Maailmankaikkeuden lämpökuolema
Maailmankaikkeuden lämpökuolema on maailmankaikkeuden lopulliseksi kohtaloksi ehdotettu malli, jonka mukaan maailmankaikkeuden laajentuminen tulee johtamaan sen kylmenemiseen sopimattomaksi liikkeelle ja elämälle. Toisin sanoen maailmankaikkeus olisi saavuttanut entropiahuippunsa. Lämpökuolemateoria perustuu William Thomsonin, ensimmäisten termodynamiikan pääsääntöjen kehittäjän, ajatuksiin.
Teorian alkuperä muokkaa
Lämpökuolemateoria juontaa juurensa ensimmäisten kahden termodynamiikan lain kehittelyyn. Vuonna 1851 William Thomson esitteli lämpökuoleman perusidean ensimmäisen kerran.[1] Vuosina 1852 ja 1865 William Rankine ja Hermann von Helmholtz kirjoittivat aiheeseen liittyen ja mainitsivat Thomsonin teorian isänä.[2]
Astrofyysikko Jamal Islam[3] ja fyysikko Freeman Dyson[4] ovat tutkineet 1970-luvulla maailmankaikkeuden tulevaisuutta olettaen lämpökuolemateorian olevan oikea.
Ajanjaksot muokkaa
Myöhemmin astrofyysikot Fred Adams ja Gredory Laughlin jakoivat maailmankaikkeuden menneisyyden ja tulevaisuuden viiteen ajanjaksoon. Ensimmäinen ajanjakso, alkuaika (en. Primordial Era) on aika juuri jälkeen alkuräjähdystä, kun tähtiä ei ollut vielä syntynyt. Toinen ajanjakso, kehittymisen aika (en. Stelliferous Era) on tällä hetkellä käynnissä oleva aikakausi, jolloin tähtiä ja galakseja on olemassa. Kolmantena ajanjaksona, harventumisen aikana (en. Degenerate Era), tähdistä on jäljellä enää valkoisia kääpiöitä, neutronitähtiä ja mustia aukkoja. Neljäntenä ajanjaksona, mustien aukkojen aikana (en. Black Hole Era), valkoiset kääpiöt, neutronitähdet ja muut kohteet ovat tuhoutuneet protonien hajoamisen takia, ja jäljellä on vain mustia aukkoja ja supermassiivisia mustia aukkoja. Viidentenä ajanjaksona, pimeänä aikana (en. Dark Era), jopa mustat aukot ovat kadonneet ja jäljelle on jäänyt vain fotonien ja leptonien muodostamaa harvaa kaasua, joka jäähtyy hitaasti kohti absoluuttista nollapistettä.[5]
Lämpökuolema ja loppujäähtyminen muokkaa
Lämpökuolemateorian mukaan maailmankaikkeuden lämpötila tulee lopulta olemaan hyvin lähellä absoluuttista nollapistettä. Toisen samankaltaisen teorian, loppujäähtymisen, mukaan universumista vain tulee liian kylmä elämälle jatkuvan laajentumisen takia. Kuitenkin molempien teorioiden lopputulos on melko samanlainen.[6]
Tapahtumat muokkaa
Kehittymisen aika muokkaa
Maailmankaikkeus on tällä hetkellä 13,72 miljardia vuotta vanha,[7] ja on tällä hetkellä kehittymisen ajassa. Ensimmäiset tähdet syntyivät noin 155 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Tähtiä syntyy kylmistä kaasupilvistä oman painovoimansa ansioista. Tämän prosessin tulos on prototähti, joka muuttuu ajan kuluessa tavalliseksi tähdeksi.[5] Lopulta tähdet kuluttavat kaiken vetynsä.
Tämän jälkeen tähdistä, joiden massa on pieni tai keskitasoinen, tulee pääasiassa heliumista koostuvia valkoisia kääpiöitä, suurimassaiset tähdet taas räjähtävät supernovaksi, jonka kadottua jäljellä on vain neutronitähti tai musta aukko.[8] Vanhojen tähtien kuoltua syntyy uusia tähtiä. Kuitenkin lopulta saatavilla olevan kaasun määrä vähenee ja uusien tähtien syntymisvauhti hidastuu.
