással ellentétben az energiasűrűség végtelen értéke véges mértékű tágulás után lép fel.

Az eddig felsorolt 0, I. és III. típusú szingularitások csupán a skálafaktor értékében különböznek egymástól, de mindannyian az Univerzum fejlődésének valódi végpontjai. Azaz lehetetlen megválaszolni a kérdést, hogy mi volt az ősrobbanás előtt, illetve mi lesz a nagy reccs, nagy szétszakadás vagy nagy megtorpanás után. Ezzel szemben bizonyos sötétenergia-modellek véges idő után és véges skálafaktornál átjárható szingularitásokhoz vezetnek, amelyeken az Univerzum keresztüljut, ezekről a továbbiakban esik szó.

C)        Amennyiben $ H$ véges értékénél mind a lassulási paraméter, mind a nyomás végtelenné válik, hirtelen jövőbeli szingularitás (Sudden Future Singularity) vagy nyugis szingularitás (Quiescent Singularity) alakul ki. Ez II. típusú szingularitás, a nagy szétszakadásnál / megtorpanásnál jóval békésebb természetű, mivel a pontrészecskék (amelyek pályáját csupán $ H$ befolyásolja) zavartalanul áthaladhatnak rajta. A testrészeinket egymáshoz préselő végtelen árapályerők (a tengerszint időszakos változásáért felelős erők) azonban roppant kellemetlennek bizonyulhatnak. Mindenesetre a szingularitáson átjutott részecskékből az Univerzum újraszületik.

D)        Szintén II-es típusú az előbbinek olyan alesete, amikor a szingularitásban $ H=0$, azaz teljes megállás következik be, ez a nagy fékezés (Big Brake). Egy jelenleg lassan, de a távoli jövőben akár fénysebességnél is gyorsabban változó (a fénysebességnél gyorsabb kommunikáció relativisztikus tilalmát azonban nem sértő) tachion-mezőnek nevezett sötét energia okozhat ilyet, és a modell kompatibilis a szupernóva-mérésekkel. A nagy fékezés az Univerzum jelenlegi korával összemérhető idő elteltével következhet be. A tágulásban megtorpanó Univerzum részecskéi összehúzódásba fognak, amelynek végállapota a nagy reccs lesz.

E)        A nagy fékezés időben megfordított változata a szintén II. típusú nagy indítás (Big Démarrage). Ebben az esetben az Univerzum egy végtelen nyomású, de véges energiasűrűségű állapotból kezd el tágulni.

F)        A w-szingularitások közös jellemzője, hogy mind a nyomás, mind az energiasűrűség nullává válik, a kettő aránya, a barotropikus index pedig végtelen. Az ide sorolható IV. típusú, nagy széthúzódás (Big Separation) szingularitások alesetében ennek oka az, hogy a nyomással összefüggő lassulási paraméternek a változási sebessége vagy valamelyik magasabb időderiváltja (azaz a skálafaktor harmadik vagy annál magasabb deriváltja) válik végtelenné. A w-szingularitások rendkívül gyengék, csupán a sötét energiában mutatkoznak meg, az anyagot szerencsére nem befolyásolják.

Hogy pontosan amelyik forgatókönyv valósul meg, lényegében attól függ, miből áll az Univerzum $ 73\%$-át kitöltő sötét energia, illetve ha szükséges, hogyan kell módosítani az általános relativitáselméletet kozmikus léptéken. A kérdésre adott válasz igen messzemenő következményekkel jár az Univerzum jövőjére nézve.

Kapcsolódó animációk:

Kapcsolódó videók:

next up previous
Next: Irodalomjegyzék Up: Struktúraképződés és a kozmológia Previous: A CMB polarizációs teljesítményspektruma
Szeged 2013-05-01