الفلك

من الناحية النظرية ، هل يمكن أن يؤثر تمدد الكون في التسارع بسبب الجاذبية؟

من الناحية النظرية ، هل يمكن أن يؤثر تمدد الكون في التسارع بسبب الجاذبية؟

كنت أتساءل ما إذا كان توسع الكون نظريًا يؤثر على السرعة أو التسارع بسبب الجاذبية ، مقارنةً بما إذا كان الفضاء لا يتسارع.

بالطريقة التي أراها في رأسي ، هناك شيء ما يسقط باتجاه كوكب تتأثر به الجاذبية G. لقد تراجعت لمدة T من الوقت وقطعت مسافة X مع ترك Y للذهاب. يتوسع الكون حاليًا ، لذا فإن المسافة بين نقطة بدايته ونقطة نهايته أطول قليلاً جدًا عند وصوله مما كانت عليه عندما بدأ ، إما أن يؤثر على المسافة المقطوعة في الوقت T ، أو سرعته في الوقت T. قارن هذا بغير - الكون المتسع حيث تظل المسافة بين البداية والنهاية كما هي ، بغض النظر عن النقطة الزمنية التي تختارها.

أعلم أن قوى الجاذبية المحلية والقوى الذرية تتغلب بشكل كبير على قوى التمدد ، لذا لا تتباعد المجرات والأنظمة الشمسية والكواكب والبطيخ. أنا فقط أتساءل عما إذا كانت قيمة إما تسارع الجاذبية أو سرعة الجسم يمكن أن تتغير نظريًا بشكل طفيف بسبب التوسع الكوني.


في الوقت الحالي ، لا يُلاحظ توسع الفضاء إلا بمقاييس مثل تلك الموجودة في المجرات والكون بأسره. نقول ذلك بمصطلح خيالي عالميا. لا يحدث توسع الفضاء داخل المجرات على الأقل في الوقت الحالي.

كما لاحظ بيلا بحق في التعليقات ، فإن جاذبية المجرات والنجوم وما إلى ذلك الآن قوية بما يكفي للتغلب على تمدد الكون. ولكن كما تخبرنا النسبية العامة ، فإن الجاذبية هي محلي، أي أنه يؤثر فقط على الأشياء القريبة بشكل كبير. لذلك ، يستمر التوسع على النطاقات الكبيرة. (أنا لست خبيرًا ، لكنني أعتقد أن سبب عدم حدوث التوسع داخل المجرات خارج الأنظمة الأصغر هو أن المادة والطاقة أكثر كثافة ، ويتم الاستبانة في مجالات جاذبية أقوى).

يُفترض أن الكون قد ينتهي بتمزق كبير: وهذا يعني أن التمدد سيبدأ في النهاية في التأثير على المجرات. المجرات والأنظمة النجمية والكواكب والذرات في نهاية المطاف سوف تتفكك بسبب توسع الفضاء. عندما يحدث ذلك ، لن تعمل الجاذبية فقط ولكن حتى الكهرومغناطيسية أو القوة القوية للتغلب على التمدد الهائل.

لكن هذا الموقف افتراضي للغاية وربما لن يحدث حتى. حتى الآن ، الجواب لا: لا يمكن أن يؤثر تمدد الكون على تسارع الجاذبية.


بندول جاليليو # 039 s

لماذا يتمدد الكون إذا كانت الجاذبية قوة جاذبة عالميًا؟ ألا يجب على الجاذبية المتبادلة & # 8217t أن تجعل كل شيء ينهار معًا ، وينهي الكون بأزمة رهيبة ذات أبعاد أسطورية ، وكل كائن حي يصرخ في يأس قبل أن ينضغط في غياهب النسيان؟ (هل يجب على الكاتب كبح جماح استعاراته؟)

نعم ، أي جسيمين من المادة يجذبان بعضهما البعض. ولكن عندما نفكر في كمية كبيرة من المادة - كل المادة الموجودة في جزء معين من الكون كله - لن ينهار كل شيء في ثقب أسود ، أي أكثر من كل الهواء الموجود في الغرفة سوف يتجمع تلقائيًا في زاوية واحدة . فكر في الأمر بهذه الطريقة: أي جسيم في وسط سحابة منتشرة من الجسيمات سيتم سحبه في جميع الاتجاهات دفعة واحدة ، وبالتالي فإن قوة الجاذبية تميل إلى أن تصل إلى الصفر. (الآن إذا كانت الجسيمات مضغوطة أكثر لسبب ما ، فهذه قصة أخرى! يمكن للجاذبية المتبادلة ربطها بالغيوم أو المجرات أو النجوم أو حتى الثقوب السوداء).

إذن ما الذي يدفع التوسع الكوني؟ الجواب لا يزال هو الجاذبية ، ولكن علينا التفكير في الأمر بطريقة مختلفة قليلاً: طريقة النسبية العامة. لاستخدام القياس من رسالتي السابقة ، & # 8220 The River of Spacetime & # 8220 ، إذا كان الزمكان نهرًا ، فإن الجاذبية هي التيار. يعتمد معدل التدفق الحالي & # 8217s على كمية الطاقة الموجودة في منطقة من النهر: كثافة الطاقة. نظرًا لأننا نعلم أن الكتلة والطاقة مرتبطان ارتباطًا وثيقًا ، فإن أي جسيمات مادة في منطقة ما ستساهم في كثافة الطاقة هذه ، مما يؤثر على التيار ، والذي سيؤثر بدوره على حركة الجسيمات. (وما إلى ذلك وهلم جرا.)

إذا كان لديك سحابة منتشرة إلى حد ما من مادة (سواء كانت مادة مظلمة أو عادية) في منطقة من الزمكان ، فإن التيار إما سيحمل الجسيمات بعيدًا عن بعضها أو باتجاه بعضها البعض. يعتمد أي اتجاه على كيفية بدء العملية: بمجرد أن تبدأ العملية ، ستقوم الجاذبية بالباقي. في حالة كوننا ، بدأ الانفجار العظيم الحركة ، لذا فإن المادة في الكون ستخلق تيارًا يحمل الجسيمات بعيدًا عن بعضها البعض. هذا هو توسع الكون.

ومع ذلك ، فإن القصة & # 8217t لم تنته بعد. إذا وضعت المادة في صندوق صغير ، فإن لها كثافة طاقة عالية. هذا يعني وجود إمكانية عالية للتوسع ، والضغط على جوانب الصندوق. تؤدي زيادة الحجم إلى تقليل الكثافة بالضرورة ، نظرًا لوجود كمية ثابتة من المادة بالداخل. هذا يبدد الطاقة. هذا صحيح سواء كانت الجسيمات تتصادم مع بعضها أم لا: في المتوسط ​​على الكون كله ، تتباعد الذرات على نطاق واسع جدًا. لذلك ، بينما تتصادم الذرات داخل المجرات والنجوم وقطع الكون الصغيرة نسبيًا وتسخن ، على المقاييس الأكبر ، يمكننا أن نفترض بأمان أن الذرات لا تصطدم ببعضها أبدًا. المادة المظلمة أكثر كثافة (مرة أخرى في المتوسط) من المادة العادية ، ولكن بقدر ما نستطيع أن نقول ، فإن التفاعلات بين جسيمات المادة المظلمة نادرة للغاية. 1 ] وعلى الرغم من أنني أستخدم صندوقًا لعرض مناسب لهذا المبدأ (وهو أمر قمت به من قبل!) ، فإن المبدأ العام لا يتطلب واحدًا. إن تمدد الزمكان مدفوعًا بالطاقة وليس بالضغط على الجدران.

يتم الحفاظ على المادة ، سواء كانت عادية أو مظلمة: زيادة حجم الحاوية تقلل من كثافة الطاقة ، وبالتالي من إمكانية التوسع الإضافي. من ناحية أخرى ، تتمتع الطاقة المظلمة بكثافة ثابتة (في أبسط نموذج) ، لذا فكلما زاد حجم الصندوق ، زادت الطاقة المظلمة الموجودة ، وزادت احتمالية التوسع.

