Ultimate fate of the universe

The theoretical scientific exploration of the ultimate fate of the universe became possible with Albert Einstein's 1915 theory of general relativity. General relativity can be employed to describe the universe on the largest possible scale. There are several possible solutions to the equations of general relativity, and each solution implies a possible ultimate fate of the universe.

アレクサンダー・フリードマンは1922年にいくつかの解決策を提案し、ジョルジュ・ルメートルも1927年に同様の提案を行った。 ^{[ 4 ]}これらの解決策の中には、宇宙は本質的にビッグバンであった初期の特異点から膨張してきたというものがある。

1929年、エドウィン・ハッブルは遠方の銀河にあるケフェイド変光星の観測に基づき、宇宙は膨張しているという結論を発表した。それ以来、宇宙の始まりと終わりの可能性は、真剣な科学的研究の対象となっている。

1927年、ジョルジュ・ルメートルは、後に宇宙の起源に関するビッグバン理論と呼ばれるようになった理論を提唱した。^{[ 4 ]} 1948年、フレッド・ホイルは、宇宙は絶えず膨張しているが、新しい物質が絶えず生成されるため統計的には変化しないという、これとは反対の定常宇宙論を提唱した。この2つの理論は、1965年にアーノ・アラン・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンが宇宙マイクロ波背景放射を発見するまで、活発な論争を繰り広げていた。この事実はビッグバン理論の直接的な予測であり、元の定常宇宙論では説明できなかった。その結果、ビッグバン理論はすぐに宇宙の起源に関する最も広く受け入れられている見解となった。

アインシュタインと同時代の科学者たちは、宇宙は静的であると信じていた。アインシュタインは、一般相対性理論の方程式が、宇宙が現在膨張し、遠い将来に収縮することを許容するような方法で容易に解けることを発見したとき、彼はそれらの方程式に宇宙定数と呼ばれるものを追加した 。これは本質的には、膨張や収縮の影響を受けない一定のエネルギー密度であり、宇宙全体が重力の影響を相殺し、宇宙が静的な状態を保つようにする役割を担っていた。しかし、ハッブルが宇宙は膨張しているという結論を発表した後、アインシュタインは、自身の宇宙定数は「私の人生で最大の過ち」だったと書いた。^{[ 5 ]}

宇宙の運命理論における重要なパラメータは密度パラメータ、オメガ（${\displaystyle \Omega }$）は、宇宙の平均物質密度をその密度の臨界値で割った値として定義されます。これにより、以下の条件に応じて3つの可能な幾何学のうちの1つが選択されます。${\displaystyle \Omega }$等しい、より小さい、またはより大きい${\displaystyle 1}$これらはそれぞれ、平坦宇宙、開放宇宙、閉鎖宇宙と呼ばれます。これらの3つの形容詞は、宇宙全体の幾何学的構造を指し、より小さな質量の塊（例えば、銀河や恒星）によって引き起こされる時空の局所的な歪みを指すものではありません。20世紀の大部分で普及したダストモデルのように、宇宙の主要な構成要素が不活性物質である場合、それぞれの幾何学的構造に対応する特定の運命が存在します。そのため、宇宙論者は、測定によって宇宙の運命を決定しようとしました。${\displaystyle \Omega }$あるいは、言い換えれば、景気拡大が減速する速度のことである。

1998年以降、遠方の銀河における超新星の観測は、加速膨張している宇宙と一致すると解釈されてきた^{[ 6 ]}。その後の宇宙論的理論は、この可能性のある加速を可能にするように設計されており、ほとんどの場合、最も単純な形では正の宇宙定数であるダークエネルギーを導入することによって行われる。一般に、ダークエネルギーは、負の圧力を持つ仮説上の場を包括的に表す用語であり、通常は宇宙の膨張に伴って密度が変化する。一部の宇宙論者は、時間とともに変化するダークエネルギー（その一部が初期宇宙のスカラー場によって引き起こされるため）が宇宙論の危機を解決できるかどうかを研究している。^{[ 7 ]}ユークリッド、ナンシー・グレース・ローマン、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による今後の銀河サーベイ（および次世代地上望遠鏡からのデータ）により、ダークエネルギー（特に、それが空間固有の一定のエネルギーとして理解するのが最適か、時間とともに変化する量子場として理解するのが最適か、あるいは全く別のものとして理解するのが最適か）についての理解がさらに深まることが期待される。^{[ 8 ]}

もし${\displaystyle \Omega >1}$宇宙の幾何学は、球の表面のように閉じている。三角形の内角の和は180度を超え、平行線は存在せず、すべての線は最終的に交わる。宇宙の幾何学は、少なくとも非常に大きなスケールでは、楕円形である。

