宇宙的终极命运

宇宙的终极命运是物理宇宙学中一个主要的议题。许多科学理论都对宇宙的命运作出预测并成为竞争的对手，包括未来与时间是有限还是无限。自从宇宙起源于大爆炸并经历暴胀的概念为大多数科学家接受之后，宇宙的终极命运就成为宇宙论可以探讨的问题，取决于物理上的性质：在宇宙中的质量/能量，它们的平均密度和膨胀速度。在阿尔伯特·爱因斯坦于1916年提出广义相对论之后，宇宙的终极命运在科学上成为能够探讨的问题，可以用广义相对论来描述有最大规模的宇宙尺度。广义相对论的方程有许多不同的解，每个解都意味着一种可能的宇宙终极命运。 亚历山大·弗里德曼在1922年就提出了一些如同乔治·勒梅特在1927年提出的解。其中有一些宇宙最初是从奇点开始膨胀，基本上，这就是大爆炸。在1931年，爱德温·哈勃出版他研究的结论：根据他对遥远星系造父变星的观测，宇宙是膨胀的。此后，宇宙的开始和它可能的结束就成为科学研究的重要议题。在1927年，乔治·勒梅特提出以后被称为大爆炸的宇宙起源理论。在1948年，弗雷德·霍伊尔提出了反对的稳态理论，认为宇宙在统计上是稳定不变的，但是不断的有新物质被稳定的创造而扩大。这两个理论都有积极的赞同者，直到1965年阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊发现宇宙微波背景辐射，这是大爆炸理论预测的一个事实，并且是稳态理论所无法解释的。结果，大爆炸理论很快就成为宇宙起源最普遍被接受和持有的观点。根据天文观测和宇宙学理论，可以对可观测宇宙未来的演化作出预言。均匀各向同性的宇宙的膨胀满足1930年代所提出的FLRW度规。根据这一方程（不考虑暗能量的时候），物质的引力会导致宇宙的膨胀减速。宇宙的最终命运决定于物质的多少：如果物质密度超过临界密度，宇宙的膨胀最后会停止，并逆转为收缩，最终形成与大爆炸相对的一个“大挤压”（英语：Big crunch）；如果物质密度等于或低于临界密度，则宇宙会一直膨胀下去。另外，宇宙的几何形状也与密度有关： 如果密度大于临界密度，宇宙的几何应该是封闭的；如果密度等于临界密度，宇宙的几何是平直的；如果宇宙的密度小于临界密度，宇宙的几何是开放的。并且，宇宙的膨胀总是减速的。然而，上述说法只考虑了物质质量之数量，而并未考虑暗能量的数值，即是只代表了ΩΛ=0而ΩM分别为不同数值的情况。若然ΩΛ也考虑在内的话，开放宇宙（曲率为负）即使Ω＜０也可以到达大挤压，封闭宇宙（曲率为正）即使Ω＞０也可以永远加速膨胀。在ΛCDM模型成立之前提下，相关常数之最新观测值表示，宇宙曲率接近平坦，膨胀速度则在加速。研究宇宙的本质与未来命运已经持续很多年了。描述宇宙的科学模型都会将宇宙的亚稳定性（英语：Metastability）纳入考量，也就是说宇宙很可能拥有很长的寿命，但并不是完全稳定，空间某些区域可能在未来某个时刻被摧毁，因此倒塌成为一种更加稳定的真空态。假若能够更准确地测出希格斯玻色子与顶夸克的质量、标准模型能够正确地描述粒子的物理行为甚至到普朗刻尺度的极端能量，则可以得知宇宙的现有真空态是否稳定，还仅仅只是长寿（有时这会被误解为“希格斯玻色子终结了宇宙”）。而质量大约在125 – 127 GeV值域内的希格斯玻色子似乎非常接近分割稳定区域与亚稳定区域的边界。更明确的答案仍需等待更准确地测量顶夸克的极点质量（英语：Pole mass）。假若测量结果建议，宇宙的真空是一种伪真空（英语：False vacuum），则这意味着当今宇宙的作用力、粒子、架构可能不再存在，在几十亿年之后，可能会被另外一种宇宙全盘替代，假若它能够成核。准确测量顶夸克质量可能需要新一代高端精密的正负电子对撞机。