كما نأمل أن تكون المادة كافية لدفع تمدد الزمكان: لا حاجة إلى طاقة مظلمة. (لقد استبعدت المساهمة من الضوء ، والتي يمكن أن تؤدي أيضًا إلى التوسع الكوني ، لكن لم يلعب دورًا مهمًا منذ أن كان الكون صغيرًا.) في الواقع ، تختلف الطاقة المظلمة اختلافًا جوهريًا عن المادة (العادية أو المظلمة) ، التي لها تأثير يتضاءل مع توسع الزمكان. هذا هو السبب في أنني يكره المصطلح & # 8220dark energy & # 8221 ، لأنه يستحضر المصطلح & # 8220dark matter & # 8221 ولهذه المادتان تأثيرات مختلفة جدًا. ومع ذلك ، فإن كل من المادة والطاقة المظلمة موجودة في الكون الذي لدينا ، وفهم سبب تمدد الزمكان يتطلب كلا المفهومين.

ملاحظات

لقد تم تحفيزي لطرح السؤال في عنوان المنشور والإجابة عليه من قبل بيتر كولز ، الذي أراد على وجه التحديد أن يكون كتاب العلوم أكثر وضوحًا في شرح الطاقة المظلمة: الاسم الذي نطلقه على المادة التي تقود التسارع الكوني. قدم شون كارول شرحًا هنا ، بما في ذلك كيفية القيام بذلك ليس لوصف الطاقة المظلمة. وأعترف: لقد ارتكبت الخطأ الذي وصفه شون ، لذا اعتبر هذا المنشور تصحيحًا لنفسي!


محتويات

في العقود التي تلت اكتشاف الخلفية الكونية الميكروية (CMB) في عام 1965 ، [10] أصبح نموذج Big Bang النموذج الأكثر قبولًا لشرح تطور الكون. تحدد معادلة فريدمان كيف تقود الطاقة في الكون تمدده.

حيث تمثل κ انحناء الكون ، أ(ر) هو عامل المقياس ، ρ هو إجمالي كثافة الطاقة في الكون ، و H هو معامل هابل. [11]

يمكننا بعد ذلك إعادة كتابة معلمة هابل كـ

حيث المساهمون الأربعة المفترضون حاليًا في كثافة الطاقة في الكون هم الانحناء والمادة والإشعاع والطاقة المظلمة. [12] يتناقص كل مكون مع تمدد الكون (عامل القياس المتزايد) ، باستثناء مصطلح الطاقة المظلمة ربما. إنها قيم هذه المعايير الكونية التي يستخدمها الفيزيائيون لتحديد تسارع الكون.

تصف معادلة التسارع تطور عامل القياس بمرور الوقت

حيث يتم تحديد الضغط P بواسطة النموذج الكوني المختار. (انظر النماذج التوضيحية أدناه)

كان الفيزيائيون في وقت ما واثقين جدًا من تباطؤ تمدد الكون لدرجة أنهم أدخلوا ما يسمى بمعامل التباطؤ ف0 . [13] تشير الملاحظات الحالية إلى أن معامل التباطؤ هذا سالب.

فيما يتعلق بالتضخم تحرير

وفقًا لنظرية التضخم الكوني ، مر الكون المبكر جدًا بفترة توسع سريع وشبه أسي. في حين أن المقياس الزمني لفترة التوسع هذه كان أقصر بكثير من فترة التوسع الحالية ، كانت هذه فترة من التوسع المتسارع مع بعض أوجه التشابه مع العصر الحالي.

التعريف الفني تحرير

لمعرفة المزيد عن معدل توسع الكون ، ننظر إلى العلاقة بين الحجم والانزياح الأحمر للأجرام الفلكية باستخدام الشموع القياسية ، أو علاقة الانزياح عن بعد إلى الأحمر باستخدام المساطر القياسية. يمكننا أيضًا أن ننظر إلى نمو البنية واسعة النطاق ، ونجد أن أفضل وصف للقيم المرصودة للمعلمات الكونية هو من خلال النماذج التي تتضمن تمددًا متسارعًا.

تحرير مراقبة المستعر الأعظم

في عام 1998 ، جاء أول دليل على التسارع من ملاحظة المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، والتي تنفجر الأقزام البيضاء التي تجاوزت حد ثباتها. نظرًا لأن لديهم جميعًا كتلًا متشابهة ، فإن لمعانها الجوهري أمرًا قياسيًا. يتم استخدام التصوير المتكرر لمناطق محددة من السماء لاكتشاف المستعرات الأعظمية ، ثم تعطي ملاحظات المتابعة ذروة سطوعها ، والتي يتم تحويلها إلى كمية تُعرف باسم مسافة اللمعان (انظر مقاييس المسافة في علم الكونيات للحصول على التفاصيل). [14] يمكن استخدام الخطوط الطيفية لضوءها لتحديد انزياحها الأحمر.

بالنسبة للمستعرات الأعظمية عند انزياح أحمر أقل من 0.1 تقريبًا ، أو زمن انتقال الضوء أقل من 10 بالمائة من عمر الكون ، فإن هذا يعطي علاقة انزياح أحمر خطي تقريبًا بسبب قانون هابل. على مسافات أكبر ، بما أن معدل تمدد الكون قد تغير بمرور الوقت ، فإن علاقة انزياح المسافة مع الأحمر تنحرف عن الخطية ، ويعتمد هذا الانحراف على كيفية تغير معدل التمدد بمرور الوقت. يتطلب الحساب الكامل تكامل الكمبيوتر مع معادلة فريدمان ، ولكن يمكن إعطاء اشتقاق بسيط على النحو التالي: الانزياح الأحمر z مباشرة يعطي عامل المقياس الكوني في وقت انفجار المستعر الأعظم.

تحرير التذبذبات الصوتية الباريونية

في بداية الكون قبل حدوث إعادة التركيب والفصل ، كانت الفوتونات والمادة موجودة في بلازما بدائية. تتقلص النقاط ذات الكثافة الأعلى في بلازما الفوتون-الباريون ، ويتم ضغطها بواسطة الجاذبية حتى يصبح الضغط كبيرًا جدًا ويتمدد مرة أخرى. [13] [ الصفحة المطلوبة ] تسبب هذا الانكماش والتوسع في حدوث اهتزازات في البلازما مماثلة للموجات الصوتية. نظرًا لأن المادة المظلمة تتفاعل جاذبيًا فقط ، فقد بقيت في مركز الموجة الصوتية ، وهو أصل الكثافة الزائدة الأصلية. عندما حدث الانفصال ، بعد حوالي 380،000 سنة من الانفجار العظيم ، [17] انفصلت الفوتونات عن المادة وتمكنت من التدفق بحرية عبر الكون ، مما أدى إلى نشوء الخلفية الكونية الميكروية كما نعرفها. هذه الأصداف اليسرى من المادة الباريونية في نصف قطر ثابت من كثافات المادة المظلمة ، وهي مسافة تُعرف باسم أفق الصوت. مع مرور الوقت وتوسع الكون ، بدأت المجرات في التكون عند تباين كثافة المادة. لذلك من خلال النظر إلى المسافات التي تميل فيها المجرات ذات الانزياحات الحمراء المختلفة إلى التجمع ، من الممكن تحديد مسافة قطر زاوي معيارية واستخدامها للمقارنة بالمسافات التي تنبأت بها النماذج الكونية المختلفة.

تم العثور على قمم في دالة الارتباط (احتمال أن تكون مجرتان على بعد مسافة معينة) عند 100 ح −1 مليون قطعة ، [12] (أين ح هو ثابت هابل بلا أبعاد) يشير إلى أن هذا هو حجم أفق الصوت اليوم ، ومن خلال مقارنة هذا مع أفق الصوت في وقت الفصل (باستخدام CMB) ، يمكننا تأكيد التوسع المتسارع للكون. [18]

عناقيد المجرات تحرير

يوفر قياس وظائف الكتلة لعناقيد المجرات ، التي تصف كثافة عدد المجموعات فوق عتبة الكتلة ، أيضًا دليلًا على وجود طاقة مظلمة [ هناك حاجة إلى مزيد من التوضيح ]. [19] بمقارنة وظائف الكتلة عند الانزياح الأحمر المرتفع والمنخفض بتلك التي تنبأت بها النماذج الكونية المختلفة ، فإن قيم w وم يتم الحصول عليها والتي تؤكد انخفاض كثافة المادة وكمية غير صفرية من الطاقة المظلمة. [16]

عمر الكون تحرير

بالنظر إلى نموذج كوني بقيم معينة لمعلمات الكثافة الكونية ، من الممكن دمج معادلات فريدمان واشتقاق عمر الكون.