閉じた宇宙では、重力によって最終的に宇宙の膨張が止まり、その後収縮が始まり、宇宙のすべての物質が一点に崩壊し、ビッグクランチと呼ばれる最終的な特異点に達します。これはビッグバンとは正反対の現象です。しかし、宇宙にダークエネルギーが存在する場合、結果として生じる反発力は、たとえ宇宙が閉じた宇宙であっても、宇宙の膨張を永遠に継続させるのに十分な力となる可能性があります。${\displaystyle \Omega >1}$[ ^{10 ]これは、}現在受け入れられているラムダCDMモデルの場合であり、観測によってダークエネルギーが宇宙の全エネルギー量の約68%を占めていることがわかっています。ラムダCDMモデルによれば、ダークエネルギーの影響を克服し、宇宙が最終的に崩壊するためには、宇宙の平均物質密度が今日の測定値の約17倍になる必要があります。これは、ラムダCDMモデルによれば、物質密度の増加は、${\displaystyle \Omega >1}$。

もし${\displaystyle \Omega <1}$空間の幾何学は開いている、つまり鞍の表面のように負の曲率を持つ。三角形の内角の和は180度未満であり、交わらない線は決して等距離ではなく、最小距離の点があり、それ以外は離れていく。このような宇宙の幾何学は双曲的である。^{[ 11 ]}

ダークエネルギーがなくても、負の曲率を持つ宇宙は永遠に膨張し続け、重力は膨張速度をわずかにしか減速させません。ダークエネルギーがあると、膨張は継続するだけでなく加速します。ダークエネルギーを持つ開いた宇宙の最終的な運命は、宇宙の熱的死か「ビッグリップ」^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]}のいずれかです。ビッグリップでは、ダークエネルギーによって引き起こされる加速が最終的に非常に強くなり、重力、電磁力、および強い結合力の影響を完全に圧倒します。逆に、負の宇宙定数（負のエネルギー密度と正の圧力に対応）は、開いた宇宙でさえビッグクランチに再収縮させます。

宇宙の平均密度が臨界密度と正確に等しい場合、${\displaystyle \Omega =1}$宇宙の幾何学は平坦である。ユークリッド幾何学と同様に、三角形の内角の和は180度であり、平行線は常に同じ距離を保つ。ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブによる測定では、宇宙が0.4%の誤差範囲内で平坦であることが確認されている。^{[ 2 ]}

ダークエネルギーが存在しない場合、平坦な宇宙は永遠に膨張し続けるが、その速度は徐々に減速し、漸近的に膨張率はゼロに近づく。ダークエネルギーが存在する場合、宇宙の膨張率は重力の影響で最初は減速するが、最終的には加速し、宇宙の最終的な運命は開いた宇宙と同じになる。

宇宙の熱的死、別名ビッグフリーズ（またはビッグチル）は、宇宙の膨張が継続すると、宇宙が漸近的に絶対零度に近づくというシナリオである。このシナリオでは、宇宙は最終的に最大エントロピーの状態に達し、すべてが均等に分布し、情報処理を維持するために必要なエネルギー勾配がなくなる。情報処理の一形態が生命である。このシナリオは、最も可能性の高い運命として支持を集めている。^{[ 17 ]}

このシナリオでは、星は10 ¹²～ 10 ¹⁴ (1 ～ 100 兆) 年にわたって正常に形成されると予想されますが、最終的には星形成に必要なガスの供給が枯渇します。既存の星が燃料を使い果たして輝きを失うと、宇宙はゆっくりと、そして容赦なく暗くなります。最終的にはブラックホールが宇宙を支配するようになりますが、ブラックホールはホーキング放射を放出するため、時間の経過とともに消滅します。^{[ 18 ]}無限の時間にわたって、ポアンカレ再帰定理、熱ゆらぎ、^{[ 19 ] [ 20 ]}およびゆらぎ定理により、自発的なエントロピー減少が発生する可能性があります。^{[ 21 ] [ 22 ]}

熱的死シナリオは、3 つの空間モデルのいずれとも互換性がありますが、宇宙が最終的に温度の最小値に達する必要があります。^{[ 23 ]}暗黒エネルギーがない場合、それは平坦または双曲幾何学の下でのみ発生する可能性があります。正の宇宙定数があれば、閉じた宇宙でも発生する可能性があります。

現在のハッブル定数は、宇宙の加速率を定義しており、重力によって結びついている銀河のような局所的な構造を破壊するほど大きくはないものの、銀河間の空間を拡大させるには十分な大きさです。ハッブル定数が着実に無限大まで増加すると、銀河をはじめとする宇宙のすべての物質は、最終的には（有限の時間内に）どんなに小さなものであっても、束縛されていない素粒子、放射線、そしてそれ以上のものへと崩壊します。エネルギー密度、スケールファクター、膨張率が無限大になると、宇宙は事実上特異点として終焉を迎えます。

ファントムダークエネルギーの特殊なケースでは、他の宇宙定数が予測するよりも高い加速率をもたらすと想定される負の運動エネルギーがあり、より突然のビッグリップが発生する可能性がある。^{[ 25 ]}

