مستقبل الكون المتوسع

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 8 صور
الموسوعة الحرة

تشير الملاحظات الحالية إلى أن توسع الكون سيستمر إلى الأبد. وتفترض النظرية السائدة أن الكون سيبرد مع توسعه، ليصبح في النهاية شديد البرودة لدرجة لا تسمح باستمرار الحياة. ولهذا السبب، يُعرف هذا السيناريو المستقبلي، الذي يُطلق عليه اسم " الموت الحراري "، أيضًا باسم "البرد القارس" أو "التجمد العظيم". ومن النظريات الشائعة الأخرى: التمزق العظيم ، والانضغاط العظيم ، والارتداد العظيم ، والابتلاع العظيم . [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]

إذا كانت الطاقة المظلمة -الممثلة بالثابت الكوني ، وهو كثافة طاقة ثابتة تملأ الفضاء بشكل متجانس، [ 4 ] أو الحقول القياسية ، مثل الجوهر أو المعاملات ، وهي كميات ديناميكية تتغير كثافة طاقتها مع الزمان والمكان- تُسرّع من تمدد الكون، فإن المسافة بين عناقيد المجرات ستزداد بمعدل متزايد. وسيؤدي الانزياح نحو الأحمر إلى تمدد الفوتونات المحيطة القديمة (بما في ذلك أشعة غاما) إلى أطوال موجية طويلة وطاقات منخفضة لا يمكن رصدها. [ 5 ] من المتوقع أن تتشكل النجوم بشكل طبيعي لمدة تتراوح بين 10 ^12 و10^ 14 (1-100  تريليون) سنة، ولكن في النهاية سينفد مخزون الغاز اللازم لتكوين النجوم . ومع نفاد وقود النجوم الحالية وتوقفها عن الإشعاع، سيصبح الكون أكثر ظلمة ببطء وثبات. [ 6 ] [ 7 ] إذا صحّت نظرية اضمحلال البروتون ، وهي نظرية لم تُثبت بعد وتتعارض مع المبادئ الأساسية لفيزياء الجسيمات، فإن البقايا النجمية المتبقية ستختفي، ولن يتبقى سوى الثقوب السوداء ، التي ستختفي بدورها في نهاية المطاف مع انبعاث إشعاع هوكينغ . [ 8 ] في نهاية المطاف، إذا وصل الكون إلى حالة التوازن الديناميكي الحراري ، وهي حالة تقترب فيها درجة الحرارة من قيمة موحدة، فمن غير المرجح أن يكون أي عمل إضافي ممكنًا، مما سيؤدي إلى موت حراري نهائي للكون. [ 9 ]

علم الكونيات

لا يُقيّد التوسع اللانهائي الانحناء المكاني العام للكون . يمكن أن يكون مفتوحًا (بانحناء مكاني سالب)، أو مسطحًا، أو مغلقًا (بانحناء مكاني موجب)، مع العلم أنه في حالة كونه مغلقًا، يجب أن تكون هناك طاقة مظلمة كافية لموازنة قوى الجاذبية، وإلا سينتهي الكون بانكماش عظيم . [ 10 ]

تشير رصدات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بواسطة مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية ومهمة بلانك إلى أن الكون مسطح مكانيًا ويحتوي على كمية كبيرة من الطاقة المظلمة . [ 11 ] [ 12 ] في هذه الحالة، قد يستمر الكون في التوسع بمعدل متسارع. وقد تأكد تسارع توسع الكون أيضًا من خلال رصد المستعرات العظمى البعيدة . [ 10 ] إذا كانت الطاقة المظلمة، كما هو الحال في نموذج التوافق لعلم الكونيات الفيزيائي (المادة المظلمة الباردة لامدا أو ΛCDM)، على شكل ثابت كوني ، فإن التوسع سيصبح في النهاية أُسّيًا، حيث يتضاعف حجم الكون بمعدل ثابت.

إذا كانت نظرية التضخم صحيحة، فإن الكون قد مرّ بمرحلة سيطرت عليها طاقة مظلمة مختلفة في اللحظات الأولى للانفجار العظيم؛ لكن التضخم انتهى، مما يشير إلى معادلة حالة أكثر تعقيدًا بكثير من تلك المفترضة حتى الآن للطاقة المظلمة الحالية. من المحتمل أن تتغير معادلة حالة الطاقة المظلمة مرة أخرى، مما قد يؤدي إلى حدث ستكون له عواقب يصعب للغاية تحديد معاييرها أو التنبؤ بها.

التاريخ المستقبلي

في سبعينيات القرن العشرين، درس عالم الفيزياء الفلكية جمال إسلام [ 13 ] والفيزيائي فريمان دايسون [ 14 ] مستقبل الكون المتوسع . ثم، في كتابهما الصادر عام 1999 بعنوان "عصور الكون الخمسة" ، قسم عالما الفيزياء الفلكية فريد آدامز وغريغوري لافلين تاريخ الكون المتوسع، ماضيه ومستقبله، إلى خمس حقب. الأولى، العصر البدائي ، هي الفترة التي أعقبت الانفجار العظيم مباشرةً، حين لم تكن النجوم قد تشكلت بعد. أما الثانية، العصر النجمي ، فتشمل الحاضر وجميع النجوم والمجرات المرئية حاليًا. وهي الفترة التي تتشكل فيها النجوم من انهيار سحب الغاز . وفي العصر المنحط اللاحق ، ستكون النجوم قد استُنفدت، تاركةً جميع الأجسام ذات الكتلة النجمية كبقايا نجمية - الأقزام البيضاء ، والنجوم النيوترونية ، والثقوب السوداء . في عصر الثقوب السوداء ، دُمِّرت الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية وغيرها من الأجرام الفلكية الأصغر حجمًا بفعل تحلل البروتونات ، ولم يتبقَّ سوى الثقوب السوداء. وأخيرًا، في العصر المظلم ، اختفت حتى الثقوب السوداء، ولم يتبقَّ سوى غاز مخفف من الفوتونات واللبتونات . [ 15 ]

يفترض هذا التاريخ المستقبلي والجدول الزمني أدناه استمرار توسع الكون. إذا بدأ الفضاء في الكون بالانكماش، فقد لا تحدث الأحداث اللاحقة في الجدول الزمني لأن الانكماش العظيم ، وهو انهيار الكون إلى حالة ساخنة وكثيفة مشابهة لتلك التي أعقبت الانفجار العظيم، سيسود. [ 15 ] [ 16 ]

الجدول الزمني

العصر النجمي

من الوقت الحاضر إلى حواليبعد 10  تريليون سنة (1014 )
الصورة من وكالة الفضاء الأوروبية، وهي مصنفة ضمن منطقة تكوّن النجوم LH 95 في سحابة ماجلان الكبرى. التُقطت الصورة باستخدام تلسكوب هابل الفضائي.
صورة لعدد كبير من النجوم . منطقة تكوّن النجوم LH 95 في سحابة ماجلان الكبرى. التُقطت الصورة باستخدام تلسكوب هابل الفضائي. المصدر: وكالة الفضاء الأوروبية (ESA/Hubble)