بمقارنة ذلك بالقيم الفعلية المقاسة للمعلمات الكونية ، يمكننا تأكيد صحة نموذج يتسارع الآن ، وكان توسعًا أبطأ في الماضي. [16]

موجات الجاذبية كتحرير صفارات الإنذار القياسية

الاكتشافات الحديثة لموجات الجاذبية من خلال LIGO و VIRGO [20] [21] [22] لم تؤكد توقعات أينشتاين فحسب ، بل فتحت أيضًا نافذة جديدة على الكون. يمكن أن تعمل موجات الجاذبية هذه كنوع من صفارات الإنذار القياسية لقياس معدل تمدد الكون. أبوت وآخرون. قام عام 2017 بقياس قيمة ثابت هابل بحوالي 70 كيلومترًا في الثانية لكل ميجا فرسخ. [20] اتساع الإجهاد "h" يعتمد على كتل الأجسام المسببة للموجات ، والمسافات من نقطة المراقبة وترددات اكتشاف موجات الجاذبية. تعتمد مقاييس المسافة المصاحبة على المعلمات الكونية مثل ثابت هابل للأجسام القريبة [20] وستعتمد على المعلمات الكونية الأخرى مثل كثافة الطاقة المظلمة وكثافة المادة وما إلى ذلك للمصادر البعيدة. [23] [22]

تحرير الطاقة المظلمة

أهم خصائص الطاقة المظلمة هي أن لها ضغطًا سلبيًا (عمل مثير للاشمئزاز) يتم توزيعه بشكل متجانس نسبيًا في الفضاء.

أبسط تفسير للطاقة المظلمة هو أنها ثابتة كونية أو طاقة فراغية في هذه الحالة ث = −1. يؤدي هذا إلى نموذج Lambda-CDM ، والذي عُرف عمومًا باسم النموذج القياسي لعلم الكونيات من عام 2003 حتى الوقت الحاضر ، لأنه أبسط نموذج يتوافق جيدًا مع مجموعة متنوعة من الملاحظات الحديثة. ريس وآخرون. وجدوا أن نتائجهم من ملاحظات المستعر الأعظم فضلت توسيع النماذج ذات الثابت الكوني الإيجابي ( Ωλ & gt 0) والتوسع المتسارع الحالي ( ف0 & lt 0). [15]

الطاقة الوهمية تحرير

نظريات بديلة تحرير

هناك العديد من التفسيرات البديلة للكون المتسارع. بعض الأمثلة هي quintessence ، وهو شكل مقترح من الطاقة المظلمة مع معادلة حالة غير ثابتة ، والتي تقل كثافتها بمرور الوقت. لا يفترض علم الكونيات الكتلي السلبي أن كثافة الكتلة للكون موجبة (كما هو الحال في ملاحظات المستعر الأعظم) ، وبدلاً من ذلك يجد ثابتًا كونيًا سلبيًا. تشير شفرة أوكام أيضًا إلى أن هذه هي "الفرضية الأكثر شحًا". [26] [27] السائل الداكن هو تفسير بديل لتسريع التوسع الذي يحاول توحيد المادة المظلمة والطاقة المظلمة في إطار واحد. [28] بدلاً من ذلك ، جادل بعض المؤلفين بأن التمدد المتسارع للكون يمكن أن يكون بسبب تفاعل الجاذبية البغيض للمادة المضادة [29] [30] [31] أو انحراف قوانين الجاذبية عن النسبية العامة ، مثل الجاذبية الهائلة ، مما يعني أن الجرافيتونات نفسها لها كتلة. [32] استبعد قياس سرعة الجاذبية بحدث موجة الجاذبية GW170817 العديد من نظريات الجاذبية المعدلة كتفسير بديل للطاقة المظلمة. [33] [34] [35]

نوع آخر من النماذج ، وهو التخمين الارتجاعي ، [36] [37] اقترحه عالم الكونيات سيكسي رازانين: [38] معدل التوسع ليس متجانسًا ، لكننا في منطقة يكون فيها التوسع أسرع من الخلفية. تسبب عدم التجانس في الكون المبكر في تكوين الجدران والفقاعات ، حيث يكون داخل الفقاعة مادة أقل من المتوسط. وفقًا للنسبية العامة ، يكون الفضاء أقل انحناءًا منه على الجدران ، وبالتالي يبدو أنه يحتوي على حجم أكبر ومعدل تمدد أعلى. في المناطق الأكثر كثافة ، يتباطأ التمدد بسبب جاذبية أعلى. لذلك ، يبدو الانهيار الداخلي للمناطق الأكثر كثافة وكأنه تمدد متسارع للفقاعات ، مما يقودنا إلى استنتاج أن الكون يمر بتوسع متسارع. [39] والفائدة هي أنها لا تتطلب أي فيزياء جديدة مثل الطاقة المظلمة. لا يعتبر Räsänen النموذج محتملًا ، ولكن بدون أي تزوير ، يجب أن يظل احتمالًا. سيتطلب تقلبات كثافة كبيرة (20٪) للعمل. [38]

الاحتمال الأخير هو أن الطاقة المظلمة هي وهم ناتج عن بعض التحيز في القياسات. على سبيل المثال ، إذا كنا موجودين في منطقة خالية من الفضاء أكثر من المتوسط ​​، فيمكن الخلط بين معدل التمدد الكوني المرصود للتغير في الوقت ، أو التسارع. [40] [41] [42] [43] تستخدم طريقة مختلفة امتدادًا كونيًا لمبدأ التكافؤ لإظهار كيف يبدو أن الفضاء يتوسع بسرعة أكبر في الفراغات المحيطة بالتكتل المحلي. على الرغم من ضعفها ، إلا أن مثل هذه التأثيرات التي يتم اعتبارها تراكميًا على مدى مليارات السنين يمكن أن تصبح مهمة ، مما يخلق وهم التسارع الكوني ، ويجعلها تبدو كما لو كنا نعيش في فقاعة هابل. [44] [45] [46] ومع ذلك ، هناك احتمالات أخرى تتمثل في أن التوسع المتسارع للكون هو وهم ناتج عن الحركة النسبية لنا إلى بقية الكون ، [47] [48] أو أن حجم عينة المستعر الأعظم المستخدم لم تكن كبيرة بما يكفي. [49] [50]

مع توسع الكون ، تنخفض كثافة الإشعاع والمادة المظلمة العادية بسرعة أكبر من كثافة الطاقة المظلمة (انظر معادلة الحالة) ، وفي النهاية تهيمن الطاقة المظلمة. على وجه التحديد ، عندما يتضاعف حجم الكون ، تنخفض كثافة المادة بمعامل 8 ، لكن كثافة الطاقة المظلمة لا تتغير تقريبًا (تكون ثابتة تمامًا إذا كانت الطاقة المظلمة هي الثابت الكوني). [13] [ الصفحة المطلوبة ]

في النماذج التي تكون فيها الطاقة المظلمة هي الثابت الكوني ، سوف يتوسع الكون بشكل أسي مع مرور الوقت في المستقبل البعيد ، ويقترب أكثر فأكثر من كون دي سيتر. سيؤدي هذا في النهاية إلى اختفاء جميع الأدلة على اختفاء الانفجار العظيم ، حيث يتم انزياح الخلفية الكونية الميكروية إلى الأحمر إلى شدة أقل وأطوال موجية أطول. في النهاية ، سيكون تردده منخفضًا بدرجة كافية بحيث يتم امتصاصه من خلال الوسط البينجمي ، وبالتالي يتم فحصه من أي مراقب داخل المجرة. سيحدث هذا عندما يكون عمر الكون أقل من 50 مرة من عمره الحالي ، مما يؤدي إلى نهاية علم الكونيات كما نعرفه حيث يتحول الكون البعيد إلى الظلام. [51]

الكون المتوسع باستمرار مع ثابت كوني غير صفري تتناقص كثافة كتلته بمرور الوقت. في مثل هذا السيناريو ، فإن الفهم الحالي هو أن كل المادة ستتأين وتتحلل إلى جسيمات مستقرة معزولة مثل الإلكترونات والنيوترينوات ، مع تبديد جميع الهياكل المعقدة بعيدًا. [52] يُعرف هذا السيناريو باسم "الموت الحراري للكون".

