Wszechświat Friedmana

Lokalna geometria Wszechświata jest uzależniona od tego, czy parametr gęstości Ω jest większy, mniejszy lub równy 1.
Od góry: Wszechświat sferyczny dla Ω > 1, Wszechświat hiperboliczny dla Ω < 1, Wszechświat płaski dla Ω = 1. Należy pamiętać, że powyższe kształty dwuwymiarowych powierzchni są jedynie prostą wizualizacją analogicznych, trójwymiarowych struktur (lokalnej) przestrzeni.

Wszechświat Friedmana – model kosmologiczny Wszechświata, wynikający z równań Friedmana, gdzie przyjmuje się, że stała kosmologiczna wynosi 0.

Są to podstawowe równania kosmologii, a ich rozwiązań szuka się, przyjmując różne założenia dotyczące materialnej zawartości Wszechświata. Opisują one ekspansję, czyli rozszerzanie się Wszechświata. Występuje w nich stała k, która jest niezależna od miejsca w przestrzeni. Jest ona parametrem opisującym lokalną geometrię Wszechświata, stąd nazywa się ją krzywizną. Interpretacji tej stałej dostarcza ogólna teoria względności.

Przyjmując różne wartości k, otrzymujemy trzy różne możliwe geometrie Wszechświata:

• k=0 (Wszechświat płaski): suma kątów w trójkącie = 180 stopni, obowiązuje geometria Euklidesowa

• k>0 (Wszechświat sferyczny lub inaczej Wszechświat zamknięty): suma kątów w trójkącie > 180 stopni, obowiązuje geometria sferyczna (Wszechświat rozszerza się, osiąga maksymalne rozmiary, a następnie kurczy się do bardzo małych rozmiarów)

• k<0 (Wszechświat hiperboliczny lub inaczej Wszechświat otwarty): suma kątów w trójkącie < 180 stopni, obowiązuje geometria hiperboliczna, inaczej Łobaczewskiego

Ekspansję Wszechświata należy rozumieć jako ekspansję samej przestrzeni, która odbywa się z zachowaniem w danym czasie kosmicznym jej izotropowości (niewyróżniania żadnego kierunku przestrzennego). Ekspansja jest obserwowalna jako oddalanie się od siebie całych galaktyk (a dokładniej gromad) i podlega prawu Hubble’a. Sama ekspansja jest mierzalna dopiero w skali setek megaparseków. W tej skali Wszechświat jest względnie jednorodny (jego gęstość nie podlega znacznym fluktuacjom), a galaktyki oddalają się od siebie z prędkościami proporcjonalnymi do względnych odległości, zgodnie z prawem Hubble’a.

Ekspansja Wszechświata jest jednym z podstawowych faktów kosmologii obserwacyjnej. O jej prędkości można wnioskować na podstawie np. przesunięć ku czerwieni, widm elektromagnetycznych galaktyk, które w kosmologii wynikają z „puchnięcia” samej przestrzeni, obserwowanego w postaci efektu Dopplera.

Przyszłość Wszechświata

Różne teorie próbują wyjaśnić losy Wszechświata, zarówno bezpośrednio po Wielkim Wybuchu jak i te, które dopiero nastąpią.

Wszechświat zamknięty

Teoria Wszechświata zamkniętego zakłada, że ekspansja Wszechświata nie jest nieskończona.

W teorii wszechświata zamkniętego, Wszechświat miałby powstać w Wielkim Wybuchu, co miało spowodować jego gwałtowne rozszerzanie się, następnie zwolnienie, zatrzymanie się, aż w końcu kurczenie się. Teoria ta zakłada, iż materii jest na tyle dużo, aby powstrzymać dalszą ekspansję Wszechświata, co doprowadzi do „ześlizgnięcia” się całej materii Wszechświata w grawitacyjną pułapkę, jaką jest czarna dziura. Taki twór zawierający w sobie całą materię, energię, czas i przestrzeń Wszechświata byłby bardzo podobny do osobliwości, jaka istniała tuż przed Wielkim Wybuchem. Takowy stan miałby się utrzymać wiecznie.

Jako pewne rozszerzenie teorii wszechświata zamkniętego można uznać teorię Wszechświata pulsującego.

Wszechświat pulsujący

Teoria Wszechświata pulsującego opisuje model, w którym Wielki Wybuch miał miejsce nie jeden raz, lecz jest to zjawisko powtarzalne w czasie.

W teorii Wszechświata pulsującego, miałby on powstać w Wielkim Wybuchu, następnie rozszerzać się, kurczyć i zapadać w Wielkim Kolapsie na powrót do osobliwości, aby po raz kolejny powstać w Wielkim Wybuchu. Uważa się, że nie da się stwierdzić ile razy (oraz czy był pierwszy raz) proces ten się powtórzył, ponieważ po przejściu całej materii, energii, czasu i przestrzeni w ostateczną czarną dziurę zachodzi anihilacja informacji.

Nierozwiązanym dla tej teorii problemem jest druga zasada termodynamiki. Entropia nie będzie maleć mimo kurczenia się Wszechświata, więc każdy kolejny wszechświat będzie mniej uporządkowany – tym samym wraca kwestia stanu początkowego maksymalnego uporządkowania i jego pochodzenia. Być może odpowiedzią na ten problem jest podnoszona przez Rogera Penrose’a teoria przeskalowania Wszechświata.

Zobacz też

• Metryka FLRW
• Model kosmologiczny
• Kształt Wszechświata
• Teoria stanu stacjonarnego
• Wszechświat de Sittera