يبلغ حجم الكون المرئي حاليًا 1.38 × 10يبلغ عمرها 10 (13.8 مليار) سنة. [ 17 ] يقع هذا الوقت ضمن العصر النجمي. بعد حوالي 155 مليون سنة من الانفجار العظيم ، تشكل أول نجم. ومنذ ذلك الحين، تشكلت النجوم نتيجة انهيار مناطق صغيرة وكثيفة في نوى ضمن سحب جزيئية كبيرة وباردة من غاز الهيدروجين . في البداية، ينتج عن ذلك نجم أولي ، يكون ساخنًا وساطعًا بسبب الطاقة المتولدة عن الانكماش بفعل الجاذبية . بعد أن ينكمش النجم الأولي لفترة، قد تصبح نواته ساخنة بما يكفي لدمج الهيدروجين، وإذا تجاوزت كتلته الحد الحرج، تحدث عملية تسمى "الاشتعال النجمي"، ويبدأ عمره كنجم فعليًا. [ 15 ]

ستستنفد النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا في نهاية المطاف كل الهيدروجين القابل للانصهار لديها ، ثم تتحول إلى أقزام بيضاء هيليومية . [ 18 ] أما النجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة، مثل شمسنا ، فستقذف جزءًا من كتلتها على شكل سديم كوكبي ، ثم تتحول في النهاية إلى أقزام بيضاء ؛ بينما ستنفجر النجوم الأكثر ضخامة في مستعر أعظم ناتج عن انهيار النواة ، تاركةً وراءها نجومًا نيوترونية أو ثقوبًا سوداء . [ 19 ] على أي حال، ورغم إمكانية عودة بعض مادة النجم إلى الوسط بين النجوم ، إلا أنه سيتبقى جزء متدهور لا تعود كتلته إلى هذا الوسط. ولذلك، فإن مخزون الغاز المتاح لتكوين النجوم ينضب باستمرار.

تندمج مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا في مجرة ​​واحدة

من 4 إلى 8  مليارات سنة من الآن (من 17.8 إلى 21.8  مليار سنة بعد الانفجار العظيم)
يُظهر هذا الرسم التوضيحي مرحلةً من مراحل الاندماج المتوقع بين مجرتنا درب التبانة ومجرة أندروميدا المجاورة، كما ستتكشف خلال مليارات السنين القادمة. في هذه الصورة، التي تُمثل سماء الأرض ليلاً بعد 3.75 مليار سنة، تملأ أندروميدا (يسارًا) مجال الرؤية وتبدأ بتشويه درب التبانة بفعل قوى المد والجزر.
رسم فني (ليس واقعيًا تمامًا) للمنظر من الأرض أثناء حدث اصطدام مجرتي درب التبانة وأندروميدا

تبعد مجرة ​​أندروميدا حوالي 2.5  مليون سنة ضوئية عن مجرتنا، درب التبانة ، وهما تتحركان باتجاه بعضهما البعض بسرعة تقارب 300 كيلومتر (186 ميلاً) في الثانية. وبحسب الأدلة الحالية، فإنه بعد حوالي خمسة مليارات سنة من الآن، أو 19  مليار سنة بعد الانفجار العظيم ، ستصطدم مجرتا درب التبانة وأندروميدا وتندمجان لتشكلا مجرة ​​واحدة ضخمة. وحتى عام 2012، لم يكن هناك سبيل لتأكيد حدوث هذا الاصطدام المحتمل. [ 20 ] وفي عام 2012، توصل الباحثون إلى استنتاج مفاده أن الاصطدام مؤكد بعد استخدام تلسكوب هابل الفضائي بين عامي 2002 و2010 لتتبع حركة أندروميدا. [ 21 ] وقد نتج عن ذلك تكوين مجرة ​​ميلكوميدا (المعروفة أيضاً باسم ميلكدروميدا ).

إن 22  مليار سنة في المستقبل هي أقرب نهاية ممكنة للكون في سيناريو التمزق العظيم ، بافتراض نموذج للطاقة المظلمة بقيمة w = −1.5 . [ 22 ] [ 23 ]

قد يحدث اضمحلال الفراغ الزائف خلال 20 إلى 30  مليار سنة إذا كان مجال هيغز شبه مستقر. [ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]

لم يعد بالإمكان الوصول إلى اندماج المجموعة المحلية والمجرات خارج التجمع المجري المحلي.

10 11 (100  مليار) إلى10^ 12 (  تريليون) سنة

ترتبط المجرات في المجموعة المحلية ، وهي مجموعة المجرات التي تضم مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا، ببعضها البعض بفعل الجاذبية. ومن المتوقع أن يتراوح عدد المجرات بين 1011 (100 مليار) و 10بعد مرور 12 ( تريليون) سنة من الآن، ستتلاشى مداراتها وستندمج المجموعة المحلية بأكملها في مجرة ​​واحدة كبيرة. [ 6 ]

بافتراض أن الطاقة المظلمة تستمر في دفع الكون للتوسع بمعدل متسارع، فبعد حوالي 150 مليار سنة، ستعبر  جميع المجرات خارج التجمع المجري المحلي خلف الأفق الكوني . وحينها، سيصبح من المستحيل على الأحداث في التجمع المجري المحلي التأثير على المجرات الأخرى. وبالمثل، سيصبح من المستحيل على الأحداث التي تقع بعد 150  مليار سنة، كما يراها المراقبون في المجرات البعيدة، التأثير على الأحداث في التجمع المجري المحلي. [ 5 ] ومع ذلك، سيستمر المراقب في التجمع المجري المحلي في رؤية المجرات البعيدة، لكن الأحداث التي يرصدها ستشهد انزياحًا أحمرًا متزايدًا بشكل أُسّي مع اقتراب المجرة من الأفق، حتى يبدو الزمن في المجرة البعيدة وكأنه يتوقف. لن يرصد المراقب في التجمع المجري المحلي أي أحداث بعد 150  مليار سنة في توقيته المحلي، وفي النهاية، سيبدو كل الضوء والإشعاع الخلفي الواقع خارج التجمع المجري المحلي وكأنه يختفي، حيث يصبح الضوء منزاحًا أحمرًا لدرجة أن طول موجته يصبح أطول من القطر الفيزيائي للأفق.

من الناحية التقنية، سيستغرق الأمر وقتًا لا نهائيًا حتى يتوقف التفاعل السببي بين التجمع المجري المحلي وهذا الضوء. مع ذلك، وبسبب الانزياح نحو الأحمر المذكور آنفًا، لن يُرصد الضوء بالضرورة لفترة زمنية لا نهائية، وبعد 150  مليار سنة، لن يُرصد أي تفاعل سببي جديد.