Linnunrata ja Andromeda yhdistyvät muokkaa
- Pääartikkeli: Andromedan ja Linnunradan yhdistyminen
Andromedan galaksi on tällä hetkellä 2,5 miljoonan valovuoden päässä Linnunradasta. Galaksit liikkuvat toisiaan kohti noin 120 kilometrin sekuntivauhdilla. Noin 3 miljardin vuoden kuluttua galaksit törmäävät toisiinsa ja muodostavat yhden suuren galaksin. On kuitenkin mahdollista, että Andromedan liikkumissuunta ei ole oikea yhdistymisen tapahtumiseen.[9]
Paikallinen ryhmä yhdistyy muokkaa
Linnunradan ja Andromedan yhdistymisen jälkeen Paikallisen ryhmän, galaksijoukon johon kummatkin galaksit kuuluvat, kaikki galaksit tulevat luultavasti lopulta yhdistymään hyvin suureksi galaksiksi. Tämä tapahtunee noin 100 miljardin-1 biljoonan vuoden kuluttua.[10]
Harventumisen aika muokkaa
Tähtien syntyminen lakkaa luultavasti 100 miljardin vuoden kuluttua. [11] Näidenkin tähtien kulutettua vetynsä tähtienväliset kohteet ovat pääasiassa valkoisia kääpiöitä, mustia aukkoja ja neutronitähtiä. Tällöin alkaa ns. harventumisen aika, jolloin tähtien jäänteet alkavat kadota pois.[10] Harventumisen aika päättynee lopulta 1040 vuoden kuluttua.
Tähtien synty lakkaa muokkaa
Pienimassaisimmilla tähdillä kestää pisimpään kuluttaa vetypolttoaineensa loppuun, joten viimeisenä jäljellä olevat tähdet tulevat olemaan noin 0,08 Auringon massaisia punaisia kääpiöitä, joiden elinikä voi olla jopa yli 10 biljoonaa vuotta,[12] eli 10 kertaa lyhyempi aika kuin aika tähtien synnyn loppumiseen. Lopulta nämäkin tähdet jäähtyvät valkoisiksi kääpiöiksi.[13] Tällöin maailmankaikkeus tulee olemaan valkoisten kääpiöiden, neutronitähtien ja mustien aukkojen täyttämä. Noin 90% näistä kohteista tulee olemaan valkoisia kääpiöitä.[10]
Kun viimeinen tähti on muuttunut valkoiseksi kääpiöksi, maailmankaikkeus tulee olemaan hyvin pimeä. Kuitenkin, nopeasti ohi meneviä valon hetkiä voi esiintyä. Tällainen hetki voisi syntyä, jos kaksi hiili- ja happipohjaista valkoista kääpiötä, joiden yhdistetty massa on yli Chandrasekharin rajan, eli 1,4 Auringon massaa, törmäävät toisiinsa. Tuloksena syntyy tyypin Ia supernova, joka valaisee pimeyttä muutaman viikon ajan.[10] Jos taas kaksi heliumpohjaista valkoista kääpiötä, joiden yhdistetty massa on yli 0,3 Auringon massaa törmäävät, voi syntyä heliumtähti, jonka elinaika on muutamia satoja miljoonia vuosia.[5] Lisäksi, jos kaksi ruskeaa kääpiötä törmäävät, tuloksena voi olla uudet 10 biljoonaa vuotta selviytyvä punainen kääpiö.[10]
Tähtien ja planeettojen jäänteiden kohtalo muokkaa
Ajan kuluessa gravitaatiosäteily saa planeettojen kiertoradat muuttumaan. Tämän takia suurin osa planeettojen jäänteistä joutuu "heitetyksi" ulos aurinkokunnistaan.[10]
Vielä myöhemmin, noin 1019–1020 vuoden kuluttua jotkut kohteet voivat saavuttaa galaktisen pakonopeuden ja "heittäytyä" ulos galaksistaan. Tämän tuloksena on pienempi ja tiheämpi galaksi. Jäljelle jääneet kohteet taas joutuvat joko myös "heitetyksi", tai putoavat galaksin keskustoissa oleviin supermassiivisiin mustiin aukkoihin.[10]
Mustien aukkojen aika muokkaa
1040 vuoden kuluttua maailmankaikkeudessa on jäljellä vain mustia aukkoja[10] ja tähtien jäänteitä[11] Auringon kokoisen mustan aukon katoamisessa kestää noin 2×1066 vuotta. Kuitenkin pienemmät mustat aukot yhdistyvät luultavasti supermassiivisiin mustiin aukkoihin, joiden katoamisessa kestää huomattavasti kauemmin. 1011 Auringon massaisen supermassiivisen mustan aukon katoamisessa kestää noin 2×1099 vuotta.[14]
Pimeä aika muokkaa
Kun kaikki mustat aukot ovat kadonneet, maailmankaikkeus tulee olemaan lähes tyhjä. Fotonit, neutronit, elektronit ja positronit lentävät ympäriinsä, eivätkä kohtaa toisiaan lähes ollenkaan.
