Evrenin nihai kaderi: Revizyonlar arasındaki fark

[kontrol edilmiş revizyon][kontrol edilmemiş revizyon]
İçerik silindi İçerik eklendi
HakanIST (mesaj | katkılar)
Değişiklik özeti yok
Mr savant (mesaj | katkılar)
Yazım hatası düzeltildi
Etiketler: Mobil değişiklik mobil uygulama değişikliği
1. satır:
{{birleş|Evrenin Nihainihai Kaderikaderi}}
{{Öksüz|date=Ekim 2015}}
{{Evren bilimi}}
 
Evrenin nihai kaderi, fiziksel kozmolojinin ilgilendiği bir konudur. Evrenin durağan veya genişleyen yapısı da göz önünde alınarak birbiriyle rekabet halinde pek çok bilimsel tahminde bulunuldu.
'''Evren'in nihâî kaderi''', [[fiziksel evren bilimi]]nin bir konusu. [[Evren]]'in (veya Kâinat'ın) sonu hakkında sonlu ve sonsuz birçok alternatif teori mevcuttur.
 
Evreninin ani bir patlamayla oluşması fikrine Big Bang denir ve bu fikir bilim adamlarının büyük çoğunluğunca kabul edilmiştir. Evrenin nihai kaderi, kütle ve enerjinin fiziksel öncelikleri, en üst yoğunluğu ve patlamanın ölçeğine göre ciddi bir kozmolojik soru olmuştur.
Evren'in [[Büyük Patlama]] olarak adlandırılan hızlı büyümeyle başlaması düşüncesinin bilim insanlarının büyük bir bölümü tarafından kabul görmesini takiben<ref>Wollack, Edward J. (10 December 2010). "Cosmology: The Study of the Universe". Universe 101: Big Bang Theory. NASA. Retrieved 27 April 2011</ref> nihâî kaderi ile ilgili soruları da ortaya çıkmaya başladı. Evren'deki kütle/enerji oranı, Evren'in ortalama yoğunluğu ve genişleme hızı, Evren'in sonunun nasıl olacağını belirleyen parametrelerdir.
 
Kozmologlar arasında evrenin düz ve sonsuza dek genişler yapıda olduğuna dair bir fikir birlikteliği vardır. Evrenin nihai kaderi ise , evrenin şekline ve karanlık enerjinin oynadığı role göre değişecektir.
== Evren şeklinin etkisi ==
[[Dosya:End of universe.jpg|thumb|275px|Evren'in şekli, [[Özkütle parametresi|özkütle parametresi]] (Ω) baz alınarak belirlenir.<br>
Yukarıdan aşağıya: Ω > 1 ise küresel, Ω < 1 ise hiperbolik ve Ω = 1 ise düz bir Evren'den bahsedilir.]]
{{Başlık genişlet}}
[[Evren'in şekli]] ile ilgili yapılan tahminler, [[Evren'in yoğunluğu]] hakkında elde edilen bilgilere göre şekillenmektedir. [[Özkütle parametresi]], Omega (Ω), Evren'deki toplam madde yoğunluğunun, o yoğunluğun kritik değerine bölünmesiyle elde edilir.
 
== Bilimsel Temele Dayanışı ==
Evren'in yoğunluğu eğer [[Kritik yoğunluk|kritik yoğunluğun]] üzerinde (Ω > 1) ise, kapalı (sonlu) ve küresel bir Evren'den bahsedilir; kritik yoğunluğun altında (Ω < 1) ise açık (sonsuz) ve eyer şeklinde bir Evren modeli geçerli olur. Kritik yoğunluğa eşit yoğunlukta bir Evren ise (Ω = 1) bir kağıt gibi düz ve sonsuzdur. [[WMAP]] uydusunun yaptığı son ölçümlerle, %0,5 hata payıyla, Evren'in düz olduğu sonucuna varılmıştır. Sonlu yaşına rağmen sonsuz boyutta olan Evren modeli ise onun yalnızca sonlu bir kısmını gözlemleyebildiğimiz fikrini desteklemektedir<ref>http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html</ref>.
 