تشمل بدائل المصير النهائي للكون التمزق الكبير المذكور أعلاه ، أو الارتداد الكبير ، أو التجميد الكبير ، أو الأزمة الكبيرة.


الإجابات والردود

تختلف القوة الجذابة باختلاف المسافة بين الأجسام. على هذا النحو ، فإن القوة تتغير باستمرار وليست ثابتة أبدًا.

إذا كانت قوة الجاذبية مرتبطة بانحناء الفضاء وإذا كان الفضاء يتمدد. هل يجب أن يكون هناك تمييع لكل ما يشكل نسيج الفضاء وبالتالي انخفاض تدريجي في قوة الجاذبية؟

انت على حق. على المستوى العالمي ، تتناقص كثافة الطاقة التي تساهم في الجاذبية ، مما يؤدي إلى توسع متسارع حيث تضعف الجاذبية بين الأجسام. AKA هذا يعني أنه مع توسع الفضاء ، تصبح المادة العادية والمادة المظلمة معزولة أكثر فأكثر في مجموعات مجرات ذات مساحات كبيرة من الفراغات بين المجرات فارغة تمامًا تقريبًا. مع استمرار التمدد ، تنمو هذه الفراغات بشكل أكبر وتصبح الجاذبية داخلها أصغر. لذلك ، على المستوى العالمي ، تساهم الجاذبية بشكل أقل وأقل مع مرور الوقت.

بالتأكيد ، هناك اختلاف من شكل فوري إلى فوري وتتغير كتلة الكائنات من لحظة إلى أخرى. أفترض أن التغيرات في الكتلة تؤثر على انحناء الفضاء والجاذبية ليست ثابتة أبدًا. ومع ذلك ، يمكن اعتباره ثابتًا على المدى الطويل. ربما يكون تمييع الفضاء بطيئًا لدرجة أننا لا نستطيع قياس انخفاض الجاذبية.

انت على حق. على المستوى العالمي ، تتناقص كثافة الطاقة التي تساهم في الجاذبية ، مما يؤدي إلى توسع متسارع حيث تضعف الجاذبية بين الأجسام. AKA هذا يعني أنه مع توسع الفضاء ، تصبح المادة العادية والمادة المظلمة معزولة أكثر فأكثر في مجموعات مجرات ذات مساحات كبيرة من الفراغات بين المجرات فارغة تمامًا تقريبًا. مع استمرار التمدد ، تنمو هذه الفراغات بشكل أكبر وتصبح الجاذبية داخلها أصغر. لذلك ، على المستوى العالمي ، تساهم الجاذبية بشكل أقل وأقل مع مرور الوقت.

كيف سيؤثر ذلك على مدار الشمس عبر المجرة (قرأت أن الأمر يستغرق 225 مليون سنة لإكمال مدار واحد)؟

هل سينمو مدار الأرض بشكل أكبر بمرور الوقت مما يؤدي إلى انخفاض درجات الحرارة؟ أفترض أننا سوف نتطور لقبول مثل هذا التغيير لأننا نتطور لنعيش في ظروف الأرض الحالية.


كيف تعمل نظرية الأزمة الكبيرة

نحن جميعًا قلقون بشأن ما سيحدث في نهاية حياتنا. نرى كائنات حية أخرى تموت ، ونعلم أن ذلك سيحدث لنا. لأنه أمر لا مفر منه ، فإننا نقلق بشأن متى وأين وكيف سيحدث. يتساءل الكثير منا أيضًا عن مصير الأرض. هل ستكون كرة زرقاء مضيافة إلى الأبد ، أم ستلتهمها الشمس في النهاية لأنها تنتفخ من نجمة صفراء متوسطة الحجم إلى عملاق أحمر؟ أو ربما نسمم كوكبنا ، وسوف يطفو في الفضاء ، باردًا ومقفورًا. إذا حدث شيء كهذا ، فكم من الوقت سيستغرق؟ مائة عام؟ ألف؟ مليون؟

يسأل بعض علماء الفلك - أولئك الذين يسمون أنفسهم علماء الكونيات - أسئلة مماثلة حول الكون. المقياس الذي يعمل به هؤلاء العلماء ، بالطبع ، مختلف كثيرًا. الكون ضخم مقارنة بكوكب واحد ، حتى مجرة ​​واحدة ، وخطها الزمني أطول بكثير. لهذا السبب ، لا يستطيع علماء الكونيات أن يعرفوا على وجه اليقين كيف بدأ الكون أو كيف سينتهي. ومع ذلك ، يمكنهم جمع الأدلة وإجراء التخمينات المستنيرة وإنشاء النظريات.

إحدى هذه النظريات ، المتعلقة بمستقبل الكون ، تُعرف على نحو هزلي باسم & quot ؛ أزمة كبيرة & quot ؛ ووفقًا لهذه النظرية ، سيتوقف الكون يومًا ما عن التوسع. وبعد ذلك ، عندما تسحب الجاذبية المادة ، سيبدأ الكون في الانكماش ، وسقوطه إلى الداخل حتى ينهار مرة أخرى في حالة تفرد شديدة السخونة والكثافة. إذا كانت النظرية صحيحة ، فإن الكون يشبه السوفليه العملاق. يبدأ صغيرًا ، ثم يتوسع مع ارتفاع درجة حرارته. لكن في النهاية يبرد السوفليه ويبدأ في الانهيار.

لا أحد يحب السوفليه الساقطة ، ولا ينبغي لنا أن نحب الكون الذي يتصرف مثل الكون. إنه ينذر بموت كل مجرة ​​ونجم وكوكب موجود حاليًا. لحسن الحظ ، فإن الأزمة الكبيرة ليست ضمانًا. ينخرط علماء الكونيات حاليًا في نقاش ساخن. يقول أحد المعسكرات إن السوفليه سوف يسقط ، بينما يقول المعسكر الآخر إن السوفليه سوف يتوسع إلى الأبد. سوف تمر مليارات السنين قبل أن نعرف على وجه اليقين أي المعسكر هو الصحيح.

في غضون ذلك ، دعونا نتعمق في الأزمة الكبرى لفهم ما هي وماذا تعني للكون. لأن الأزمة الكبيرة هي في الواقع نتيجة للانفجار العظيم ، فلنبدأ من هناك.

على الرغم من أن How the Big Bang Theory Works تغطي أصل الكون بالتفصيل ، سيكون من المفيد تغطية الأساسيات هنا. النسخة القصيرة تسير على النحو التالي: منذ حوالي 15 مليار سنة ، تم تعبئة كل المادة والطاقة في منطقة صغيرة بشكل لا يصدق تُعرف باسم التفرد. في لحظة ، بدأت هذه النقطة المفردة من المادة فائقة الكثافة في التوسع بمعدل سريع مذهل. لا يفهم علماء الفلك تمامًا سبب بدء التوسع ، لكنهم يستخدمون المصطلح & quotbig bang & quot لوصف كل من التفرد واللحظات القليلة التي تلت ذلك.

مع توسع الكون حديث الولادة ، بدأ يبرد ويصبح أقل كثافة. فكر في نفاثة بخار تنبعث من غلاية الشاي. بالقرب من غطاء الفوهة ، يكون البخار ساخنًا جدًا ، وتتركز جزيئات البخار في مكان مغلق. مع تحرك البخار بعيدًا عن الغلاية ، يبرد البخار مع انتشار الجزيئات في جميع أنحاء مطبخك. حدث نفس الشيء بعد الانفجار الكبير. في غضون ما يقرب من 300000 عام ، توسع كل شيء في حالة التفرد إلى منطقة غليظة ومبهمة من المادة والإشعاع. كما حدث بالفعل ، انخفضت درجة الحرارة إلى 5432 درجة فهرنهايت (3000 درجة مئوية) ، مما سمح بتكوين جزيئات أكثر استقرارًا. في البداية جاءت الإلكترونات والبروتونات ، ثم اجتمعت بعد ذلك لتشكيل ذرات الهيدروجين والهيليوم.

