سرانجام کیهان

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو

بیشتر اخترشناسان امروزه برآنند که کیهان حدود ۱4 میلیارد سال پیش در فرایند مهبانگ (انفجار بزرگ) زاده شده است. از آن زمان کیهان بسط یافته و فضا و زمان را نیز با خود گسترش داده است.

نمایشنامه‌های متفاوت[ویرایش]

نمایشنامه‌های گوناگونی برای سرانجام کیهان متصور شده‌اند که سه صورت اصلی آن، گسترش دائمی، انقباض مجدد و تعادل نسبی است.

اگر انبساط به همین روند ادامه یابد سرانجام کیهان چیزی جز مِه‌زَمهَریر (Big Freeze) و سرمای بزرگ نخواهد بود. در این حالت، کیهانی گسترده بر جای می‌ماند پر از سیاهچاله‌ها و ستارگان خاموش. اگر روند انبساط عالم بازایستاده و حرکت آن برعکس شود، کیهان با تمام کهکشان‌ها و ستارگانش بر خود فرو ریخته و مچاله می‌شود. در فرایند مِهکُروژ (Big Crunch)، پایان عالم اَبَرسیاهچاله‌ای عظیم خواهد بود.

نمایشنامه آخری به توقف انبساط کیهان و بازایستادن آن منتهی می‌شود. اگر متغیرهای کیهانی دقیقاً متوازن باشند، می‌توان از فاجعه کیهانی حذر کرد و کیهان برای مدت‌های مدیدی پابرجا می‌ماند و البته در پایان، هر چند در زمانی طولانی‌تر از سناریوی اول، تسلیم مِه‌زَمهَریر خواهد شد.

سرانجام کیهان بسته به نتیجه کشمکش دو نیرو است: نیروی کششی رو به درون گرانشی و نیروی گسلی ناشی از انبساط کیهان. به همین علت تلاش کیهانشناسان بر محاسبه قوت این دو نیرو متمرکز است. قوت نیروی گرانشی که باید با اثر انبساطی کیهان مقابله کند بسته به فراوانی اجرام درون کیهان دارد. هر جرمی دارای گرانش است و بر اجرام پیرامون خود نیروی گرانشی وارد می‌کند. هر چیزی که جرم بیشتری داشته باشد، گرانش قوی‌تری نیز دارد. برای نمونه، گرانش زمین بر تمام نیروهای گرانشی اجرام خرد پیرامونی‌اش برتری دارد. برای تعیین سرانجام کیهان لازم است که چگالی آن مورد محاسبه قرار گیرد.

در کیهانشناسی از نماد Ω برای نمایش چگالی نسبی استفاده می‌کنند{ اُمِگا، آخرین حرف الفبای یونانی، استعاره‌ای از انتها}. مقدار ماده‌ای که برای کند کردن و توقف نهایی انبساط کیهان لازم است (دارای چگالیِ نسبیِ بحرانی) Ω=1 دارد. اگر چگالی نسبی عالم دقیقاً این مقدار باشد در پایان کیهان به تدریج و آرام آرام متوقف می‌شود. با Ωای کوچک‌تر از یک، نهایت کیهان به مِه‌زمهریر می‌انجامد و کیهان با Ωیِ بزرگ‌تر از یک نیز به مهکروژ ختم می‌شود. بر این اساس، سرانجام عالم به مقدار چگالی آن بستگی دارد. شواهد موجود نشان می‌دهد که Ω از ۳/۰کمتر نیست. اما باید آثار گرانشی ماده تاریک را نیز در نظر گرفت. ماده تاریک به مقدار زیادی در کیهان وجود دارد و آثار گرانشی آن قابل بررسی است. میزان انبساط کیهان همچنین تحت تاثیر نیروی انرژی تاریک قرار دارد و بدون شناخت آن، سرانجام قطعی کیهان نامعلوم خواهد بود.

سرانجام زمین[ویرایش]

نوشتار اصلی: سرانجام زمین

میلیاردها سال پس از این، خورشید به غول سرخی بدل می شود. هنگامی که این اتفاق افتاد، در این مورد که آیا زمین توسط خورشیده بلعیده می‌شود یا نه، میان ستاره‌شناسان اختلاف نظر وجود دارد. قدر مسلم این است که مدت درازی پیش از این اتفاق، بخش عمده‌ای از جو زمین پراکنده شده و اقیانوس‌های آن جوشیده و خشک شده‌اند. بر اساس یکی از آخرین تحقیقاتی که در این زمینه انجام شده است، زمین بخت چندانی برای بقا ندارد.[۱] با اینکه انبساط خورشید سبب کاهش جرم و نیروی گرانشی آن می‌شود و این خود سیاره‌ها را آزاد می‌کند تا در مدارهای بیرونی‌تر به گردش درآیند، سرانجام، سیاره زمین در جاذبه مارپیچی خورشید گرفتار آمده و به کام آن فرو می‌رود. از سوی دیگر، آندرومدا، نزدیک‌ترین کهکشان به کهکشان راه شیری، در مسیر برخورد با آن قرار دارد. این احتمال قوی وجود دارد که بین سه تا چهار میلیارد سال آینده، این دو کهکشان با هم برخورد کنند و در هم فرو روند. اگر این اتفاق بیفتد برخورد آن‌ها همچون عبور اشباحی از میان یکدیگر خواهند بود. این برخورد بیش از آنکه برخوردی بین ستاره‌ها و سیاره‌ها باشد، زورآزمایی عظیمی است بین سیاهچاله‌های مرکزی این دو کهکشان. سرانجام، این دو سیاهچاله با هم یکی می‌شوند و کهکشان بیضوی جدیدی شکل می‌گیرد.[۲]

دیدگاه ادیان[ویرایش]

بسیاری از ادیان درباره پایان جهان دیدگاه خود را دارند. مثلاً قرآن به بازشدن ابتدایی آسمان و زمین از حالت پیوسته و بازگشت مجدد آنها به حالت اول در قیامت اشاره کرده است. برای اطلاعات بیشتر به قیامت رجوع کنید.

منابع[ویرایش]

آکادمی علوم فضایی ایران

  1. Klaus-Peter Schroder, Robert C. Smith. «بازنگری در آینده دور زمین و خورشید». بازبینی‌شده در ۲۰۰۹/۱۲/۲۳. 
  2. Cox, T. J.; Loeb, Abraham. «برخورد راه شیری و آندرومدا». بازبینی‌شده در ۲۰۰۹/۱۲/۲۳.