=== Teori ===
[[Karanlık enerji]]nin itici etkisinin olmadığı kapalı bir modelde (Ω > 1) [[kütle çekim kuvveti]] galip gelir ve Evren tek bir noktaya dönüşünceye kadar kendi içine çöker. Fakat, belirli bir miktarda karanlık enerji olması durumunda kapalı bir Evren dahî sonsuza kadar genişleyebilir.
[[Dosya:Aleksandr Fridman.png|right|thumb|[[Aleksandr Fridman|Alexander Friedmann]]]]
Açık Evren (Ω < 1) karanlık enerjiden bağımsız olarak sonsuza kadar genişler, yalnız, karanlık enerjinin varlığı Evren'in hızlanarak genişlemesine sebep olur.
Albert Einstein’ın 1916’da yayınlanan genel görelilik kuramı, evrenin nihai kaderi ile ilgili bilimsel terorilerin keşfine olanak sağladı. Genel hörelililk kuramı, evreni olabilecek en geniş ölçüde tanımlamak için kullanılabiliyordu. Genel görelilikte pek çok çözüm ve eşitlik vardır ve her bir çözüm farklı bir nahai kader öngörüyordu. Alexander Friedmann bu olası çözümlerden birini 1922 yılında önerdi. Ardından 1927’de de Georges Lemaitre öneride bulundu. Bu çözümlerden bazılarında evrenin tek bir noktadan patladığı söyleniyordu. Big Bang.
Düz Evren (Ω = 1) karanlık enerji olmazsa, gitgide azalan bir hızla genişler; karanlık enerji olduğunda ise önce kütle çekim kuvvetinin etkisiyle azalan genişleme hızı, daha sonra artar ve açık Evren'de olduğu gibi davranır.
 
=== Gözlem ===
== Evren'in kaderi hakkında teoriler ==
1931 yılında, Edwin Hubble uzak galaksideki yıldızları gözlemleyerek evrenin genişlediğine dair fikrini yayınladı. O günden beri, evrenin başlandığı ve olası onu ile ilgili pek çok bilimsel araştırma yapıldı.
Evren'in genişleme hızı ve yoğunluğu hakkında yapılan son ölçümler, ağır basan senaryo olarak Büyük Donma'yı işaret etmektedir<ref>WMAP - Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Accessed online July 17, 2008</ref>. Lakin, [[karanlık madde]]nin yapısı ve, madde ve yerçekimiyle etkileşiminin daha iyi anlaşılması, [[salınan Evren]] modelinin de ihtimal dahilinde olduğunu göstermektedir<ref>"Phoenix Universe", Princeton Center For Theoretical Science. Accessed online April 15, 2009</ref>.
 
=== Big Bang ve Kararlı Hal Teorileri ===
=== Büyük Çöküş===
1927 yılında Georges Lemaitre evrenin başlangıcı ile ilgili 1927’denbu yana Big Bang olarak anılan teoriyi ortaya attı. 1948 yılında Fred Hoyle ise evrenin düzenli bir şekilde genişlediği fakay istatistiksel olarak madde miktarının yaratıldığı gibi kaldığı bir evren teorisi (n kararlı hal) ortaya attı. Bu iki teori de , 1965’te Arnold Penzias ve Robert Wilson kozmik arka plan radyasyonunu keşfedene kadar kabul gördü. Kozmik arka plan radyasyonu Big Bang teorisinin öngördüğü şeyleri ispatlıyordu ve kararlı hal teorisi artık geçerliliğini yitirmişti. Böyle Big Bang teorisi, evrenin başlangıcı ile ilgili kabul gören en yaygın görüş haline geldi.
'''Büyük Çöküş''', Büyük Çöküş, evren biliminde Evren'in nasıl sonlanacağıyla ilgili üç olası senaryodan biridir. Bu üç senaryo, Rus bilim adamı Aleksandr Fridman (1888-1925) tarafından 1922 yılında ortaya atılmıştır. Büyük Çöküş Senaryosu'na göre Evren'in genişlemesi, kütle çekimi etkisiyle giderek yavaşlayarak, Evren'in genişleme hızı ve Evren'deki toplam kütle miktarına göre belirli bir gelecekte duracak ve daha sonra da içine çökmeye başlayarak başlangıç anındakine benzer bir tekilliğe dönecektir.
 