استمر الكون في التوسع والضيق. قد تميل إلى تصوير هذا الكون الشاب على أنه يخنة ، مع كتل من المادة تطفو في مرق سميك. لكن علماء الفلك يعتقدون الآن أنه كان أشبه بالحساء ، شديد النعومة في الكثافة باستثناء بعض التقلبات الصغيرة. كانت هذه الاضطرابات كبيرة بما يكفي لتتحد المادة. مجموعات ضخمة من المجرات الأولية بدأت تتشكل. نضجت المجرات الأولية إلى المجرات، جزر ضخمة من الغاز والغبار أنجبت مليارات النجوم. حول بعض هذه النجوم ، جمعت الجاذبية الصخور والجليد ومواد أخرى معًا لتشكيل الكواكب. على واحد على الأقل من تلك الكواكب ، تطورت الحياة ، بعد حوالي 11 مليار سنة من بدء الانفجار العظيم كل شيء.

اليوم ، يستمر الكون في التوسع ، ولدى علماء الفلك أدلة تثبت ذلك. بعد ذلك ، سنقوم بفحص بعض هذه الأدلة.

دليل على الانفجار العظيم

إذا كانت نظرية الانفجار العظيم صحيحة ، فيجب أن يكون علماء الفلك قادرين على اكتشاف تمدد الكون. كان إدوين هابل ، الذي يحمل الاسم نفسه لتلسكوب هابل الفضائي ، من أوائل العلماء الذين لاحظوا وقيسوا هذا التوسع. في عام 1929 ، كان يدرس الأطياف، أو قوس قزح ، للمجرات البعيدة عن طريق السماح للضوء من هذه الأجسام بالمرور عبر منشور على تلسكوبه. لاحظ أن الضوء القادم من كل مجرة ​​تقريبًا قد تحول إلى الطرف الأحمر من الطيف. لشرح الملاحظة ، التفت إلى تأثير دوبلر، وهي ظاهرة يربطها معظم الناس بالصوت. على سبيل المثال ، مع اقتراب سيارة إسعاف منا في الشارع ، يبدو أن نغمة صفارات الإنذار تزداد مع مرورها ، وتقل حدة الصوت. يحدث هذا لأن سيارة الإسعاف إما تلحق بالموجات الصوتية التي تخلقها (زيادة حدة الصوت) أو تبتعد عنها (نغمة منخفضة).

استنتج هابل أن موجات الضوء التي أنشأتها المجرات تتصرف بشكل مشابه. وقال إنه إذا كانت مجرة ​​بعيدة تندفع نحو مجرتنا ، فإنها ستقترب أكثر من موجات الضوء التي تنتجها ، مما يقلل المسافة بين قمم الموجات ويحول لونها إلى الطرف الأزرق من الطيف. إذا كانت مجرة ​​بعيدة تندفع بعيدًا عن مجرتنا ، فإنها ستبتعد عن موجات الضوء التي كانت تخلقها ، مما سيزيد المسافة بين قمم الموجات ويحول لونها إلى الطرف الأحمر من الطيف. بعد أن لاحظ الانزياحات الحمراء باستمرار ، طور هابل ما نسميه قانون هابل: المجرات تبتعد عنا بسرعة تتناسب مع بعدها عن الأرض.

اليوم ، تعتبر الانزياحات الحمراء للأجرام السماوية البعيدة دليلاً قوياً على أن الكون يتمدد. لكن أي شيء يتوسع يجب أن يتوقف في النهاية ، أليس كذلك؟ ألن يصل الكون ، تمامًا مثل كرة ملقاة في السماء ، إلى أقصى نقطة من التوسع ، ويتوقف ثم يبدأ في السقوط مرة أخرى إلى حيث بدأ؟ كما سنرى لاحقًا ، هذا واحد من ثلاثة سيناريوهات محتملة.

يأتي الدليل القوي على الانفجار العظيم أيضًا من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB). أفران الميكروويف هذه هي نفس النوع الذي تستخدمه لطهي الطعام في مطبخك ، إلا أنها منتشرة في جميع أنحاء الكون. في الواقع ، هم منتشرون بالتساوي في جميع أنحاء الفضاء لدرجة أن علماء الفلك يعتقدون الآن أن إشعاع CMB هو صدى الانفجار العظيم ، اللحظات المحتضرة للانفجار الذي ولد الكون الذي نعرفه اليوم.

يتقبل جميع علماء الفلك تقريبًا أن الكون يتوسع. ما سيحدث بعد ذلك هو اللغز الحقيقي. لحسن الحظ ، هناك ثلاثة احتمالات حقيقية فقط: يمكن أن يكون الكون مفتوحًا أو مسطحًا أو مغلقًا.

الكون المفتوح. في هذا السيناريو ، سيتمدد الكون إلى الأبد ، وكما هو الحال ، فإن المادة التي يحتويها ستنتشر أرق وأرق. في النهاية ، سوف تنفد المواد الخام التي تحتاجها المجرات لتكوين نجوم جديدة. النجوم الموجودة بالفعل سوف تنطفئ ببطء ، مثل الجمر المحتضر. بدلاً من المهد الناري ، ستصبح المجرات توابيت مليئة بالغبار والنجوم الميتة. عند هذه النقطة ، سيصبح الكون مظلمًا وباردًا ، ولسوء الحظ بالنسبة لنا ، بلا حياة.

الكون المسطح. تخيل رخامًا يتدحرج على سطح خشبي طويل بلا حدود. يوجد احتكاك كافٍ لإبطاء عمل الرخام ، لكن ليس كافيًا للقيام بذلك بسرعة. سوف يتدحرج الرخام لفترة طويلة ، وفي النهاية يتراجع إلى توقف بطيء ولطيف. هذا ما سيحدث لكون مسطح. سوف يستهلك كل الطاقة من الانفجار العظيم ، وعند الوصول إلى التوازن ، سيتوقف بعيدًا في المستقبل. من نواح كثيرة ، هذا مجرد اختلاف في الكون المفتوح لأنه سيستغرق ، حرفيًا ، إلى الأبد حتى يصل الكون إلى نقطة التوازن.

الكون المغلق. اربط أحد طرفي حبل البنجي بساقك ، والطرف الآخر بسكة الجسر ثم اقفز. سوف تتسارع إلى أسفل بسرعة حتى تبدأ في شد الحبل. مع زيادة التوتر ، يبطئ الحبل تدريجيًا نزولك. في النهاية ، سوف تتوقف تمامًا ، ولكن لثانية واحدة فقط ، حيث يمتد السلك إلى أقصى حد ، ويعيدك نحو الجسر. يعتقد علماء الفلك أن الكون المغلق سيتصرف بنفس الطريقة. سوف يتباطأ تمدده حتى يصل إلى الحجم الأقصى. ثم يرتد وينهار على نفسه. كما هو الحال ، سيصبح الكون أكثر كثافة وسخونة حتى ينتهي بتفرد شديد السخونة والكثافة اللانهائية.

الكون المغلق سيؤدي إلى أزمة كبيرة - على عكس الانفجار العظيم. ولكن ما هي احتمالات أن يكون الكون المغلق أكثر احتمالية من كون مفتوح أو مسطح؟ بدأ علماء الفلك في الخروج ببعض التخمينات المتعلمة.

لتحديد ما إذا كان الكون سيتوسع إلى الأبد ، أو يتوقف أو ينهار على نفسه ، يجب على علماء الفلك أن يقرروا أي من القوتين المتعارضتين سيفوز في لعبة شد الحبل الكونية. إحدى هذه القوى هي جزء الانفجار الكبير - الانفجار الذي دفع الكون إلى الخارج في كل الاتجاهات. القوة الأخرى هي الجاذبية ، وهي قوة سحب جسم ما على جسم آخر. إذا كانت الجاذبية داخل الكون قوية بدرجة كافية ، فقد تسود في التمدد وتتسبب في تقلص الكون. إذا لم يكن الأمر كذلك ، فسيستمر الكون في التوسع إلى الأبد.

