大撕裂

大撕裂是一種宇宙論假說，在2003年首度被發佈，內容牽涉宇宙的終極命運。假說認為宇宙中的物質，從恆星和星系到原子和次原子粒子，乃至時空本身，都會在未來有限的時間內因宇宙加速膨脹而逐漸被撕裂，直到粒子間距無限增大。根據宇宙學標準模型，宇宙標度因子在未來有限的時間內會變得無限大，在宇宙常數占主導地位的未來，更會呈指數級增長。不過，這種膨脹在每時刻都相似（因此有指數律——在相同時間間隔內，局部體積的膨脹次數相同，特點是哈勃常數不變且很小，對任何有束縛的物質結構而言都能忽略。大撕裂情形中，哈勃常數會在有限時間內發散。

對正在大撕裂的星系所做的動態模擬想法。

只有令假想質能（幻能量）具有難以置信的物理特性，才有可能到達突裂奇點（sudden rip singularity）。^[1]

概覽

主條目：膨脹宇宙的未來、熱寂、遙遠未來的時間線和宇宙的終極命運

這假說的真實性取決於現有宇宙中暗能量的類型。會導致大撕裂的暗能量是不斷增加的，稱作幻能量。若宇宙中暗能量無限制增加，就能最終克服一切維繫宇宙的力量；關鍵值是狀態方程參數w，即暗能量壓與能量密度之比。若${\displaystyle -1<w<0}$，則宇宙膨脹將趨於加速，而暗能量將隨之消散，不會發生大撕裂。若${\displaystyle w<-1}$，則其密度將隨宇宙膨脹而增加。

由幻能量主導的宇宙將是加速膨脹的宇宙，意味着可觀測宇宙與宇宙視界將不斷收縮——物體能影響觀測者的距離變近，相互作用能傳播的距離縮短。視界小於任何特定結構之後，結構的最遠部分間便不能發生任何基本相互作用，可視作結構被「撕裂」。時間進程本身也將終止。這模型暗示，在有限時間之後將抵達最終的奇點，即「大撕裂」，當中可觀測宇宙的大小收斂到零，所有距離都發散。

這假說的提出者是達特茅斯學院的Robert R. Caldwel，計算得從現在到大撕裂的時間為

${\displaystyle t_{\mathrm {rip} }-t_{0}\approx {\frac {2}{3\left|1+w\right|H_{0}{\sqrt {1-\Omega _{\mathrm {m} }}}}}}$

其中w如上述，${\displaystyle H_{0}}$是哈勃常數，${\displaystyle \Omega _{m}}$是目前宇宙所有物質的密度。

錢德拉X射線天文台對星系團速度的觀測似表明，w的值約在−0.907到−1.075之間，意味着大撕裂不能被明確排除。（根據上述方程，若觀測確定${\displaystyle -1.075<w<-1}$，則大撕裂最早會發生在1520億年後）^[2]

示例

論文中，作者考慮了${\displaystyle w=-1.5,\ H_{0}=70{\rm {km/s/Mpc}},\ \Omega _{m}=0.3}$的假想情形。這時，大撕裂將發生於約220億年後，星系將在之前2億年開始相互分離。 大撕裂前6000萬年，星系將開始解體，因為引力太弱。太陽系這樣的行星系會在大撕裂前約3個月失去引力束縛，行星將飛入迅速膨脹的宇宙。最後幾分鐘，恆星和行星將被撕裂。原子大約在大撕裂前${\displaystyle 10^{-19}}$秒被摧毀（首先因電子飛去而電離，然後原子核離解）。大撕裂時，時空本身都將被撕裂，宇宙標度因子將達到無窮大。^[3]

可觀測宇宙

證據表明，我們的宇宙中w非常接近-1，所以w成了方程的支配項。w越接近-1，分母就越接近零，大撕裂就越遙遠；而若w恰好等於-1，則無論${\displaystyle H_{0},\ \Omega _{m}}$有多大，大撕裂都不會發生。

根據最新宇宙學數據，不確定性仍然很大，不能區分是${\displaystyle w<-1,\ w=-1,\ w>-1}$中的哪種情形。^[4][5]

此外，由於統計波動，幾乎不可能精確測得${\displaystyle w=-1}$。也就是說，w的測量值將可以任意地接近-1，因此即便最終也幾乎不能完全排除大撕裂的可能。^[6]

相關條目

• 天文學主題

• 宇宙
• 天文學綱要
• 熱寂
• 大擠壓
• 大反彈
• 循環模型
• 暗能量

參考資料

1. Ellis, George F. R.; Maartens, Roy & MacCallum, Malcolm A. H. Relativistic Cosmology. Cambridge, UK: Cambridge University Press. 2012: 146–147. ISBN 978-0-52138-115-4.
2. Vikhlinin, A.; Kravtsov, A. V.; Burenin, R. A.; et al. Chandra Cluster Cosmology Project III: Cosmological Parameter Constraints. The Astrophysical Journal. 2009, 692 (2): 1060–1074. Bibcode:2009ApJ...692.1060V. S2CID 15719158. arXiv:0812.2720 . doi:10.1088/0004-637X/692/2/1060.
3. Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Nevin N. Phantom Energy and Cosmic Doomsday. Physical Review Letters. 2003, 91 (7): 071301. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. PMID 12935004. S2CID 119498512. arXiv:astro-ph/0302506 . doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301.
4. WMAP 9 Year Mission Results. wmap.gsfc.nasa.gov. [2017-09-22]. （原始內容存檔於2017-01-01）.
5. Allen, S. W.; Rapetti, D. A.; Schmidt, R. W.; Ebeling, H.; Morris, R. G.; Fabian, A. C. Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2008, 383 (3): 879. Bibcode:2008MNRAS.383..879A. S2CID 18200810. arXiv:0706.0033 . doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12610.x.
6. Katie Mack, Tearing Apart the Universe, 2020-10-07 [2023-12-20], （原始內容存檔於2023-11-20）

外部連結

• Daily Kos: Science Friday: Long Live the Big Rip!（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
• The Big Rip: New Theory Ends Universe by Shredding Everything（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）
• Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc and Weinberg, Nevin N. "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". 2003.
  arXiv:astro-ph/0302506
  . 引文使用過時參數coauthors (幫助)
• 大解體是宇宙的終點嗎?