=== Büyük Donma veya ısı ölümü ===
=== Kozmolojik Sabit ===
'''Büyük Donma''', Evren'in sürekli genişlemesi sonucu sıcaklığının [[mutlak sıfır]]a yaklaşmasıdır ve günümüzde bilim dünyasında en yaygın kabul gören teoridir. Benzer şekilde, '''ısı ölümü''' de Evren'in [[Termodinamiğin_ikinci_kanunu#.C4.B0kinci_kanunu|maksimum entropi]]ye ulaşıp her şeyin eşit olarak dağıldığı ve hareketsiz hale geldiği bir sondur.
Einstein genel göreliliği formulize ederken, o ve bilim adamları evrenin durağan olduğun a inanıyordu. Einstein denklemlerinden, evrenin genişlediği gerçeğine ulaşmıştır fakat geleceği de katabilmek için kozmolojik sabit denen bir sabiti denklemlerine eklemiştir. Bu herhangi bir patlama veya etkileşimden etkilenmeyen bir kütle yoğunluğu sabitidir. Bu sabitin görevi, hesaplamalarda kütleçekimsel kuvvetin evrenin durağan halini bozmasını önlemektir. Hubble’ın , yaptığı gözlemlerin sonunda evreninin genişlediğini açıklamasının ardından
{{Başlık genişlet}}
Einstein bu sabite “ Kariyerimin en büyük hatası.” Demiştir.
 
=== Yoğunluk Parametresi ===
Evrenin kaderindeki önemli parametrelerden biri yoğunluk Omega (Ω) parametresidir. Omega , evrendeki ortalama kütle yoğunluğunun bu yoğunluğun kritik bir değerine bölünmesi olarak tanımlanır. Bu olay üç tane olası evren geometrisini de beraberinde getirir. Omega 1’ den büyük, 1’e eşit veya 1’den küçük olabilir. Bu eşitlikler ise evrenin yassı, açık veya kapalı olduğu anlamına gelir. Bu üç kelime evrenin büyün geometrisini tanımlar fakat galaksiler ve yıldızlar gibi kütle yığıntılarının yerel uzayzamanı bükmesini tanımlamaz. Eğer evrenin başlıca içeriği eylemsiz madde ise, 20. Yüzyılda Dust Model’lerin pupülerliğinden dolayı, her geometri için ayrı bir kader olacaktır. Böylece, kozmologlar evrenin kaderine, omegayı ölçerek ya da yaklaşık olarak hangi değerde patlamanın yavaşlamaya başladığını bularak karar vermeyi amaçlamaktadır.
 
=== İtici Güç ===
1998’den itibaren, uzak galaksiler ve süpernovalarda yapılan gözlemlerden evrenin genişlemesinin ivmelendiği görüldü. Sonradan gelen kozmolojik teoriler bu genişlemeye olanak sağlayacak şekilde dizayn edildi. Bu genleşme genelde karanlık m addeden kayn aklanıyordu. Karanlık enerji basitçe pozitif bir kozmolojik sabittir. Genel olarak, karanlık enerji negatif basınç oluşturan hipotezlerdeki ortak bir terimdir. Bu terim genelde evren genişledikçe değişen yoğuklukla beraberdir.
 
== Evenin Şeklinin Rolü ==
[[Dosya:Friedmann universes.svg|thumb|400x400px|Genişleyen bir evrenin nihai kaderinin bağlı olduğu kütle yoğuluğu Ω<sub>M</sub> ve kara enerjinin yoğunluğu Ω<sub>Λ </sub>]]
Pek çok kozmoloğunda fikir birliğine ulaştığı nokta evrenin nihai kaderinin , onun bütün şekline, ne kadar karanlık enerji içeriğine ve karanlık enerjinin geişleme üzerindeki etkisine bağlı olduğu gerçeğidir. Son gözlemler, Big Bang’den 7.5 milyar yıl sonrasından itibaren evrenin genişleme hızının düştüğü gösterdi. Bu da Açık evren teorisi ile örtüşüyordu. Fakat, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe tarafından yapılan son ölçümler, evrenin yassı olduğunu doğruladı.
 
=== Kapalı Evren ===
Eğer omega birden büyük ise, uzayın geometrik şekli bir kürenin yüzeyi gibi kapalıdır. Bir üçgenin bütün iç açılarının toplamı 180 derecedir ve paralel hiçbir doğru yoktur. Bütün doğrular er ya da geç kesişir. Evrenin şekli büyük kadrajda eliptiktir.
 