لذلك، بعد 150  مليار سنة، يصبح النقل والتواصل بين المجرات خارج نطاق التجمع المجري المحلي مستحيلاً من الناحية السببية.

تبدأ لمعان المجرات في التضاؤل

8 × 10^ 11 (800  مليار) سنة

بعد 8 × 10 11 (800  مليار) سنة من الآن، ستبدأ لمعان المجرات المختلفة، والتي كانت متشابهة تقريبًا حتى ذلك الحين مع لمعانها الحالي بفضل زيادة لمعان النجوم المتبقية مع تقدمها في العمر، في التناقص، حيث تبدأ النجوم القزمة الحمراء الأقل كتلة في الموت كأقزام بيضاء . [ 27 ]

المجموعة المحلية والمجرات الأقرب. صور المجرات ليست بمقياس الرسم.
رسم توضيحي للمجموعة المحلية من المجرات

لم تعد المجرات خارج التجمع المجري المحلي قابلة للاكتشاف

2 × 10¹² (2 تريليون  ) سنة

2 × 10بعد مرور 12 (2 تريليون) سنة، ستتعرض جميع المجرات خارج التجمع المجري المحلي لانزياح أحمر كبير لدرجة أن أشعة غاما التي تنبعث منها ستكون ذات أطوال موجية أطول من حجم الكون المرئي في ذلك الوقت. وبالتالي، لن يكون من الممكن رصد هذه المجرات بأي شكل من الأشكال. [ 5 ]

العصر المنحط

ابتداءً من 1014 (100 تريليون) إلى 1040 (10 دوديسيليون) سنة

بحلول الساعة العاشرةبعد 14 (100 تريليون) سنة من الآن،سينتهي تكوّن النجوم ، [ 6 ] تاركًا جميع الأجرام النجمية على شكل بقايا متحللة . إذا لم تتحلل البروتونات ، ستختفي الأجرام ذات الكتلة النجمية ببطء أكبر، مما يجعل هذه الحقبة تدوم لفترة أطول .

يتوقف تكوين النجوم

10 12–14 (1–100  تريليون) سنة

بحلول الساعة العاشرةبعد 14 (100 تريليون) سنة من الآن،سينتهي تكوّن النجوم . هذه الفترة، المعروفة باسم "عصر الانحطاط"، ستستمر حتى تتحلل البقايا المنحلة نهائيًا. [ 28 ] تستغرق النجوم الأقل كتلة أطول وقت لنفاد وقودها الهيدروجيني (انظر تطور النجوم ). وبالتالي، فإن أطول النجوم عمرًا في الكون هي الأقزام الحمراء منخفضة الكتلة ، بكتلة تبلغ حوالي 0.08 كتلة شمسية ( M☉ )، والتي يبلغ عمرها أكثر من 10١٣ (١٠ تريليونات) سنة. [ ٢٩ ] ومن المصادفة أن هذه المدة تُقارب مدة تكوّن النجوم. [ ٦ ] بمجرد انتهاء تكوّن النجوم ونفاد وقود الأقزام الحمراء الأقل كتلة،سيتوقف الاندماج النووي . ستبرد الأقزام الحمراء منخفضة الكتلة وتتحول إلى أقزام سوداء . [ ١٨ ] الأجسام الوحيدة المتبقية ذات كتلة أكبر من كتلة الكواكب ستكون الأقزام البنية (بكتلة أقل من ٠.٠٨ كتلة شمسية )، وبقايا متدهورة : الأقزام البيضاء ، التي تنتجها نجوم ذات كتل ابتدائية تتراوح بين ٠.٠٨ و٨ كتل شمسية تقريبًا، والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء ، التي تنتجها نجوم ذات كتل ابتدائية تزيد عن ٨ كتل شمسية . ستكون معظم كتلة هذه المجموعة، حوالي ٩٠٪، على شكل أقزام بيضاء. [ 7 ] في غياب أي مصدر للطاقة، ستبرد جميع هذه الأجسام المضيئة سابقًا وتصبح خافتة.  

سيصبح الكون شديد الظلام بعد احتراق آخر النجوم. ومع ذلك، قد يظل هناك ضوء متقطع في الكون. إحدى طرق إضاءة الكون هي اندماج قزمين أبيضين من الكربون والأكسجين ، كتلتهما مجتمعة أكبر من حد تشاندراسيكار البالغ حوالي 1.4 كتلة شمسية. سيخضع الجسم الناتج حينها لاندماج نووي حراري متسارع، مُنتجًا مستعرًا أعظم من النوع Ia ، ومبددًا ظلام العصر المنحط لبضعة أسابيع. قد تصطدم النجوم النيوترونية أيضًا ، مُشكلةً مستعرات أعظم أكثر سطوعًا، ومُطلقةً ما يصل إلى 6 كتل شمسية من الغاز المنحط في الوسط بين النجوم. يُمكن للمادة الناتجة عن هذه المستعرات العظمى أن تُكوّن نجومًا جديدة. [ 30 ] [ 31 ] إذا لم تكن الكتلة المُجتمعة أعلى من حد تشاندراسيكار، ولكنها أكبر من الحد الأدنى للكتلة اللازمة لاندماج الكربون (حوالي 0.9 كتلة شمسية ) ، فقد يتكون نجم كربوني ، بعمر افتراضي يبلغ حوالي 10 6 ( مليون) سنة. [ 15 ] كذلك، إذا اصطدمقزمان أبيضان من الهيليوم بكتلة إجمالية لا تقل عن 0.3 كتلة شمسية ، فقد يتكون نجم هيليوم ، بعمر يصل إلى بضع مئات من ملايين السنين. [ 15 ] وأخيرًا، يمكن للأقزام البنية أن تُشكّل نجومًا جديدة عن طريق الاصطدام ببعضها البعض لتكوين نجوم قزمة حمراء ، والتي يمكن أن تعيش لمدة 10 13 (10 تريليونات) سنة، [ 29 ] [ 30 ] أو عن طريق تراكم الغاز بمعدلات بطيئة للغاية من الوسط بين النجوم المتبقي حتى يصبح لديها كتلة كافية لبدء احتراق الهيدروجين كأقزام حمراء. هذه العملية، على الأقل على الأقزام البيضاء، يمكن أن تؤدي إلى حدوث مستعرات عظمى من النوع Ia. [ 32 ]

تسقط الكواكب أو تُقذف من مداراتها نتيجة اقترابها الشديد من نجم آخر

1015 (1 كوادريليون) سنة

بمرور الوقت، ستتلاشى مدارات الكواكب بسبب الإشعاع الجاذبي ، أو سيتم قذف الكواكب من أنظمتها المحلية بسبب الاضطرابات الجاذبية الناتجة عن التفاعلات مع بقايا نجمية أخرى . [ 33 ]