ビッグクランチ仮説は、宇宙の最終的な運命に関する対称的な見方である。理論上のビッグバンが宇宙膨張として始まったのと同様に、この理論では、宇宙の平均密度が膨張を止めるのに十分になり、宇宙は収縮し始めると仮定している。結果は不明である。単純な推定では、宇宙のすべての物質と時空が無次元の特異点に崩壊し、宇宙がビッグバンで始まった状態に戻ることになるが、これらのスケールでは未知の量子効果を考慮する必要がある（量子重力を参照）。最近の証拠は、このシナリオは起こりそうにないことを示唆しているが、測定が比較的短い期間しか行われておらず、将来逆転する可能性があるため、排除されていない。^{[ 17 ]}

このシナリオでは、ビッグバンは前の宇宙のビッグクランチの直後に起こる可能性があります。これが繰り返し起こると、周期モデル、つまり振動宇宙と呼ばれるモデルが生まれます。宇宙は無限に続く有限宇宙の列で構成され、それぞれの有限宇宙は、次の宇宙のビッグバンでもあるビッグクランチで終わります。周期宇宙の問題点は、エントロピーが振動から振動へと蓄積され、最終的に宇宙の熱的死を引き起こすため、熱力学第二法則と矛盾することです。現在の証拠は、宇宙が閉じていないことも示しています。このため、宇宙論者は振動宇宙モデルを放棄しました。周期モデルはやや似た考え方を採用していますが、この考え方では、前のサイクルで蓄積されたエントロピーを希釈するブレーンの膨張により、熱的死を回避します。

ビッグバウンスとは、既知の宇宙の始まりに関する理論的な科学モデルである。これは、ビッグバンを振動宇宙論、あるいは周期的繰り返し説として解釈する考え方に由来するもので、最初の宇宙論的出来事は、それ以前の宇宙の崩壊の結果であるとする。

宇宙論のビッグバン理論の一バージョンによれば、宇宙は最初は無限に高密度であった。このような記述は、より広く受け入れられている他の理論、特に量子力学とその不確定性原理と矛盾しているように思われる。^{[ 26 ]}そのため、量子力学はビッグバン理論の別のバージョンを生み出した。具体的には、宇宙はトンネル効果によって存在し、量子力学と一致する有限の密度を持ち、その後古典物理学によって支配される方法で進化してきたというものである。^{[ 26 ]}また、宇宙が閉じている場合、この理論は、この宇宙が崩壊すると、普遍的特異点に達した後、または反発する量子力が再膨張を引き起こした後、ビッグバンに似たイベントで別の宇宙が生まれると予測する。

簡単に言うと、この理論は、宇宙はビッグバンとビッグクランチのサイクルを絶えず繰り返すというものである。

これまで述べてきた可能性はいずれも、ダークエネルギーの状態方程式の単純な形式に基づいています。しかし、その名の通り、ダークエネルギーの物理学については現在ほとんど分かっていません。インフレーション理論が正しければ、宇宙はビッグバン直後の瞬間に異なる形態のダークエネルギーに支配された時期を経験しましたが、インフレーションは終焉を迎えました。これは、現在のダークエネルギーに想定されているものよりも複雑な状態方程式を示唆しています。ダークエネルギーの状態方程式は再び変化する可能性があり、その結果、予測やパラメータ化が困難な事象が発生するかもしれません。ダークエネルギーとダークマターの本質は依然として謎に包まれており、仮説の域を出ないため、宇宙におけるそれらの役割を取り巻く可能性は未知数です。

この理論は、宇宙は偽の真空状態にあり、いつでも真の真空状態になり得ると主張している。

宇宙に遍在するヒッグス場は電磁場によく似ており、そのポテンシャルに応じて強さが変化する。宇宙が最低エネルギー状態にある限り真の真空が存在し、その場合、偽真空理論は無関係となる。しかし、真空が最低エネルギー状態にない場合（偽真空）、より低いエネルギー状態にトンネル効果で移行する可能性があり、これは真空崩壊として知られている。^{[ 27 ]}これは宇宙を根本的に変える可能性があり、いくつかのシナリオでは、さまざまな物理定数さえも異なる値を持つ可能性があり、物質、エネルギー、および時空の基盤に深刻な影響を与える可能性がある。また、すべての構造が何の予告もなく瞬時に破壊される可能性もある。^{[ 28 ]}

しかし、宇宙のごく一部だけがビッグスラープによって破壊され、宇宙の大部分は影響を受けないだろう。なぜなら、互いに4.2ギガパーセク（130億光年）以上離れた銀河は光速よりも速く遠ざかっているのに対し、ビッグスラープ自体は光速よりも速く膨張することはできないからである。^{[ 29 ]}これを文脈に当てはめると、現在観測可能な宇宙の大きさは地球からあらゆる方向に約460億光年である。^{[ 30 ]}