Kapalı evrende, karanlık enerji azdır ve yerçekimi en sonunda evrenin genişlemesii durdurur. Bu noktadan sonra ise çekim kuvvetinin etkisiyle bütün maddeler bir noktaya çöker ve en sonunda büyük sıkışma ya da büyük ezilme denilen “ Big Crunch “ oluşur. Büyük patlama diye bilinen Big Bang olayının tam tersidir. Fakat, eğer evren büyük bir miktar karanlık enerjiye sahipse, evrenin genişlemesi omega bir’den küçük olsa da, sonsuza kadar devam edecektir.
 
=== Açık Evren ===
Eğer omega birden küçükse, evrenin geometrisi bir eyer yüzeyi gibi açıktır. Üçgenin iç açıları toplamı 180 dereceden küçüktür ve doğrular asla aynı mesafede değildir. En az diğer doğruları kesmeyecek kadar bir mesafeye sahiplerdir. Böyle bir evrenin şekli hiperboliktir.
 
Karanlık enerji olmasa bile, negatif bükülmüş bir evren sonsuza kadar genişleyeilir ve kütleçekim bu etkiyi neredeyse kayda değmeyecek bir ölçekte engelleyebilir. Karalık enerji ile beraber , evrenin genişlemesi sadece devam etmez, aynı zamanda da ivmelenir. Böyle bir evrenin nihai kaderi , ya ısı ölümü olarak bilinen Büyük Donma ( Big Freeze ) ya da karanlık enerjinin neden olduğu ivemenin geri kalan bütün kuvvetleri ( yer çekimsel, elektromanyetik ve güçlü çekim kuvvetleri) ezmesiyle oluşan büyük çözülme ( Big Rip) olarak tahmin ediliyordu.
 
Aksine karanlık enerjiyi ve pozitif basıncı karşılayacak bir negatif kozmolojik sabit açık bir evrenin bile yeniden çökmesine neden olabilir. Bu görüş, yapılan gözlemler soucu çürütülmüştür.
 
=== Yassı Evren ===
Eğer evrenin ortalama yoğunluğu olan omega bire eşitse, evrenin geometrisi, Öklit Geometrisinde olduğu gibi, yassıdır. Bir üçgenin iç açıları toplamı 180 derecedir ve paralel doğrular, her yerde uzaklıklarını koruyarak devam ederler. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe evrenin yassı olduğunu sadece % 0.4 gibi bir yanılma payı ile ölçmüştür.
 
Karanlık enerjinin yokluğu, evren azalan bir ivme ile patlama asimptotik olarak 0’a yaklaşana kadar sonsuza dek büyür. Karanlık enerji ile evrenin genişleme hzı ilk başlarda kütleçekiminden dolayı yavaştır fakat daha sonra yükselir. Yassı evren, Açık Evren ile aynı nihai kaderi paylaşır.
 
== Evrenin Sonu Hakkında Teoriler ==
Evrenin kaderi, yoğunluğu tarafından belirlenir. Verilerin sunduğu kanıtların, genişlemenin hızı ve kütlesel yoğunluğun ağır basması ile evrenin süresiz olarak büyümeye devam edeceği söylenebilir. Bu olay ise, Big Freeze denilen olay ile sonuçlanacaktır. Fakat, gözlemler kesin değil ve alternatif modeller hala mümkün
 
=== Büyük Donma Veya Isının Ölümü ===
Büyük donma, asimptotik olarak ısısı mutlak sıfıra yaklaşan bir evrende yaşanacak senaryodour. Karanlık enerjinin yokuluğundan dolayı yassı veya hiperbolik bir evrende yaşanacak bir senaryodur . Pozitif bir kozmolojik sabit olduğu müddetçe, aynı zamanda kapalı evren modelinde de yaşanabilir. Bu senaryoda, yıldızların normalde  10<sup>12</sup> 10<sup>14</sup> e  kadar olan boyutlarda olması beklenir. Ancak, eninde sonunda yıldız oluşumu için gerekli olan gaz miktarı tükenmiş olacaktır. Ve olan yıldızların yakıtını ntüketmesi ve parlaklıklarını yitirmesi ile evren yavaşça ve merhametsizce karanlığa bürünecektir. Sonunda kara delikler Hawking Radyasyonu’nu emerek kendilerini tüketene kadar evrene hakim olacaktır. Isı ölümü ile ilgili senaryo ise, yaşam ve evrenin devinimi için gerekli olan hiçbir ham maddenin kalmadığı, maksimum entropinin en sonunda dağıldığı bir evren geleceğidir. Isının ölümü senaryosu bütün evren modellerinde, evreninin en son entropisinin minimuma inmesi şartı ile, geçerlidir . Süregelen kuantum dalgalanmaları ve tünellenmeleri gelecek  <math>10^{10^{56}}</math> yıl içerisinde yen bir büyük patlama yaratabilir. Evrenin başlangıcından bu yana Poincaré recurrence theorem, thermal fluctuations ve Fluctuation theorem tarafından düzenli olarak düşürülen bir entropi vardır.
 