تفلت بقايا النجوم من المجرات أو تسقط في الثقوب السوداء

1019 إلى 1020 (من 10 إلى 100 كوينتيليون) سنة

بمرور الوقت، تتبادل الأجسام في المجرة الطاقة الحركية في عملية تُسمى الاسترخاء الديناميكي ، مما يجعل توزيع سرعاتها يقترب من توزيع ماكسويل-بولتزمان . [ 34 ] يمكن أن يحدث الاسترخاء الديناميكي إما عن طريق اقتراب نجمين من بعضهما البعض أو عن طريق اقترابات بعيدة أقل عنفًا ولكنها أكثر تكرارًا. [ 35 ] في حالة الاقتراب، يمر قزمان بنيان أو بقايا نجمية بالقرب من بعضهما البعض. عندما يحدث هذا، تتغير مسارات الأجسام المشاركة في الاقتراب قليلاً، بحيث تصبح طاقاتها الحركية متساوية تقريبًا أكثر من ذي قبل. بعد عدد كبير من هذه الاقترابات، تميل الأجسام الأخف إلى اكتساب السرعة بينما تفقد الأجسام الأثقل سرعتها. [ 15 ]

بسبب الاسترخاء الديناميكي، تكتسب بعض الأجسام طاقة كافية لبلوغ سرعة الإفلات من المجرة ومغادرتها، تاركةً وراءها مجرة ​​أصغر حجمًا وأكثر كثافة. ونظرًا لتزايد وتيرة هذه المجرة الأكثر كثافة، تتسارع العملية. والنتيجة هي أن معظم الأجسام (من 90% إلى 99%) تُقذف من المجرة، تاركةً نسبة ضئيلة (ربما من 1% إلى 10%) تسقط في الثقب الأسود المركزي فائق الكتلة . [ 6 ] [ 15 ] وقد اقتُرح أن مادة البقايا الساقطة ستشكل قرصًا تراكميًا حوله، مما سيؤدي إلى تكوين كوازار ، طالما توفرت كمية كافية من المادة هناك. [ 36 ]

احتمال تأين المادة

> 10بعد 23 عاماً من الآن

في كون متوسع ذي كثافة متناقصة وثابت كوني غير صفري ، ستصل كثافة المادة إلى الصفر، مما يؤدي إلى تأين وتبدد معظم المادة باستثناء الأقزام السوداء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء والكواكب عند التوازن الحراري . [ 37 ]

مستقبل مع تحلل البروتون

يفترض الجدول الزمني التالي أن البروتونات تتحلل.

الاحتمال: 1032 (100 نونيليون) – 1042 سنة (1 تريليون)

يعتمد التطور اللاحق للكون على إمكانية ومعدل اضمحلال البروتون . تُظهر الأدلة التجريبية أنه إذا كان البروتون غير مستقر، فإن عمر النصف له لا يقل عن 1035 عامًا. [ 38 ] تتنبأ بعض نظريات التوحيد الكبرى (GUTs) بعدم استقرار البروتون على المدى الطويل بين 1032 و 1038 عامًا، مع الحد الأعلى لتحلل البروتون القياسي (غير المتناظر الفائق) عند 1.4 × 1036 عامًا وحد أقصى إجمالي لأي اضمحلال بروتون (بما في ذلك نماذج التناظر الفائق ) عند 6 × 1042 عامًا. [ 39 ] [ 40 ] تشير الأبحاث الحديثة إلى أن عمر البروتون (في حالة عدم استقراره) يبلغ 10 أو يتجاوزه36 – 10يستبعد نطاق الـ 37 عامًا نظريات التوحيد الكبرى الأبسط ومعظم النماذج غير المتناظرة الفائقة.

تبدأ النيوكليونات بالتحلل

يُشتبه أيضاً في أن النيوترونات المرتبطة بالنوى تتحلل بنصف عمر مماثل لنصف عمر البروتونات. وتتحلل الكواكب (الأجرام دون النجمية) في عملية متسلسلة بسيطة من العناصر الأثقل إلى الهيدروجين، ثم إلى الفوتونات واللبتونات، مع إشعاعها للطاقة. [ 41 ]

إذا لم يتحلل البروتون على الإطلاق، فإن الأجرام النجمية ستختفي، ولكن بوتيرة أبطأ. انظر القسم "  المستقبل بدون تحلل البروتون" أدناه.

يؤدي قصر أو طول عمر النصف للبروتونات إلى تسريع أو إبطاء العملية. وهذا يعني أنه بعد 10بعد 40 عامًا (الحد الأقصى لعمر النصف للبروتون المستخدم من قبل Adams & Laughlin (1997))، سيتم تحويل نصف المادة الباريونية إلى فوتونات أشعة جاما وليبتوناتمن خلال تحلل البروتون.

تتحلل جميع النيوكليونات

1043 (10 تريليون) سنة

بافتراض عمر النصف للبروتون، ستكون النيوكليونات (البروتونات والنيوترونات المرتبطة) قد مرت بحوالي 1000 عمر نصف بحلول الوقت الذي يبلغ فيه عمر الكون 10يبلغ عمرها 43 عامًا. هذا يعني أن عدد النيوكليونات سيكون حوالي 0.5 × 1000 (ما يقارب 10⁻³⁰¹ ) مقارنةً بالعدد المقدر بـ 10¹⁰يوجد حاليًا 80 بروتونًا في الكون، [ 42 ] ولن يتبقى منها شيء في نهاية العصر المنحط. عمليًا، ستتحول جميع المادة الباريونية إلى فوتونات ولبتونات. تتنبأ بعض النماذج بتكوّن ذرات بوزيترونيوم مستقرة بأقطار أكبر من قطر الكون المرئي حاليًا (حوالي 6 × 10⁶) .34 مترًا) [ 43 ] في 1098 عامًا، وأن هذه بدورها ستتحلل إلى إشعاع جاما في غضون 10176 عامًا. [ 6 ] [ 7 ]

من المتوقع أن تدوم الثقوب السوداء فائقة الكتلة لفترة أطول من تحلل البروتون، لكنها ستتبخر في النهاية تمامًا.