على الرغم من أن علماء الفلك يعرفون أن الكون يتمدد ، إلا أنهم لا يستطيعون قياس القوة المسؤولة عن هذا التمدد بدقة. Instead, they try to measure the density of the universe. The higher the density, the greater the gravitational force. Applying this logic, there must be a density threshold -- a critical limit -- that will determine if the gravity within the universe is strong enough to halt the expansion and reel everything back in. If the density is greater than the critical limit, then the universe will stop expanding and start contracting. If it's less than the critical limit, then the universe will expand forever. Astronomers represent this mathematically with the following equation:

Ω = actual average density/critical density

If omega (Ω) is greater than 1, then the universe will be closed. If it's less than 1, the universe will be open. And if it's equal to 1, the universe will be flat. Based on the matter we can see, such as galaxies, ­stars and planets, the density of the universe seems to be below the critical value. This would suggest an open universe that will expand forever. But cosmologists think there is another type of matter that can't be seen. هذا المادة المظلمة may account for much more of the universe than ordinary, visible matter and may have enough gravity to stop, and then reverse, the expansion.

Recently, astronomers have made some observations that indicate there's another invisible material in the cosmos: dark energy. Could dark energy profoundly affect the universe's fate?

The term "big bang" started as a joke -- a derogatory remark made by astronomer Fred Hoyle. But the name stuck and spawned a series of nomenclature knockoffs. A universe that expands forever will yield a "big chill" or a "big freeze." A universe that collapses into a singularity and explodes outward again will experience a "big crunch" followed by a "big bounce." And a universe that reaches equilibrium and does nothing will become a "big bore."

­Just as astronomers were grappling with the impact of dark matter, they made a discovery that caused them to go back to the chalkboard once again. The discovery came in 1998, when the world's best telescopes revealed that type Iasupernovae -- dying stars that all have the same intrinsic brightness -- were farther away from our galaxy than they should have been. To explain this observation, astronomers suggested that the expansion of the universe is actually accelerating or speeding up. But what would cause the expansion to go faster? Isn't the gravity inherent in dark matter strong enough to prevent such an expansion?

As it turns out, there's more to the cosmic story than previously thought. Some cosmologists now think that something else -- something just as inexplicable and unobservable as dark matter -- is lurking in the universe. They sometimes refer to this invisible stuff as dark energy. Unlike gravity, which pulls on the universe and slows its expansion, dark energy pushes on the universe and works to speed up the expansion. And there's a lot of it. Astronomers estimate that the universe might be 73 percent dark energy. Dark matter, they think, makes up another 23 percent, and ordinary matter -- the stuff we can see -- makes up a paltry 4 percent [source: Brecher]. With numbers like that and given that dark energy is an inflationary force, it's easy to see how the big crunch might never happen at all.

Interestingly, Albert Einstein predicted the existence of dark energy back in 1917 as he tried to balance the equations of his general theory of relativity. He didn't call it dark energy at the time. He referred to it as the cosmological constant and labeled it lambda in his calculations. Although he couldn't prove it, Einstein thought there must be a repulsive force in the universe to spread everything around so evenly. Eventually, he recanted, calling lambda his greatest blunder.

­Now, scientists are wondering if Einstein may have been right once again -- unless, of course, he's wrong. Up next, we'll explore why some still hold the big crunch in high regard and why it might not be the end of the universe, but a second beginning.

Clearly, there's no easy answer when it comes to predicting the fate of the universe. But let's imagine for a ­moment th­at the density of the universe is above the critical value required to stop expansion. This would lead to the big crunch, which in many ways would be like hitting the rewind button on a VCR. As gravity within the universe pulled everything back, galaxy clusters would draw closer together. Then individual galaxies would begin to merge until, after billions of years, one mega-galaxy would form.

Inside this gigantic cauldron, stars would meld together, causing all of space to become hotter than the sun. Eventually, stars would explode and black holes would emerge, slowly at first and then more rapidly. As the end drew near, the black holes would suck up everything around them. Even they would coalesce at some point to form a monstrous black hole that would pull the universe closed like a drawstring bag. At the end, nothing would remain but a super-hot, super-dense singularity -- the seed of another universe. Many astronomers think the seed would germinate in a "big bounce," starting the whole process over again.

That's not the only theory. A few cosmologists, led by Paul J. Steinhardt of Princeton University and Neil Turok of Cambridge University, have recently argued that the big chill and the big crunch are not mutually exclusive. Their model works like this: The universe began with the big bang, which was followed by a period of slow expansion and gradual accumulation of dark energy. This is where we are today. What happens next is highly speculative, but Steinhardt and Turok believe that the dark energy will continue to accumulate and, as it does, will stimulate cosmic acceleration. The universe won't ever stop expanding, but will spread out over trillions of years, stretching all matter and energy to such an extreme that our one universe will be separated into multiple universes. Inside these universes, the mysterious dark energy will materialize into normal matter and radiation. This will trigger another big bang -- perhaps several of them -- and another cycle of expansion.

­If you're disconcerted by all this talk of crunching and expanding, you can take comfort in knowing that the fate of the universe won't be determined for billions, maybe even trillions, of years. That gives you plenty of time to focus on things that are a bit more certain, such as your own life cycle of birth, growth and death.


Explaining the accelerating expansion of the universe without dark energy

A still from an animation that shows the expansion of the universe in the standard 'Lambda Cold Dark Matter' cosmology, which includes dark energy (top left panel, red), the new Avera model, that considers the structure of the universe and eliminates the need for dark energy (top middle panel, blue), and the Einstein-de Sitter cosmology, the original model without dark energy (top right panel, green). The panel at the bottom shows the increase of the 'scale factor' (an indication of the size) as a function of time, where 1Gya is 1 billion years. The growth of structure can also be seen in the top panels. One dot roughly represents an entire galaxy cluster. Units of scale are in Megaparsecs (Mpc), where 1 Mpc is around 3 million million million km. Credit: István Csabai et al

Enigmatic 'dark energy', thought to make up 68% of the universe, may not exist at all, according to a Hungarian-American team. The researchers believe that standard models of the universe fail to take account of its changing structure, but that once this is done the need for dark energy disappears. The team publish their results in a paper in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Our universe was formed in the Big Bang, 13.8 billion years ago, and has been expanding ever since. The key piece of evidence for this expansion is Hubble's law, based on observations of galaxies, which states that on average, the speed with which a galaxy moves away from us is proportional to its distance.

Astronomers measure this velocity of recession by looking at lines in the spectrum of a galaxy, which shift more towards red the faster the galaxy is moving away. From the 1920s, mapping the velocities of galaxies led scientists to conclude that the whole universe is expanding, and that it began life as a vanishingly small point.

In the second half of the twentieth century, astronomers found evidence for unseen 'dark matter' by observing that something extra was needed to explain the motion of stars within galaxies. Dark matter is now thought to make up 27% of the content of universe (in contrast 'ordinary' matter amounts to only 5%).

Observations of the explosions of white dwarf stars in binary systems, so-called Type Ia supernovae, in the 1990s then led scientists to the conclusion that a third component, dark energy, made up 68% of the cosmos, and is responsible for driving an acceleration in the expansion of the universe.

In the new work, the researchers, led by Phd student Gábor Rácz of Eötvös Loránd University in Hungary, question the existence of dark energy and suggest an alternative explanation. They argue that conventional models of cosmology (the study of the origin and evolution of the universe), rely on approximations that ignore its structure, and where matter is assumed to have a uniform density.

"Einstein's equations of general relativity that describe the expansion of the universe are so complex mathematically, that for a hundred years no solutions accounting for the effect of cosmic structures have been found. We know from very precise supernova observations that the universe is accelerating, but at the same time we rely on coarse approximations to Einstein's equations which may introduce serious side-effects, such as the need for dark energy, in the models designed to fit the observational data." explains Dr László Dobos, co-author of the paper, also at Eötvös Loránd University.