=== Büyük Dağılma ===
Hayali karanlık enerjinini özel bir olayı , basit bir kozmolojik sabitten çok daha fazla negatif baskı oluşturabilir, karanlık enerjininin yığuluğunun zamanla düşmesidir. Bu olay, ivmenin ve Hubble Sabiti’nin mıktarında artışa neden olur. Sonuç olarak, evrendeki maddesel bütün objeler, galaksilerden başlarak en sonunda ( mutlak sonda) bütün formlar ne kadar küçük oldukları önem teşkil etmeden elementel boyutlarına, radyasyona kadar hayali kuvvet tarafından ayrılacaktır Evrenin en son hali tekillikir ve bu halde karanlık enerjinin yoğunluğu ve büyüme hızı en baştaki ( tekillikteki) halini alır.
 
=== Büyük Ezilme ===
[[Dosya:Big crunch.png|right|thumb|256x256px|The Big Crunch. Dikey eksen, pozitif ya da negatif eksen olarak kabullenilebilir.]]
Büyük çöküş hipotezi, evreninin nihai kaderi ile simetrik değerlendirilebilir. Aynı Büyük Patlama'nın bir kozmolojik patlama ile olması gibi , bu teori de evrenin ortalama yoğunluğunun genişlemeyi durdurmaya yetecek kadar olup, büzülmeye neden olacağını söyler. Sonuç tam olarak bilinmiyor, basit bir tahmin olarak evrendeki bütün maddeler ve uzayzaman boyutsuz bir tekilliğe dönüşecektir. Fakat, boyutlardaki farklılık nedeni ile, bu alanda da bilinmeyen kuantum etkileri göz önüne alınmalıdır.
 
Bu senaryo, önceki evrende yaşanan Büyük Çöküşten sonra bir Büyük Patlama yaşanmasına olanak tanımaktadır. Eğer bu olaylar sürekli bir devinim halinde ise, döngüsel evren ya da aynı zamanda salınımlı evren olarak bilinen bir model oluşturur. O zaman evren, sonsuz sayıda oluşacak olan bütün sonlu evrenlerden oluşabilir. Her evrende meydana gelecek Büyük Çöküş bir sonraki evrenin Büyük Patlaması olacaktır. Teorik olarak, döngüsel bir evren fikri termodinamiğin ikinci yasası ile uyuşmaz, entropi salınımdan oluşur ve salınım ısının ölümüne neden olur. Güncel kanıtlar aynı zamanda evrenin kapalı olmadığını işaret ediyor. Bu durum, kozmologların devinimli (döngüsel) evren modelinden vazgeçmelerine neden oldu. Devinimli evren modelince benimsenen bir fikir, fakat bu fikir ısının ölümünü ihmal eder, brane patlamasının bir önceki devinimde biriken entropiyi seyrelttiğini söyler.
 