إذا تحللت البروتونات في عمليات نووية من الرتبة الأعلى

الاحتمال: 1076 إلى 10220 سنة

إذا لم يتحلل البروتون وفقًا للنظريات المذكورة أعلاه، فإن حقبة الانحطاط ستستمر لفترة أطول، وستتداخل مع حقبة الثقب الأسود أو تتجاوزها. على مقياس زمني قدره 10يُفترض أن المادة الصلبة التي يبلغ عمرها 65 عامًا قد تعيد ترتيب ذراتها وجزيئاتهاعبر النفق الكمومي ، وقد تتصرف كسائل وتتحول إلى كرات ملساء بفعل الانتشار والجاذبية. [ 14 ] ويمكن للأجسام النجمية المتدهورة أن تخضع لاضمحلال البروتون، على سبيل المثال عبر عمليات تتضمن شذوذ أدلر-بيل-جاكيو ، أو الثقوب السوداء الافتراضية ، أو التناظر الفائق ذي الأبعاد الأعلى،والذي قد يكون عمر النصف له أقل من 10220 عامًا. [ 6 ]

> 10بعد 145 عامًا من الآن

تقدير عام 2018 لعمر النموذج القياسي قبل انهيار فراغ زائف ؛ فاصل الثقة 95% هو من 10⁶⁵ إلى 10⁷₂⁵ سنة ويعزى ذلك جزئياً إلى عدم اليقين بشأن كتلة الكوارك العلوي . [ 44 ]

> 10بعد 200 عام من الآن

على الرغم من استقرار البروتونات في فيزياء النموذج القياسي، إلا أنه قد توجد شذوذات كمومية على مستوى التفاعل الكهروضعيف ، مما قد يؤدي إلى فناء مجموعات من الباريونات (البروتونات والنيوترونات) لتكوين مضادات الليبتونات عبر انتقال السفاليرون . [ 45 ] تتميز هذه الانتهاكات الباريونية/الليبتونية بعدد يساوي 3، ولا يمكن أن تحدث إلا في مضاعفات أو مجموعات من ثلاثة باريونات، مما قد يقيد أو يمنع حدوثها. لم تُلاحظ أي أدلة تجريبية على وجود السفاليرونات عند مستويات الطاقة المنخفضة حتى الآن، على الرغم من الاعتقاد بحدوثها بانتظام عند الطاقات ودرجات الحرارة العالية.

الفوتونات والإلكترونات والبوزيترونات والنيوترينوات هي كل ما يتبقى بعد تبخر آخر الثقوب السوداء فائقة الكتلة .

عصر الثقب الأسود

1043 (10 تريليون) سنة إلى ما يقرب من 10100 (1 غوغول ) سنة، حتى 10110 سنوات لأكبر الثقوب السوداء فائقة الكتلة

بعد 10بعد 43  عامًا، ستسيطر الثقوب السوداء على الكون. وستتبخر ببطء عبر إشعاع هوكينغ . [ 6 ] سيختفي ثقب أسود بكتلة تقارب كتلة الشمس في غضون 2 × 10 64 عامًا. بما أن عمر الثقب الأسود يتناسب طرديًا مع مكعب كتلته، فإن الثقوب السوداء ذات الكتلة الأكبر تستغرق وقتًا أطول للتحلل. ثقب أسود فائق الكتلة كتلته 10سيتبخر 11 (100 مليار) مليون متر من الشمس في غضون حوالي 2 × 1093 عامًا. [ 46 ]

من المتوقع أن تستمر أكبر الثقوب السوداء في الكون في النمو. ثقوب سوداء أكبر تصل إلى 10قد تتشكل 14 كتلة شمسية (100 تريليون كتلة شمسية  )أثناء انهيار التجمعات المجرية العملاقة. وحتى هذه ستتبخر خلال فترة زمنية تبلغ 10109 [ 47 ] إلى 10110 سنوات.

يتميز إشعاع هوكينغ بطيف حراري . خلال معظم فترة عمر الثقب الأسود، يكون الإشعاع منخفض الحرارة ويتواجد بشكل أساسي على هيئة جسيمات عديمة الكتلة مثل الفوتونات والجرافيتونات الافتراضية . مع انخفاض كتلة الثقب الأسود، ترتفع درجة حرارته، لتصبح مماثلة لدرجة حرارة الشمس عندما تنخفض كتلة الثقب الأسود إلى 10يبلغ وزنه 19 كيلوغرامًا. يوفر الثقب الأسود مصدرًا مؤقتًا للضوء خلال الظلام الدامس الذي يسود عصر الثقوب السوداء. خلال المراحل الأخيرة من تبخره، لا ينبعث من الثقب الأسود جسيمات عديمة الكتلة فحسب، بل ينبعث منه أيضًا جسيمات أثقل، مثل الإلكترونات والبوزيترونات والبروتونات والبروتونات المضادة. [ 15 ]

العصر المظلم وعصر الفوتون

ابتداءً من 10100 عام (10 ديوتريجينتيليون عام أو 1 غوغول عام) وما بعدها

بعد تبخر جميع الثقوب السوداء (وبعد تفكك المادة العادية المكونة من البروتونات، إذا كانت البروتونات غير مستقرة)، سيصبح الكون شبه خالٍ. ستنتقل الفوتونات واللبتونات والباريونات والنيوترينوات والإلكترونات والبوزيترونات من مكان إلى آخر ، ونادرًا ما تلتقي ببعضها . من الناحية الجاذبية ، سيهيمن على الكون المادة المظلمة والإلكترونات والبوزيترونات ( وليس البروتونات ). [ 48 ]

في هذه الحقبة، ومع بقاء كمية ضئيلة جدًا من المادة، سيتراجع النشاط الكوني بشكل حاد (مقارنةً بالحقبات السابقة)، مع مستويات طاقة منخفضة للغاية وفترات زمنية طويلة جدًا، حيث تستغرق الأحداث وقتًا طويلاً جدًا للحدوث إن حدثت أصلًا. ستلتقي الإلكترونات والبوزيترونات التي تنجرف في الفضاء ببعضها البعض، وقد تُشكّل أحيانًا ذرات البوزيترونيوم . إلا أن هذه البنى غير مستقرة، ويجب أن تفنى جسيماتها المكونة لها في النهاية. مع ذلك، ستبقى معظم الإلكترونات والبوزيترونات غير مرتبطة. [ 49 ] ستحدث أيضًا أحداث فناء أخرى منخفضة المستوى، وإن كانت بطيئة للغاية. يتجه الكون الآن تدريجيًا نحو أدنى حالة طاقة له .

مستقبل بلا اضمحلال البروتون

إذا لم تتحلل البروتونات، فستتحول الأجسام ذات الكتلة النجمية إلى ثقوب سوداء ، وإن كان ذلك بوتيرة أبطأ. الجدول الزمني التالي يفترض عدم حدوث تحلل البروتونات .

10بعد 161 عامًا من الآن

تقدير عام 2018 لعمر النموذج القياسي قبل انهيار فراغ زائف ؛ تتراوح فترة الثقة 95% بين 10⁶⁵ و10¹³⁸³ سنة ، ويعود ذلك جزئيًا إلى عدم اليقين بشأن كتلة الكوارك العلوي . [ 44 ] [ ملاحظة 1 ]

العصر المنحط

تتحلل المادة إلى حديد

101100 إلى 10بعد 32000 سنة من الآن
رقائق حديد نقية (99.97%+)، مكررة بالتحليل الكهربائي، بالإضافة إلى مكعب حديد عالي النقاء (99.9999% = 6N) بحجم 1 سم3 للمقارنة.
ستتحلل جميع المواد ببطء إلى حديد ، والذي سيستغرق من 101100 إلى 1032000 سنة .

