പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്തിമ വിധി

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.
(പ്രപഞ്ചവികാസത്തിന്റെ അന്ത്യം എന്ന താളിൽ നിന്നും തിരിച്ചുവിട്ടതു പ്രകാരം)
Jump to navigation Jump to search

പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രസിദ്ധാന്തങ്ങളുടെയും ലഭ്യമായ നിരീക്ഷണ തെളിവുകളുടെയും അടിസ്ഥാനത്തിൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പരിണാമത്തേയും ഭാവിയെയും സംബന്ധിക്കുന്ന ചില മാതൃകകൾ നിലവിലുണ്ട്.

1920 മുതൽ 1950 വരെ എഡ്വിൻ ഹബിൾ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങളിൽ ഗാലക്സികൾ പരസ്പരം അകന്നുപോകുന്നതായി കണ്ടെത്തുകയും ആ കണ്ടെത്തൽ മഹാവിസ്ഫോടന സിദ്ധാന്തത്തിലേക്ക് നയിക്കുകയും ചെയ്തു. മഹാവിസ്ഫോടന സിദ്ധാന്തപ്രകാരം ഏകദേശം 13.8 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പാണ് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആരംഭം. തുടക്കത്തിൽ വളരെ ചെറുതും അതിസാന്ദ്രതയുള്ളതുമായിരുന്നു പ്രപഞ്ചം.[1] വികസിക്കാൻ തുടങ്ങിയതു മുതൽ അതിന്റ സാന്ദ്രത കുറയുകയും ചെയ്തു.

ഹബ്ബിളിന്റെ കണ്ടെത്തലുകളും 1915-ലെ ആൽബർട്ട് ഐൻ‌സ്റ്റൈന്റെ പൊതു ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തവും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ അന്തിമ വിധി സംബന്ധിച്ച സൈദ്ധാന്തിക പഠനം സാധ്യമാക്കി. സാധ്യമായ ഏറ്റവും വലിയ തോതിൽ പ്രപഞ്ചത്തെ വിവരിക്കാൻ പൊതു ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തം ഉപയോഗിക്കാവുന്നതാണ്. പൊതു ആപേക്ഷികതയുടെ സമവാക്യങ്ങൾക്ക് നിരവധി പരിഹാരങ്ങളുണ്ട്. ഓരോ പരിഹാരവും പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ഒരു പ്രത്യേക ആത്യന്തിക വിധിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു.[2]

പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിലെ ഒരു സുപ്രധാന അളവാണു ഒമേഗ. അത് പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ശരാശരി ദ്രവ്യ സാന്ദ്രതയുമായി ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. ഒമേഗയുടെ മൂല്യം 1 ന് തുല്യമോ, കുറവോ, വലുതോ എന്നതിനെ ആശ്രയിച്ച് പ്രപഞ്ചത്തിന് മൂന്ന് തരത്തിലുള്ള ജ്യാമിതികൾ സാധ്യമാണ്. അവ യഥാക്രമം പരന്നതും (flat) തുറന്നതും (open) അടഞ്ഞതുമായ (closed) പ്രപഞ്ചങ്ങൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇവ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ മൊത്തത്തിലുള്ള ആകൃതിയെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. ഓരോ ജ്യാമിതിക്കനുസരിച്ചും പ്രപഞ്ചത്തിനു ഓരോ പ്രത്യേക അന്തിമ വിധി കല്പിക്കാവുന്നതാണ്. അതായത് ഒമേഗയുടെ വില അളന്നാൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വിധി നിർണ്ണയിക്കാൻ കഴിയും.

അടഞ്ഞ പ്രപഞ്ചം

ഒമേഗ > 1 ആണെങ്കിൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന് ഒരു ഗോളത്തിന്റെ ഉപരിതലം പോലുള്ള അടഞ്ഞ ആകൃതിയാണുള്ളത്. അത്തരമൊരു അടഞ്ഞ പ്രപഞ്ചത്തിൽ, വസ്തുക്കളുടെ പരസ്പര ഗുരുത്വാകർഷണബലം മൂലം വികാസം കുറഞ്ഞു വന്ന് ഒടുവിൽ പ്രപഞ്ചത്തിലെ എല്ലാ ദ്രവ്യങ്ങളും ഒരു ബിന്ദുവിലേക്ക് പതിക്കും. ആ അന്തിമ സിംഗുലാരിറ്റിയെ "ബിഗ് ക്രഞ്ച്" എന്ന് വിളിക്കുന്നു. മഹാവിസ്ഫോടനത്തിന്റെ വിപരീതമായ പ്രവർത്തനമാണിത്.[3]