=== Büyük Çatırtı ===
'''Büyük Çatırtı''', Büyük Patlamanın genişlemeyi başlatması gibi, Evren'in ortalama yoğunluğunun Evren'in genişlemesini durdurup kendi içine çökmesine neden olmasıdır. Sonucu bilinmemekle beraber, en basit tahmin Evren'deki bütün maddenin boyutsuz bir tekilliğe dönüşmesidir ama bu ölçülerde bilinmeyen kuantum etkiler de göz önünde bulundurulmalıdır.
Bu senaryo, Büyük Patlamanın daha önceki bir Büyük Çatırtıdan sonra meydana gelmiş olabileceği fikrini beraberinde getirir. Bahsi geçen döngünün sürekli tekrar etmesi halinde [[salınan Evren]] modeli ortaya çıkar. Bu, her bir Evren'in Büyük Çatırtısı'nın bir sonraki Evren'in Büyük Patlaması olduğu, sonlu Evren'lerin sonsuz silsilesidir.
{{Başlık genişlet}}
=== Büyük Sıçrama ===
Büyük Sıçrama bilinen evrenin başlangıcına göre şekillendirilmiş bilimsel bir teoridir. Döngüsel evren veya ilk kozmolojik olayın bir önceki evrenin çöküşü olduğu Büyük Patlama'nın, devinimsel olarak meydana gelmesinin farklı bir yorumlanışıdır.
'''Büyük Sıçrama''', Evrenin genişlemesi durduktan sonra daralmaya başlayacak ve daralmayla birlikte tekrar Büyük Patlama meydana gelecek ve yeni bir evren oluşacaktır.
=== Büyük Yırtılma ===
Büyük bir ihtimalle kaynağı bilinmeyen [[kara enerji]], Evren'i büyütmeye devam edecek. Fakat büyüyen Evren, nihayetinde muhtemelen bir yırtılma getirecek ki bu da muhtemelen bir [[karadelik]] olacak. Bu yırtık, yavaş yavaş Samanyolu çevresindeki galaksileri, daha sonra da Samanyolu Galaksisini yutacak.
 
Büyük Patlama'nın bir başka versiyonuna göre, evrenin başlangıcında yoğunluk sonsuzdu. Bu tarz bir tanım, fizikteki diğer her şey ile ,özellikle kuantum mekaniği ve belirsizlik ilkesi, bir anlaşmazlık içinde gibi görünebilir Bu şaşırtıcı değildir, bu nedenle, kuantum mekaniği Büyük Patlama'ya alternatif bir bakış açısı getirdi. Aynı zamanda eğer ki evren kapalı ise, evren bir kere çöktükten sonra evrensel bir tekilliğe ulaşarak ya da itici bir kuantum gücü ile çökerek, Büyük Patlama'ya benzer bir olayla sürekli yeni evrenler meydana getirecektir.
=== Çoklu Evren ===
Evrendeki her etkileşim, temel parçacıklar küçük salınan sicimlerden ibaret. M-Teori’ye göre (Sicim Teorisi’nin uzantısı) bu sicimler zarlara (membrane ya da kısaca branes) bağlı olarak salınıp hareket edebiliyorlar ya da graviton (kütleçekimden sorumlu) gibi kendi üzerine kapalı sicimler olup zarlar arası gidip geliyorlar. Tüm bunların var olması için 10 uzay + 1 zaman olmak üzere toplam 11 boyuta gereksinim var (Yani Einstein’ın öne sürdüğü 3 Uzay + 1 zaman = 4 boyutlu uzay-zamana göre daha fazla uzay boyutu gerekli). Zarlar (membranes ya da kısaca branes) 3 ve daha fazla uzay boyutuna ve farklı topolojilere sahip olabilirler (küre, silindir ya da 3 boyutlu yüzey). Her bir zar esneyebilir ve içinde vakum enerji (karanlık enerji adayı) salınımları içerir. Aslında sicim teorisi ve onun uzantısı M-Teori doğada gözlemlediğimiz 4 ana kuvveti birleştirebilmek için kurulmuştur. Ancak kozmolojiye de doğrudan uyarlanabilir. Buna göre bizim evrenimiz 3 boyutlu bir zar evreni içindedir. Çoklu evrenler modeline göre içinde bulunduğumuz zar evreni ile diğer bir zar evreni birbirlerinden ufak bir boşlukla ayrılmış durumda olabilir ve böyle zar evrenleri sonsuz adet olup hiper bir uzay içinde birbirleri ile etkileşebilirler. Bu senaryoda big bang ya da büyük patlamaya aslında çarpışan ya da birleşen zar evrenler yol açmaktadır. Örneğin iki zar evren çarpıştıklarında sahip oldukları kinetik enerji sıcak radyasyona dönüşebilmekte ve bu radyasyon çarpışan her iki evreni de doldurmaktadır. Çarpışma sonrası birbirlerinden uzaklaşan zarlar içinde karanlık enerjinin etkisi altında genişleyen radyasyon ve sonrasında oluşabilecek madde soğumakta ve günümüz evrenini böyle bir zar içinde oluşturabilmektedir. Zarlar bu çarpışmaları trilyonlarca yıl aralıklarla yapabilirler ve tekrar tekrar büyük patlamalar gerçekleştirebilirler.
=== Evrensel belirsizlik ===
{{Boş bölüm}}
=== Yarıkararlı vakum olayı === <!-- Alternatif çeviri var mı? -->
{{Boş bölüm}}
 