في 10خلال 1500 عام، من المتوقع أن يؤدي الاندماج النووي الكثيف، الذي يحدث عبر النفق الكمومي، إلى اندماج النوى الخفيفةفي الأجسام النجمية لتكويننوى الحديد-56 (انظر نظائر الحديد ). كما يُتوقع أن يؤدي الانشطار وانبعاث جسيمات ألفا إلى تحلل النوى الثقيلة إلى حديد، تاركين الأجسام النجمية على شكل كرات باردة من الحديد، تُسمى النجوم الحديدية . [ 14 ] ولكن قبل حدوث ذلك، يُتوقع أن تُخفض هذه العملية حد تشاندراسيكار في بعض الأقزام السوداء ، مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم خلال 10 سنوات.1100 سنة. وقد حُسب أن السيليكون غير المتدهور ينتقل عبر النفق إلى الحديد في غضون 10 سنوات تقريبًا32000 سنة . [ 50 ]

عصر الثقب الأسود

انهيار النجوم الحديدية إلى ثقوب سوداء

10 1030 إلى1010بعد 105 سنوات من الآن

من المفترض أن يؤدي النفق الكمومي أيضًا إلى تحويل الأجسام الكبيرة إلى ثقوب سوداء ، والتي ستتبخر (على هذه الأطر الزمنية) إلى جسيمات دون ذرية. وبناءً على الافتراضات الموضوعة، يمكن حساب الوقت اللازم لحدوث ذلك بدءًا من 10 ^10من 26 سنة إلى101076 عامًا. قد يؤدي النفق الكمومي أيضًا إلى انهيار النجوم الحديدية وتحولها إلىنجوم نيوترونيةفي غضون10^1076 عامًا. [ 14 ]

العصر المظلم (بدون تحلل البروتون)

10 10105 إلى1010بعد 120 عامًا من الآن

مع تبخر الثقوب السوداء، تتحلل معظم المادة الباريونية إلى جسيمات دون ذرية (إلكترونات، نيوترونات، بروتونات، وكواركات). يصبح الكون الآن فراغًا شبه تام (ربما مصحوبًا بوجود فراغ زائف ). يؤدي تمدد الكون ببطء إلى تبريده حتى يصل إلى الصفر المطلق . يصل الكون الآن إلى حالة طاقة أدنى من الحالة المذكورة سابقًا. [ 51 ] [ 52 ]

وَرَاءَ

ما وراء 102500 سنة إذا حدث تحلل البروتون، أو 10 1076 عامًا بدون تحلل البروتون

أي حدث يقع بعد هذه الحقبة يبقى مجرد تكهنات. من المحتمل أن يحدث تمزق عظيم في المستقبل البعيد. [ 53 ] [ 54 ] ستحدث هذه الظاهرة الفريدة على نطاق محدود.

إذا كانت حالة الفراغ الحالية فراغًا زائفًا ، فقد يتحلل الفراغ إلى حالة طاقة أقل. [ 55 ]

من المفترض أن حالات الطاقة المنخفضة للغاية تشير إلى أن الأحداث الكمومية الموضعية تصبح ظواهر عيانية رئيسية بدلاً من كونها أحداثًا مجهرية ضئيلة، لأن حتى أصغر الاضطرابات تُحدث فرقًا كبيرًا في هذا العصر، لذا لا يمكن التنبؤ بما سيحدث أو قد يحدث للمكان أو الزمان. يُعتقد أن قوانين "الفيزياء العيانية" ستنهار، وأن قوانين الفيزياء الكمومية ستسود. [ 9 ]

لقد طُرحت فرضية مفادها أنه على مدى فترة زمنية طويلة، قد يحدث انخفاض تلقائي في الإنتروبيا ، إما عن طريق تكرار بوانكاريه أو من خلال التقلبات الحرارية (انظر أيضًا نظرية التقلبات ). [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ] ومن خلال ذلك، قد يتجنب الكون الموت الحراري الأبدي عبر النفق الكمومي العشوائي والتقلبات الكمومية ، نظرًا لاحتمالية حدوث انفجار عظيم جديد يُنشئ كونًا جديدًا في غضون 10 ^ 10 ثانية تقريبًا.56 عامًا، وفقًا للفيزيائيينشون إم. كارولوجينيفر تشين. [ 59 ]

الجداول الزمنية الرسومية

إذا تحللت البروتونات:

Logarithmic scale

إذا لم تتحلل البروتونات:

Logarithmic scale

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ تم تحديث المخطوطة بعد النشر؛ تم أخذ أرقام العمر الافتراضي من أحدث مراجعة على https://arxiv.org/abs/1707.08124 .