In practice, normal and dark matter appear to fill the universe with a foam-like structure, where galaxies are located on the thin walls between bubbles, and are grouped into superclusters. The insides of the bubbles are in contrast almost empty of both kinds of matter.

Using a computer simulation to model the effect of gravity on the distribution of millions of particles of dark matter, the scientists reconstructed the evolution of the universe, including the early clumping of matter, and the formation of large scale structure.

Unlike conventional simulations with a smoothly expanding universe, taking the structure into account led to a model where different regions of the cosmos expand at different rate. The average expansion rate though is consistent with present observations, which suggest an overall acceleration.

Dr Dobos adds: "The theory of general relativity is fundamental in understanding the way the universe evolves. We do not question its validity we question the validity of the approximate solutions. Our findings rely on a mathematical conjecture which permits the differential expansion of space, consistent with general relativity, and they show how the formation of complex structures of matter affects the expansion. These issues were previously swept under the rug but taking them into account can explain the acceleration without the need for dark energy."

If this finding is upheld, it could have a significant impact on models of the universe and the direction of research in physics. For the past 20 years, astronomers and theoretical physicists have speculated on the nature of dark energy, but it remains an unsolved mystery. With the new model, Csabai and his collaborators expect at the very least to start a lively debate.


Dark future

Waves from photons, electrons, positrons and neutrinos would be the last things in the universe, under the Big Freeze scenario

Projecting the various dark energy theories into the future, the universe could be in for a suitably dark end.

If the expansion keeps accelerating, eventually all the galaxies in the sky would vanish from view. That’s because at a certain point, they’d be moving away from us faster than the light they emit would travel towards us, ensuring that this light could never, ever reach us.

Dark energy would continue pushing the universe apart long after every last star has collapsed into a black hole, and every last black hole has evaporated into nothing. Eventually all particles would be spread so far apart that they would rarely meet. The universe would cool down until it has absolutely no thermodynamic free energy. This is known as the Big Freeze.

Different models have different endings. “Phantom energy” is a variation on quintessence, where its density actually increases as the universe expands (as opposed to most models of dark energy where the density stays constant). That means that eventually, this phantom energy will end up overpowering all other fundamental forces in physics.

In this scenario, at some point gravity would become too weak to hold galaxies together. A few dozen million years later and the strong and weak nuclear forces begin to fail, tearing apart stars and planets, and then atoms themselves. Finally, even the fabric of spacetime will rip apart, in an end fittingly called the Big Rip.

Or, if dark energy isn’t constant over time, there’s a chance that in the distant future gravity could win the tug-o’-war and begin pulling everything back together. Over billions of years, the universe would contract until it reaches a point of infinite density, like a reverse Big Bang. This scenario is called the Big Crunch.

Or perhaps, that isn’t the end but a new beginning, as another universe explodes out of the ashes in a so-called Big Bounce.


Data discrepancies may affect understanding of the universe

Why the expansion of the universe appears to be accelerating remains a mystery, but new research from UT Dallas may help shed light on it. Credit: NASA, ESA and the LEGUS team

One of the unsolved mysteries in modern science is why the expansion of the universe appears to be accelerating. Some scientists argue it is due to a theoretical dark energy that counteracts the pull of gravity, while others think Albert Einstein's long-accepted theory of gravity itself may need to be modified.

As astrophysicists look for answers in the mountains of data gathered from astronomical observations, they are finding that inconsistencies in that data might ultimately lead to the truth.

"This is like a detective story, where inconsistent evidence or testimony could lead to solving the puzzle," said Dr. Mustapha Ishak-Boushaki, professor of astrophysics in the School of Natural Sciences and Mathematics at The University of Texas at Dallas.

Ishak-Boushaki and his doctoral student Weikang Lin have developed a new mathematical tool that identifies and quantifies inconsistencies in cosmological data gathered by various scientific missions and experiments. Their findings could shed light on the cosmic acceleration conundrum and have a significant impact on our understanding of the universe.

Their most recent research, published last October in the journal Physical Review D, was presented June 4 at a meeting of the American Astronomical Society in Denver.

"The inconsistencies we have found need to be resolved as we move toward more precise and accurate cosmology," Ishak-Boushaki said. "The implications of these discrepancies are that either some of our current data sets have systematic errors that need to be identified and removed, or that the underlying cosmological model we are using is incomplete or has problems."

Astrophysicists use a standard model of cosmology to describe the history, evolution and structure of the universe. From this model, they can calculate the age of the universe or how fast it is expanding. The model includes equations that describe the ultimate fate of the universe—whether it will continue expanding, or eventually slow down its expansion due to gravity and collapse on itself in a big crunch.

There are several variables—called cosmological parameters—embedded in the model's equations. Numerical values for the parameters are determined from observations and include factors such as how fast galaxies move away from each other and the densities of matter, energy and radiation in the universe.

But there is a problem with those parameters. Their values are calculated using data sets from many different experiments, and sometimes the values do not agree. The result: systematic errors in data sets or uncertainty in the standard model.

"Our research is looking at the value of these parameters, how they are determined from various experiments, and whether there is agreement on the values," Ishak-Boushaki said.

New Tool Finds Inconsistencies

The UT Dallas team developed a new measure, called the index of inconsistency, or IOI, that gives a numerical value to the degree of discordance between two or more data sets. Comparisons with an IOI greater than 1 are considered inconsistent. Those with an IOI over 5 are ranked as strongly inconsistent.

For example, the researchers used their IOI to compare five different techniques for determining the Hubble parameter, which is related to the rate at which the universe is expanding. One of those techniques—referred to as the local measurement—relies on measuring the distances to relatively nearby exploding stars called supernovae. The other techniques rely on observations of different phenomena at much greater distances.

"We found that there is an agreement between four out of five of these methods, but the Hubble parameter from local measurement of supernovae is not in agreement. It's like an outlier," Ishak-Boushaki said. "In particular, there is a clear tension between the local measurement and that from the Planck science mission, which characterized the cosmic microwave background radiation."

To complicate matters, multiple methods have been used to determine that local measurement, and they all produced a similar Hubble value, still in disagreement with Planck and other results.

"Why does this local measurement of the Hubble parameter stand out in significant disagreement with Planck?" Ishak-Boushaki asked.

He and Lin also applied their IOI tool to five sets of observational data related to the large-scale structure of the universe. The cosmological parameters calculated using those five data sets were in strong disagreement, both individually and collectively, with parameters determined by observations from Planck.

"This is very intriguing. This is telling us that the universe at the largest observable scales may behave differently from the universe at intermediate or local scales," Ishak-Boushaki said. "This leads us to question whether Albert Einstein's theory of gravity is valid all the way from small scales to very large scales in the universe."

The UT Dallas researchers have made their IOI tool available for other scientists to use. Ishak-Boushaki said the Dark Energy Science Collaboration, part of the Large Synoptic Survey Telescope project, will use the tool to look for inconsistencies among data sets.

"These inconsistencies are starting to show up more now because our observations have progressed to a level of precision where we can see them," said Ishak-Boushaki, who published his first paper about the inconsistencies in 2005. "We need the right values for these cosmological parameters because it has important implications for our understanding of the universe."


Gravity causes homogeneity of the universe

During its expansion, the universe evolved towards its present state, which is homogeneous and isotropic on large scales. This is inferred, among other things, from the measurement of the so-called background radiation as nicely seen in the full sky image of the WMAP data. New results published in the renowned journal PRL show that homogenization in the investigated class of cosmological models is already completely explained by Einstein's theory of gravity and does not require any additional modifications. Credit: NASA / WMAP Science Team

Gravity can accelerate the homogenization of space-time as the universe evolves. This insight is based on theoretical studies of the physicist David Fajman of the University of Vienna. The mathematical methods developed within the research project allow to investigate fundamental open questions of cosmology such as why the universe today appears so homogeneous. The results have been published in the journal Physical Review Letters.

The temporal evolution of the universe, from the Big Bang to the present, is described by Einstein's field equations of general relativity. However, there are still a number of open questions about cosmological dynamics, whose origins lie in supposed discrepancies between theory and observation. One of these open questions is: Why is the universe in its present state so homogeneous on large scales?