Tänä aikana jäljellä on vain hyvin harvaa ainetta, ja maailmankaikkeuden aktiivisuus on pienentynyt erittäin paljon verrattuna aikaisempiin vaiheisiin, ja maailmankaikkeudessa vallitsee hyvin matala energiataso ja hyvin korkeat aikavälit. Joskus elektronit ja positronit saattavat kohdata toisensa, ja muodostaa epävakaan positroniatomin.[10] Lopulta prosessin tuloksena voi olla lämpökuolema.
Ajankohta muokkaa
Alkuräjähdyksestä tähän hetkeen maailmankaikkeuden materia ja pimeä materia ovat luultavasti olleet keskittyneenä tähtiin, galakseihin ja galaksijoukkoihin. Tämän takia maailmankaikkeus ei ole termodynaamisessa tasapainossa ja kappaleet voivat liikkua fyysisesti.[10] Supermassiivisen mustan aukon, jonka massa on noin 1011 Auringon massaa, puoliintumisaika lienee noin 10100 vuotta.[14] Puoliintumisajan jälkeen maailmankaikkeudessa alkaa niin sanottu pimeä aika, jolloin maailmankaikkeuden materia on pääasiassa harvaa fotoni- ja leptonikaasua.[10] Tämän takia maailmankaikkeudessa tulee vallitsemaan hyvin matala energiataso ja hyvin korkeat aikavälit. Lopulta tämä prosessi voi aiheuttaa lämpökuoleman.[10]
Yksinkertainen aikajana muokkaa
Katso myös muokkaa
Lähteet muokkaa
- ↑ Thomson, William (1851). On the Dynamical Theory of Heat.
- ↑ Smith, Crosbie & Wise, Matthew Norton. (1989). Energy and Empire: A Biographical Study of Lord Kelvin. (s. 500). Cambridge University Press.
- ↑ Jamal N. Islam (Maaliskuu 1977). Possible Ultimate Fate of the Universe Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 18.
- ↑ Freeman J. Dyson (1979). Time without end: Physics and biology in an open universe. Reviews of Modern Physics 51.
- ↑ a b c Fred Adams ja Greg Laughlin (1999). The Five Ages of the Universe. New York: The Free Press.
- ↑ Physlink: Ask Experts
- ↑ Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results. The Astrophysical Journal. Sivu 45.
- ↑ A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, and D. H. Hartmann How Massive Single Stars End Their Life Astrophysical Journal 591.
- ↑ John Dubinski. The Great Milky Way-Andromeda Collision (Arkistoitu – Internet Archive).
- ↑ a b c d e f g h i j k l Fred C. Adams ja Gregory Laughlin (Huhtikuu 1997). A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects. Reviews of Modern Physics 69.
- ↑ a b Miten kaikki päättyy? Tieteen Kuvalehti. 5.3.2010. Viitattu 9.4.2012.
- ↑ Adams ja Laughlin (1997), §IIA ja kaavio 1.
- ↑ Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer ja Fred C. Adams. 10. kesäkuuta 1997. The End of the Main Sequence, The Astrophysical Journal 482.
- ↑ a b Don N. Page (1976). Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole. Physical Review D 13.