مراجع

  1. ↑ آدامز، فريد سي؛ لافلين، غريغوري (1 أبريل 1997). "كون يحتضر: المصير طويل الأمد وتطور الأجرام الفلكية" (ملف PDF) . مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 337-372 . arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . ISSN 0034-6861 . مؤرشف من الأصل في 17 مايو 2021. 
  2. ↑ "ما هو المصير النهائي للكون؟" . كون WMAP . ناسا . 29 يونيو 2015. تم الاطلاع عليه في 19 فبراير 2023 .
  3. ↑ غان، ألاستير (8 يونيو 2025). "نهاية الكون: 4 طرق قد تتكشف بها نهاية العالم الكونية" . مجلة بي بي سي ساينس فوكس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 14 فبراير 2026 .
  4. ↑ كارول، شون م. (2001). "الثابت الكوني" . مراجعات حية في النسبية . 4 (1) 1. arXiv : astro-ph/0004075 . Bibcode : 2001LRR.....4....1C . doi : 10.12942 / lrr-2001-1 . PMC 5256042. PMID 28179856 .  
  5. 1 2 3 كراوس، لورانس م.؛ ستارك مان، جلين د. (2000). "الحياة والكون والعدم: الحياة والموت في كون دائم التوسع". المجلة الفيزيائية الفلكية . 531 (1): 22-30 . arXiv : astro-ph/9902189 . Bibcode : 2000ApJ...531...22K . doi : 10.1086/308434 . S2CID 18442980 . 
  6. 1 2 3 4 5 6 7 8 آدامز، فريد سي؛ لافلين، غريغوري (1997). "كون يحتضر: المصير طويل الأمد وتطور الأجرام الفلكية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 337-372 . arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 . 
  7. 1 2 3 Adams & Laughlin (1997), §IIE.
  8. ↑ آدامز ولافلين (1997)، القسم الرابع.
  9. 1 2 Adams & Laughlin (1997), §VID.
  10. 1 2 ليفين، فرانك س. (2007). معايرة الكون: كيف يشرح علم الكونيات كوننا الناتج عن الانفجار العظيم . كون الفلكيين. نيويورك: سبرينغر. ISBN 978-0-387-30778-7.
  11. ↑ وآخرون (2008). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) على مدى خمس سنوات: معالجة البيانات، وخرائط السماء، والنتائج الأساسية" (ملف PDF) . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 180 (2): 225-245 . arXiv : 0803.0732 . Bibcode : 2009ApJS..180..225H . doi : 10.1088/0067-0049/180/2/225 . ISSN 0067-0049 . 
  12. ↑ تعاون بلانك وآخرون (1 سبتمبر 2016). "نتائج بلانك 2015. الثالث عشر. المعلمات الكونية" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . 
  13. ↑ إسلام، جمال ن. (مارس 1977). "المصير النهائي المحتمل للكون". المجلة الفصلية للجمعية الفلكية الملكية . 18 : 3. رمز Bibcode : 1977QJRAS..18....3I .
  14. 1 2 3 4 دايسون، فريمان ج. (1979). "زمن بلا نهاية: الفيزياء وعلم الأحياء في كون مفتوح". مراجعات الفيزياء الحديثة . 51 (3): 447-460 . Bibcode : 1979RvMP...51..447D . doi : 10.1103/RevModPhys.51.447 .
  15. 1 2 3 4 5 6 7 8 فريد آدامز وجريج لافلين، العصور الخمسة للكون ، نيويورك: دار فري برس، 1999، رقم ISBN 0-684-85422-8.
  16. ↑ Adams & Laughlin (1997), §VA.
  17. ↑ تعاون بلانك (2013). "نتائج بلانك 2013. السادس عشر. المعلمات الكونية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 571 : A16. arXiv : 1303.5076 . Bibcode : 2014A & A...571A..16P . doi : 10.1051/0004-6361/201321591 . S2CID 118349591 . 
  18. 1 2 لافلين، غريغوري؛ بودينهايمر، بيتر؛ آدامز، فريد سي. (1997). "نهاية التسلسل الرئيسي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 482 (1): 420-432 . Bibcode : 1997ApJ...482..420L . doi : 10.1086/304125 .
  19. ↑ هيغر، أ.؛ فراير، س. ل.؛ ووسلي، س. إ.؛ لانغر، ن.؛ هارتمان، د. هـ. (2003). "كيف تنهي النجوم المفردة الضخمة حياتها". المجلة الفيزيائية الفلكية . 591 (1): 288-300 . arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003ApJ...591..288H . doi : 10.1086/375341 . S2CID 59065632 . 
  20. ^ فان دير ماريل، ج. وآخرون . (2012). “ناقل السرعة M31. III. مستقبل درب التبانة M31-M33 التطور المداري والاندماج ومصير الشمس”. مجلة الفيزياء الفلكية . 753 (1): 9. أرخايف : 1205.6865 . بيب كود : 2012ApJ...753....9V . دوى : 10.1088/0004-637X/753/1/9 . S2CID 53071454 .  
  21. ↑ كوين، ر. (31 مايو 2012). "مجرة أندروميدا في مسار تصادمي مع مجرة ​​درب التبانة". مجلة نيتشر . doi : 10.1038/nature.2012.10765 . S2CID 124815138 . 
  22. ↑ "قد ينتهي الكون بتمزق عظيم" . مجلة سيرن كورير . 30 أبريل 2003.
  23. ↑ سيجل، إيثان. "اسأل إيثان: هل يمكن أن يتمزق الكون في تمزق عظيم؟" . فوربس .
  24. ↑ كرين، ليا. "يواجه الفيزيائيون مشكلة كبيرة حيث يرفض بوزون هيغز التصرف بشكل غير متوقع" . مجلة نيو ساينتست .
  25. ↑ "بوزون هيغز يجعل الكون مستقرًا - محض صدفة؟" . مجلة نيو ساينتست .
  26. ↑ "الموت بواسطة هيغز يخلص الكون من تهديد الدماغ الفضائي" . مجلة نيو ساينتست .
  27. ^ آدامز، إف سي. جريفز، GJM. لافلين ، ج. (ديسمبر 2004). غارسيا سيجورا، ج؛ تينوريو-تاجلي، جي؛ فرانكو، J.؛ يورك (محرران). “انهيار الجاذبية: من النجوم الضخمة إلى الكواكب. / الاجتماع الأول للفيزياء الفلكية للمرصد الفلكي الوطني. / اجتماع للاحتفال ببيتر بودنهايمر لمساهماته البارزة في الفيزياء الفلكية: الأقزام الحمراء ونهاية التسلسل الرئيسي”. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica، سلسلة المؤتمرات . 22 : 46 – 149. بيب كود : 2004RMxAC..22...46A .انظر الشكل 3.
  28. ↑ Adams & Laughlin (1997), § III–IV.
  29. 1 2 Adams & Laughlin (1997), §IIA and Figure 1.
  30. 1 2 Adams & Laughlin (1997), §IIIC.
  31. ↑ ريتشموند، م. "مستقبل الكون" . فيزياء 240. معهد روتشستر للتكنولوجيا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 19 فبراير 2023 .
  32. ↑ سيركوفيتش، م.م. (ديسمبر 2005). "تراكم الأقزام البنية: تكوين النجوم غير التقليدي على مدى فترات زمنية طويلة جدًا" . المجلة الفلكية الصربية . 171 (171): 11-17 . Bibcode : 2005SerAJ.171...11C . doi : 10.2298/SAJ0571011C .