From the Big Bang to the present

It is assumed that the universe was in an extreme state shortly after the Big Bang, characterized in particular by strong fluctuations in the curvature of spacetime. During the long process of expansion, the universe then evolved towards its present state, which is homogeneous and isotropic on large scales—in simple terms: the cosmos looks the same everywhere.

This is inferred, among other things, from the measurement of the so-called background radiation, which appears highly uniform in every direction of observation. This homogeneity is surprising in that even two regions of the universe that were causally decoupled from each other—i.e., they could not exchange information—still exhibit identical values of background radiation.

To resolve this supposed contradiction, the so-called inflation theory was developed, which postulates a phase of extremely rapid expansion immediately after the Big Bang, which in turn can explain the homogeneity in the background radiation.

However, how this phase can be explained in the context of Einstein's theory requires a number of modifications of the theory, which seem artificial and cannot be verified directly.

New findings: Homogenization by gravitation

Up to now, it was not clear whether the homogenization of the universe can be explained completely by Einstein's equations. The reason for this is the complexity of the equations and the associated difficulty to analyze their solutions—models for the universe—and to predict their behavior.

In the concrete problem, the time evolution of the originally strong deviations from the homogeneous state as cosmological gravitational waves has to be analyzed mathematically. It has to be shown that they decay in the course of the expansion thus allowing the universe to get its homogeneous structure.

Such analyses are based on modern mathematical methods in the field of geometric analysis. Until now, these methods could only achieve such results for small deviations from the homogeneous space-time geometry. David Fajman from the University of Vienna has now succeeded for the first time to transfer these methods to the case of arbitrarily large deviations.

The results published in the renowned journal PRL show that homogenization in the investigated class of models is already completely explained by Einstein's theory and does not require any additional modifications. If this finding can be transferred to more general models, it means that it does not necessarily need a mechanism like inflation to explain the state of our present universe, but that Einstein's theory could finally triumph once again.


Gravity and Acceleration

The drawback to Einstein’s Special Theory of Relativity, however, is that it is “special” in the respect that it only considers the effects of relativity to an observer moving at constant speed. Motion at constant speed is clearly a very special case, and in practice, bodies change their speed with time. Einstein wanted to generalize his theory to consider how a person sees another person who is accelerating relative to them.

At around this time (1907), he also started to wonder how Newtonian gravitation would have to be modified to fit in with special relativity, and how the effects of gravity could be incorporated into the formulation. His resulting General Theory of Relativity, over ten years in the making (it was published in 1916), has been called the greatest contribution to science by a single human mind.

Initially, Einstein had been puzzled by the fact that Sir Isaac Newton’s Law of Universal Gravitation, which had stood undisputed since 1687, appeared to be fundamentally incompatible with his own Special Theory. Newton’s theory (permanently linked, at least in the popular mind, with his observation of an apple falling from a tree) stated that every massive body exerts an attractive force on every other massive body, a force which is proportional to the product of the two masses and inversely proportional to the square of the distance between the bodies.


(Click for a larger version)
Newton's Law of Universal Gravitation
(Source: Astronomy Notes: http://www.astronomynotes.com/
gravappl/s3.htm)

Thus, according to this theory, gravity is relatively strong when objects are near each other, but weakens with distance, and the bigger the bodies, the more their force of mutual attraction. This “inverse-square law” is quite sophisticated enough to explain why a cannonball fired horizontally travels further before hitting the ground the faster it is launched, why a certain minimum speed (about 11.2 kilometers per second) would be required to allow objects to break out of Earth’s gravity and into orbit and why the planets travel in an elliptical orbit around the Sun (although not quite sophisticated enough to predict the slight anomaly in Mercury’s orbit).

Gravity is the organizing force for the cosmos, crucial in allowing structure to unfold from an almost featureless Big Bang origin. Although it is a very weak force (feebler than the other fundamental forces which govern the sub-atomic world by a factor of 10 36 or 1,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000), it is a cumulative and consistent force which acts on everything and can act over large distances. So, even though gravity can be effectively ignored by chemists studying how groups of atoms bond together, for bodies more massive than the planet Jupiter the effects of gravity overwhelm the other forces, and it is largely responsible for building the large-scale structures in the universe. Thus, gravity squeezes together massive bodies like our own Sun, and it is only the explosive outward energy in the Sun’s ultra-hot core that holds it in hydrostatic equilibrium and stops it from collapsing into a super-dense white dwarf star.

Even before Newton, the great 17th Century Italian physicist Galileo Galilei had shown that all bodies fall at the same rate, any perceived differences in practice being caused by differences in air resistance and drag. Galileo’s famous (and probably apocryphal) experiment involving the dropping of two balls of different masses from the Leaning Tower of Pisa was repeated with even more dramatic results in 1972 when a hammer and a feather were dropped together on the airless Moon and, just as Galileo had predicted, both hit the ground together.

Newton, however, had assumed that the force of gravity acts instantaneously, and Einstein had already shown that nothing can travel at infinite speed, not even gravity, being limited by the de facto universal speed limit of the speed of light. Furthermore, Newton had assumed that the force of gravity was purely generated by mass, whereas Einstein had shown that all forms of energy had effective mass and must therefore also be sources of gravity.


(Click for a larger version)
The principle of equivalence says that gravity is not a force at all, but is in fact the same thing as acceleration
(Source: Time Travel Research Center: http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/
HTMLdosya1/RelativityFile.htm)

Einstein’s ground-breaking realization (which he called “the happiest thought of my life”) was that gravity is in reality not a force at all, but is indistinguishable from, and in fact the same thing as, acceleration, an idea he called the “principle of equivalence”. He realized that if he were to fall freely in a gravitational field (such as a skydiver before opening his parachute, or a person in an elevator when its cable breaks), he would be unable to feel his own weight, a rather remarkable insight in 1907, many years before the idea of freefall of astronauts in space became commonplace.

A simple thought experiment serves to clarify this: if an astronaut in the cabin of a spacecraft accelerating upwards at 9.8 meters per second per second (the same acceleration as gravity imparts to falling bodies near the Earth’s surface) were to drop a feather and hammer they too would hit the floor of the cabin simultaneously (in the absence of air resistance), exactly as would have happened if they had fallen on Earth under gravity. That, and the feeling of his feet being glued to the ground just as they would be in Earth’s gravity, would be enough to convince the astronaut that the acceleration of the spaceship was indistinguishable from the pull of gravity on the Earth.

The influence of gravity also creates effects of time dilation (see the section on the Special Theory of Relativity for a more detailed discussion of time dilation), sometimes referred to as "gravitational time dilation". As Einstein predicted, the closer a body is to a large mass, with a commensurately large gravitational pull, the slower time runs for it. It is almost as though gravity is pulling on time itself, slowing its progress. Gravitational time dilation also raises the theoretical possibility of time travel. For example, if a spaceship were to orbit close enough (but not too close!) to a hugely massive object such as a supermassive black hole, the gravitational effects may be significant enough to slow down time for the occupants compared to elsewhere, effectively allowing them to travel into the future.

On a much smaller scale, because gravity is slightly stronger closer to the center of the Earth, then theoretically time passes more slowly for someone living on the first floor of an apartment block than for someone living at the top. With modern atomic clocks of sufficient accuracy, differences in the passage of time at different altitudes above sea level (and therefore different distances from the Earth's center of gravity) can be measured, and even the tiny differences due to the changing shape of the Earth as the tidal force of the Moon pulls and stretches it. A real-life example of gravitational time dilation can be seen in GPS systems in geosynchronous orbits above the Earth, which need to constantly adjust their clocks to account for time differences due to the weaker gravity they experience compared to that on the Earth's surface (it is estimated that their accuracy would be out by as much as 10 kilometers a day without this adjustment).

So, gravity, Einstein realized, is not really a force at all, but just the result of our surroundings accelerating relative to us. Or, perhaps a better way of looking at it, gravity is a kind of inertial force, in the same way as the so-called centrifugal force is not a force in itself, merely the effect of a body’s inertia when forced into a circular path. In order to rationalize this situation, though, Einstein was to turn our whole conception of space on its head, as we will see in the next section.