തുറന്ന പ്രപഞ്ചം

ഒമേഗ < 1 ആണെങ്കിൽ, പ്രപഞ്ചത്തിന് ഒരു സാഡിലിന്റെ ഉപരിതലം പോലെ വക്രീകരിച്ച ജ്യാമിതിയാണുള്ളത്. അതിനെ തുറന്ന പ്രപഞ്ചം എന്ന് പറയുന്നു. ഇത്തരമൊരു പ്രപഞ്ചം എന്നെന്നേക്കുമായി വികസിക്കുന്നു. കൂടാതെ ഇരുണ്ട ഊർജ്ജം കാരണം ആ വികാസം ത്വരിതപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ ഇരുണ്ട ഊർജ്ജം മൂലമുണ്ടാകുന്ന ത്വരണം ക്രമേണ ശക്തമാവുകയും ഗുരുത്വാകർഷണ, വൈദ്യുതകാന്തിക ശക്തികളുടെ ഫലങ്ങളെ പൂർണ്ണമായും മറികടക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഫലത്തിൽ പ്രപഞ്ചത്തിനു താപ മരണം, അഥവാ "ബിഗ് ഫ്രീസ്" അല്ലെങ്കിൽ "ബിഗ് റിപ്പ്", സംഭവിക്കുന്നു.[4]

പരന്ന പ്രപഞ്ചം

പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ശരാശരി സാന്ദ്രത നിർണ്ണായക സാന്ദ്രതയ്ക്ക് തുല്യമാണെങ്കിൽ, അതായത്‌ ഒമേഗ = 1 ആണെങ്കിൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ജ്യാമിതി പരന്നതായിരിക്കും. ഇരുണ്ട ഊർജ്ജത്തിന്റെ അഭാവത്തിൽ,ഒരു പരന്ന പ്രപഞ്ചം, തോത് കുറയുന്ന നിരക്കിൽ എന്നെന്നേക്കുമായി വികസിക്കുന്നു. ഒടുവിൽ വികാസം പൂജ്യത്തോട് അടുക്കുന്നു. ഇരുണ്ട ഊർജ്ജം ഉണ്ടെങ്കിൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസം ആദ്യം കുറഞ്ഞതിശേഷം പിന്നെ വർദ്ധിക്കുകയാണ് ചെയ്യുന്നത്. ഒരു പരന്ന പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആത്യന്തിക വിധി ഒരു തുറന്ന പ്രപഞ്ചത്തിന്റേതിന് സമം തന്നെയാണ്.

വിൽക്കിൻസൺ മൈക്രോവേവ് അനൈസോട്രോപി പേടകത്തിൽ നിന്നുള്ള അളവുകൾ പ്രപഞ്ചം ഏകദേശം പരന്നതാണെന്ന് സ്ഥിരീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്.

അനുമാനങ്ങൾ

പ്രപഞ്ചവികാസത്തിന്റെ തോതിന്റേയും സാന്ദ്രതയുടേയും ഇതുവരെയുള്ള പഠനങ്ങൾ അനുസരിച്ചു നമ്മുടേത് അനിശ്ചിതമായി വികസിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന ഒരു പ്രപഞ്ചമാണ്[5]. അത്തരമൊരു പ്രപഞ്ചത്തിൽ കാലക്രമേണ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന് ആവശ്യമായ വാതക ലഭ്യത തീർന്നുപോകും. നിലവിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇന്ധനം തീർന്നു തിളങ്ങുന്നത് അവസാനിക്കുമ്പോൾ, പ്രപഞ്ചം സാവധാനത്തിൽ പൂർണമായും ഇരുണ്ടതായിത്തീരും. ക്രമേണ പ്രപഞ്ചത്തിൽ തമോദ്വാരങ്ങൾ ആധിപത്യം സ്ഥാപിക്കും. ഹോക്കിംഗ് വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതിനാൽ കാലക്രമേണ അവയും അപ്രത്യക്ഷമാകും[6]. പ്രപഞ്ചം അതിന്റെ പരമാവധി എൻട്രോപ്പിയുടെ അവസ്ഥയിലേക്ക് പോകും. ആ അവസ്ഥയിൽ അതിലുള്ള എല്ലാ കണികകളും തുല്യമായി വിതരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നു. അവയിൽ ഉയർച്ചയുടെയോ താഴ്ചയുടെയോ തോത് അഥവാ ഒരു ഗ്രേഡിയന്റ് ഇല്ലാത്തതിനാൽ വിവര സംസ്കരണം പോലുള്ളവ (ഉദാ: ജീവന്റെ നിലനിൽപ്) അസാധ്യമാവുന്നു.[7]

ഇരുണ്ട ഊർജ്ജത്തെ പറ്റിയുള്ള പുതിയ കണ്ടെത്തലുകളനുസരിച്ചു ഈ അനുമാനത്തിനു മാറ്റം വരാവുന്നതുമാണ്.


അവലംബം

  1. http://map.gsfc.nasa.gov/universe/
  2. https://doi.org/10.1093%2Fmnras%2F91.5.483
  3. Ryden, Barbara. Introduction to Cosmology. The Ohio State University. p. 56.
  4. Ryden, Barbara. Introduction to Cosmology. The Ohio State University.
  5. https://doi.org/10.1088%2F1475-7516%2F2004%2F12%2F006
  6. https://doi.org/10.1103%2FRevModPhys.69.337
  7. https://doi.org/10.1134%2FS0202289308030018