  33. ↑ Adams & Laughlin (1997), §IIIF, Table I.
  34. ↑ ص. 428، تركيز عميق على NGC 1883، تادروس، نشرة الجمعية الفلكية الهندية 33 ، رقم 4 (ديسمبر 2005)، الصفحات من 421 إلى 431، بيب كود : 2005BASI...33..421T .
  35. ↑ ملاحظات القراءة مؤرشفة في 3 مارس 2016 على موقع Wayback Machine ، ليليا إل آر ويليامز، الفيزياء الفلكية 2: علم الفلك المجري والخارج مجري، جامعة مينيسوتا . تم الاطلاع عليها في 20 يوليو 2008.
  36. ↑ دارلينج، ديفيد ج. (1989). الزمن العميق . نيويورك، نيويورك: دار ديلاكورت للنشر. ISBN 978-0-440-50195-4.
  37. ↑ بايز، جون (7 فبراير 2016). "نهاية الكون" . math.ucr.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 19 فبراير 2023 .
  38. ↑ سينجانوفيتش، جوران؛ ألفيرسون، جورج؛ ناث، بران؛ نيلسون، برنت (2009). "اضمحلال البروتون والتوحيد الكبير". المؤتمر الدولي السابع عشر حول التناظر الفائق وتوحيد التفاعلات الأساسية . وقائع مؤتمرات معهد الفيزياء الأمريكي: 131-141 . arXiv : 0912.5375 . doi : 10.1063/1.3327552 .
  39. ↑ بافيل (2007). "الحد الأعلى لعمر البروتون ونظرية التوحيد الكبرى الدنيا غير المتناظرة". وقائع مؤتمر AIP . 903 : 385-388 . arXiv : hep-ph/0606279 . Bibcode : 2007AIPC..903..385P . doi : 10.1063/1.2735205 . S2CID 119379228 . 
  40. ↑ ناث، بران؛ بيريز، بافيل فيليفيز (أبريل 2007). "استقرار البروتون في النظريات الموحدة الكبرى، وفي الأوتار، وفي الأغشية". تقارير الفيزياء . 441 ( 5-6 ): 191-317 . arXiv : hep-ph/0601023 . Bibcode : 2007PhR...441..191N . doi : 10.1016/j.physrep.2007.02.010 . S2CID 119542637 . 
  41. ↑ Adams & Laughlin (1997), §IV-H.
  42. ↑ ديغراس تايسون، نيل ؛ تسون-تشو ليو، تشارلز ؛ إيريون، روبرت (2000). "الحل، التمرين 17" . كون واحد: في رحاب الكون . واشنطن العاصمة: مطبعة جوزيف هنري. ISBN 0-309-06488-0.
  43. ↑ بيج، دون ن.؛ ماكي، م. راندال (1981). "فناء المادة في الكون المتأخر". مجلة Physical Review D. 24 ( 6): 1458–1469 . Bibcode : 1981PhRvD..24.1458P . doi : 10.1103/PhysRevD.24.1458 .
  44. 1 2 أندرياسن، أندرس؛ فروست، ويليام؛ شوارتز، ماثيو د. (12 مارس 2018). "اللحظات الثابتة المقياس والعمر الكامل للنموذج القياسي". Physical Review D. 97 ( 5) 056006. arXiv : 1707.08124 . Bibcode : 2018PhRvD..97e6006A . doi : 10.1103/PhysRevD.97.056006 . S2CID 118843387 . 
  45. ↑ هوفت، ت. (1976). "كسر التناظر من خلال شذوذات بيل-جاكيو". رسائل المراجعة الفيزيائية . 37 (1): 8. Bibcode : 1976PhRvL..37....8T . doi : 10.1103/physrevlett.37.8 .
  46. ↑ بيج، دون ن. (1976). "معدلات انبعاث الجسيمات من ثقب أسود: جسيمات عديمة الكتلة من ثقب غير مشحون وغير دوار". مجلة Physical Review D. 13 ( 2): 198-206 . Bibcode : 1976PhRvD..13..198P . doi : 10.1103/PhysRevD.13.198 .انظر على وجه الخصوص إلى المعادلة (27).
  47. ↑ فراوتشي، س. (1982). " الإنتروبيا في كون متوسع". مجلة ساينس . 217 (4560): 593-599 . Bibcode : 1982Sci...217..593F . doi : 10.1126/science.217.4560.593 . PMID 17817517. S2CID 27717447 .  انظر الصفحة 596: الجدول 1 وقسم "اضمحلال الثقب الأسود" والجملة السابقة في تلك الصفحة
    بما أننا افترضنا حدًا أقصى لقوة الربط التثاقلي - على سبيل المثال، التجمعات المجرية العملاقة - فإن تكوين الثقوب السوداء ينتهي في النهاية في نموذجنا، بكتل تصل إلى 1014 مليون كتلة شمسية ... المدة الزمنية اللازمة للثقوب السوداء لإشعاع جميع نطاقات طاقتها ... إلى 10109 سنوات للثقوب السوداء التي يصل حجمها إلى 1014 مليون ☉ .
  48. ↑ آدامز ولافلين (1997)، §VD.
  49. ↑ Adams & Laughlin (1997), §VF3.
  50. ↑ كابلان، م. إي. (7 أغسطس 2020). "مستعر أعظم قزم أسود في المستقبل البعيد" . MNRAS . 497 ( 1-6 ): 4357-4362 . arXiv : 2008.02296 . Bibcode : 2020MNRAS.497.4357C . doi : 10.1093/mnras/ staa2262 . S2CID 221005728 . 
  51. ↑ "مراحل الكون الخمس" . صحيفة نيويورك تايمز .
  52. ↑ ديكوس، دوان أ.؛ ليتاو، جون ر.؛ تيبلتز، دوريس س.؛ تيبلتز، فيغدور ل. (1983). "مستقبل الكون". مجلة ساينتفك أمريكان . 248 (3): 90-101 . doi : 10.1038/scientificamerican0383-90 . JSTOR 24968855 . 
  53. ↑ كالدول، روبرت ر.؛ كاميونكوفسكي، مارك؛ واينبرغ، نيفين ن. (2003). "الطاقة الوهمية ويوم القيامة الكوني". مجلة Physical Review Letters ، 91 ( 7) 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C . doi : 10.1103/PhysRevLett.91.071301 . PMID 12935004. S2CID 119498512 .  
  54. ↑ بوحمادي لوبيز، مريم؛ غونزاليس دياز، بيدرو ف.؛ مارتن مورونو، برادو (2008). “أسوأ من التمزق الكبير؟”. رسائل الفيزياء ب . 659 ( 1 – 2): 1 – 5. أرخايف : gr-qc/0612135 . بيب كود : 2008PhLB..659....1B . دوى : 10.1016/j.physletb.2007.10.079 . S2CID 119487735 . 
  55. ↑ Adams & Laughlin (1997), §VE.
  56. ↑ تيغمارك، ماكس (2003). "الأكوان المتوازية". مجلة ساينتفك أمريكان . 288 (5): 40-51 . arXiv : astro-ph/0302131 . Bibcode : 2003SciAm.288e..40T . doi : 10.1038/scientificamerican0503-40 .
  57. ↑ ويرلانغ، ت.؛ ريبيرو ، ج. أ. ب.؛ ريغولين، غوستافو (2013). "التفاعل بين التحولات الطورية الكمومية وسلوك الارتباطات الكمومية عند درجات حرارة محدودة". المجلة الدولية للفيزياء الحديثة ب . 27. arXiv : 1205.1046 . Bibcode : 2013IJMPB..2745032W . doi : 10.1142/S021797921345032X . S2CID 119264198 . 
  58. ↑ شينغ، شيو-سان (2007). "انخفاض الإنتروبيا التلقائي وصيغته الإحصائية". arXiv : 0710.4624 [ cond-mat.stat-mech ].
  59. ↑ كارول، شون م.؛ تشين، جينيفر (2004). "التضخم التلقائي وأصل سهم الزمن". arXiv : hep-th/0410270 .