Basitçe, bu teori Büyük Patlama ve Büyük Çöküşün sürekli bir devinim halinde olacağını söyler.
== Bilim kurgu ==
 
{{Boş bölüm}}
=== Çoklu Evrenler : Sonsuz ===
Çoklu evren hipotezlerinden bir tanesi gözlemlenebilir evrenimizin yalnızca  sonsuz sayıdaki patlama noktalarından birinden başlayarak çok büyük ölçeklere kadar genişlediğini söyler.
 
Evrenin ilk zamanlarında, bir dizi kozmolojik patlamalar oldu ve bu patlamalar uzayı süratle genişletti. Kozmik genişlemenin geleneksel bir modeli , bütün bir evreninin aynı anda genişler halden sabit hale geçtiğini kabul eder. Sonsuz genişleme modeli ise aksine, evrenin farklı noktalarının farklı zamanlarda genişler halden sabit hale geçtiğini söyler. Sonuçta çekim kuvvetinin henüz ulaşmadığı uzayın hala genişleyen bölgeleri üretilmiş ol<font style="background-color: rgb(254, 252, 224);">ur. </font>
 
Uzayın bu bölgeleri, birbirleriyle asla temas edemezler. Bu nedenle her biri ayrı bir evren olarak kabul edilebilir. Bazı yerlerde çoktan ısı ölümünü yaşamış evrenler olsa da, bazı yerler hala ısı ölümüne ulaşmamış olacak ve yeni evrenler hızla üretilmeye devam edecektir. Bu nedenle çoklu evren asla son bulmaz.
 
=== Hayali Çekim ===
<div>Eğer bir çekim en düşük seviyesinde değilse ( hayali çekim) , çekim çok daha düşük bir enerji seviyesine doğru tünellenebilir. Buna yarı kararlı çekim olayı denir. Bu olay evrenimizi tamamen değiştirme potansiyeline sahiptir. Daha ciddi anlamda fizikteki sabit değişkenler çok farklı değerlere sahip olabilir ve bu madde, enerji ve uzayzaman hakkındaki bütün bilgilerimizi etkiler. Higgs Bozonu'na benzer bir parçacıkla yapılan çalışmalar, şu andan milyarlarca yıl sonra hayali çekim teorisini destekler.   </div>
 
Alternatif geçmişler hipotezine göre, evren bu şekilde son bulmayacaktır. Onun yerine,<font style="background-color: rgb(254, 252, 224);"> evreni hayali çekimden gerçek çekime yönelten kuantum olayı her meydana geldiğinde evren yeni pek çok farklı dünyaya ayrılır. Bu yeni dünyaların bazılarında evren çökerken, bazılarında önceden yaptığı gibi devam eder. </font>
 
=== Kozmik Belirsizlik ===
Şu ana kadar tanımlana bütün olasılıklar karanlık enerjinin çok basit bir eşitliğine dayanır. Fakat iş açıklamaya geldiğinde, mevcut fizik karanlık enerji hakkında çok az bilgi sahibidir. Eğer genişleme teorisi doğru ise, evren Büyük Patlama'nın ilk dönemlerindekinden farklı bir formda olan bir karanlık enerji tarafından yönetilecek ancak genişleme durduğunda, bugünün karanlık enerjisi için kurulan denklemlerin tahmin ettiklerinden çok daha karmaşık bir durum ortaya çıkacak. Karanlık enerji eşitliği her an değişebilir ve sonuçların ne olacağını tahmin etmek çok zor olabilir. Bu sonuçlar, değişik parametrelerle ifade edilemeyebilir. Karanlık madde ve karalık enerji doğası gereği muammalıdır ve evrenin geleceğindeki  olası rolleri şu anda kesin olarak bilinmiyor.
 
