Suur Rebenemine

Suur Rebenemine on hüpoteetiline kosmoloogiline mudel, kus käsitletakse universumi ühte võimalikku lõplikku saatust, milles universumi mateeria (galaktikatest ja tähtedest aatomite ning subatomaatiliste osakesteni) rebitakse järk-järgult üksteisest eemale ehk see laguneb universumi eksponentsiaalselt kiireneva paisumise tõttu.

Kosmoloogia standardmudeli kohaselt on universumi mastaabi tegur kiirenevalt kasvav. Kuna paisumine on sarnane iga ajahetkega (kohaliku mahu paisumine toimub sama arv kordi sama ajavahemiku jooksul) ning seda iseloomustab väärtuselt väike muutumatu Hubble'i konstant, siis väiksemad gravitatsiooniliselt seotud kosmilised struktuurid ei ole sellest palju mõjutatud. Siin ongi Suure Rebenemise stsenaariumi omapära, et Hubble'i konstant hoopis kiirenevalt suureneb ja kasvab lõpmatuseni piiratud aja jooksul. Uus ruum osakeste vahele hakkab tekkima nii kiiresti, et ükski jõud ei suuda enam midagi koos hoida. Seejärel lagunevadki alguses universumi suuremastaabilised struktuurid (galaktikate superparved, galaktikaparved), liikudes järk-järgult väiksemate struktuurideni (galaktikad, planeedisüsteemid) kuni väiksemate osakesteni välja (molekulid, aatomid). Hubble'i konstant muutub lõpmatuseks ja areneb välja universumi konstantne olek, kus miski ei saa interakteerida.

Põhjus

Suure Rebenemise hüpoteesi tõesus sõltub meie universumis esineva tumeda energia tüübist. Tüüp, mis tõestaks hüpoteesi, on tumeda energia pidevalt kasvav vorm ehk fantoomenergia. Kui tume energia saab suureneda universumis piiramatult, võib see ületada kõik ülejäänud jõud, mis universumit koos hoiavad. Põhirõhk langeb kosmoloogilisele olekuparameetrile $w$ , tumeda energia rõhu ja selle energiatiheduse suhtele. Kui $w<-1$ , siis on tegemist fantoomenergiaga, mis on üks kvintessentsi erijuhtum.^[1]

Vaadeldav universum

Mõõtetulemused osutavad, et $w$ on meie universumis $-1$ -le väga lähedal. Mida lähemal on $w$ $-1$ -le, seda kaugemal tulevikus on Suur Rebenemine. Kui $w$ oleks täpselt $-1$ , siis ei saaks Suurt Rebenemist toimuda.

Viimaste olemasolevate andmete kohaselt on määramatused veel liiga suured, et kindlaks teha tumeenergia tüüp $w<-1$ , $w=-1$ , $w>-1$ .^[2]^[3]

Vaata ka

Viited

↑ Mikk Mihkel Nurges (2015). "Kosmoloogilised tihedusparameetrid, olekuparameeter ja dünaamiline gravitatsioonikonstant leituna Ia-tuüupi supernoovade vaatlusandmetest" (PDF). Vaadatud 11.05.2020.
↑ "WMAP 9-year Results Released". Vaadatud 11.05.2020.
↑ Allen, S. W.; Rapetti, D. A.; Schmidt, R. W.; Ebeling, H.; Morris, R. G.; Fabian, A. C. (2008). "Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.{{raamatuviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)

Välislingid

Liisi Räim, Romi Mankin, Tõnu Laas. "Kosmoloogia I lühikonspekt"
Kurzgesagt. "Three Ways to Destroy the Universe" (Youtube)
WIRED UK. "Big Rip: how the universe could tear itself to shreds"
Universumi üldine areng (Astronoomia) (fyysika.ee). https://opik.fyysika.ee/index.php/book/section/51488

[1] Mikk Mihkel Nurges (2015). "Kosmoloogilised tihedusparameetrid, olekuparameeter ja dünaamiline gravitatsioonikonstant leituna Ia-tuüupi supernoovade vaatlusandmetest" (PDF). Vaadatud 11.05.2020.

[2] "WMAP 9-year Results Released". Vaadatud 11.05.2020.

[3] Allen, S. W.; Rapetti, D. A.; Schmidt, R. W.; Ebeling, H.; Morris, R. G.; Fabian, A. C. (2008). "Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.{{raamatuviide}}: CS1 hooldus: mitu nime: autorite loend (link)

[1]

[2]

[3]