== Teorilerdeki Gözlemsel Kısıtlamalar ==
Bu rakip senaryolar arasındaki seçim evrenin ağırlığı tarafından yapıldı. Örneğin, madde, radyasyon, karanlık madde ve karanlık enerji bu ölçümlere katkıda bulunur. Daha açıkça, galaksi kümelenmeleri, süpernovalar arasındaki mesafeler ve kozmik arka plan ışımaları ndan gelen verilere göre, bütün rekabetçi senaryolar değerlendirilmiştir.
 
== Buna da Bakın ==
 
== Kaynakça ==
{{Kaynakça}}
[http://en.wikipedia.org/wiki/Ultimate_fate_of_the_universe İngilizce Vikipedi sayfası].
<references/>
 
== İleri Okumalar ==
{{Kozmoloji taslak}}
* {{Kitap kaynağı|first = Fred|last = Adams|author2 = Gregory Laughlin|date = 2000|title = The Five Ages of the Universe: Inside the Physics of Eternity|publisher = Simon & Schuster Australia|isbn = 0-684-86576-9}}
* {{Kitap kaynağı|first = Eric|last = Chaisson|date = 2001|title = Cosmic Evolution: The Rise of Complexity in Nature|publisher = Harvard University Press|isbn = 0-674-00342-X}}
* {{Kitap kaynağı|first = Freeman|last = Dyson|authorlink = Freeman Dyson|date = 2004|title = Infinite in All Directions (the 1985 [[Gifford Lectures]])|publisher = Harper Perennial|isbn = 0-06-039081-6}}
* {{Kitap kaynağı|first = Edward|last = Harrison|date = 2003|title = Masks of the Universe: Changing Ideas on the Nature of the Cosmos|publisher = Cambridge University Press|isbn = 0-521-77351-2}}
* {{Kitap kaynağı|first = Roger|last = Penrose|authorlink = Roger Penrose|date = 2004|title = [[The Road to Reality]]|publisher = Alfred A. Knopf|isbn = 0-679-45443-8}}
* {{Kitap kaynağı|first = Ilya|last = Prigogine|authorlink = Ilya Prigogine|date = 2003|title = Is Future Given?|publisher = World Scientific Publishing|isbn = 981-238-508-8}}
* {{Kitap kaynağı|first = Lee|last = Smolin|authorlink = Lee Smolin|date = 2001|title = [[Three Roads to Quantum Gravity: A New Understanding of Space, Time and the Universe]]|publisher = Phoenix|isbn = 0-7538-1261-4}}
 
== External links ==
* Baez, J., 2004, "[http://math.ucr.edu/home/baez/end.html The End of the Universe]".
* {{Dergi kaynağı|last1 = Caldwell|first1 = R. R.|last2 = Kamionski|first2 = M.|last3 = Weinberg|first3 = N. N.|date = 2003|title = Phantom Energy and Cosmic Doomsday|arxiv = astro-ph/0302506|journal = Physical Review Letters|volume = 91|issue = 7|pages = 071301|doi = 10.1103/physrevlett.91.071301|pmid = 12935004|bibcode = 2003PhRvL..91g1301C}}
* Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, "[http://courses.physics.kth.se/5A1381/reports/hjalmarsdotter.pdf Cosmological parameters.]"
* {{Dergi kaynağı|doi = 10.1038/scientificamerican0910-84|journal = Scientific American|date = 2010|volume = 303|issue = 3|pages = 84–91|title = Could Time End?|author = George Musser|author-link = George Musser|url = http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=could-time-end|pmid = 20812485}}
* Vaas, R., 2006, "[[arxiv:physics/0703183|Dark Energy and Life's Ultimate Future,]]" in Burdyuzha, V. (ed.) ''The Future of Life and the Future of our Civilization''. Springer: 231–247.
* [http://www.bbc.co.uk/radio4/science/briefhistory.shtml A Brief History of the End of Everything], a [[BBC Radio 4]] series.
* [http://www.pma.caltech.edu/Courses/ph136/yr2002/chap27/0227.1.pdf Cosmology at Caltech].
 
[[Kategori:Fiziksel kozmoloji]]
[[Kategori:Eskatoloji]]
[[Kategori:Gelecek]]
[[Kategori:Fiziksel kozmoloji]]
[[Kategori:Bilim kurgu temaları]]