Кіріспе
Космологиялық құбылыс
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
Байқаулар ғаламның кеңеюі жылдамдағанын көрсетеді, сондықтан алыстағы галактиканың бақылаушыдан алыстауының жылдамдығы уақыт өте келе үнемі артып отырады. Ғаламның жеделдетілген кеңеюі 1998 жылы екі тәуелсіз жоба – Суперновалық космология жобасы және Жоғары Z суперновалық іздеу тобы, алыстағы Ia типіндегі суперноваларды пайдаланып, жылдамдануды өлшеді. Ідеясы мынада: Ia типіндегі суперновалардың ішкі жарықтығы шамамен бірдей (стандартты шам), ал алыс заттар көздері әлсіз көрінеді, сондықтан осы суперновалардың байқалатын жарықтығы оларға дейінгі қашықтықты анықтау үшін қолданылуы мүмкін. Бұл қашықтықты супернованың космологиялық қызыл ығысуымен салыстыруға болады, ол супернова болғаннан бері ғаламның қаншалықты кеңейгенін көрсетеді; Хаббл заңына сәйкес, зат неғұрлым алыс болса, соғұрлым жылдам қозғалады. Күтпеген нәтиже – ғаламдағы заттар бір-бірінен жылдамдап алыстап бара жатыр. Сол кездегі космологтар ғаламдағы материяның гравитациялық тартылысының салдарынан алыстау жылдамдығы әрқашан азаяды деп күткен. Осы екі топтың үш мүшесі өздерінің ашылуы үшін Нобель сыйлығымен марапатталды. Бариондық акустикалық осцилляциялар мен галактикалардың шоғырлануын талдау арқылы растау деректері табылды. Ғаламның жеделдетілген кеңеюі шамамен 5 миллиард жыл бұрын ғаламның қара энергияға тәуелді кезеңге енген кезден бастау алды деп есептеледі. refn |1= Үлкен жарылыс моделі ғаламның эволюциясын түсіндіретін ең қабылданған модель болып табылады. Фридманн теңдеуі ғаламдағы энергияның кеңеюді қалай қозғайтынын анықтайды, мұнда κ – ғаламның қисықтығын, a(t) – масштабтық факторды, ρ – ғаламның жалпы энергия тығыздығын, ал H – Хаббл параметрін білдіреді. Критикалық тығыздық пен тығыздық параметрін анықтаймыз:
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
және Хаббл параметрін былай қайта жазуға болады:
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
мұнда ғаламның энергия тығыздығына әсер ететін төрт гипотезалық фактор – қисықтық, материя, сәуле және қара энергия. Бұл құрамдастардың әрқайсысы ғаламның кеңеюімен (масштаб факторының өсуімен) азаяды, мүмкін қара энергиядан басқа. Физиктер ғаламның жылдамдануын анықтау үшін осы космологиялық параметрлердің мәндерін пайдаланады. Жылдамдану теңдеуі масштаб факторының уақыт бойынша эволюциясын сипаттайды:
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
мұнда қысым P таңдалған космологиялық модельмен анықталады. (төмендегі түсіндірмелік модельдерді қараңыз).
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
Бір кезде физиктер ғаламның кеңеюінің аяусыз баяулайтынына соншалықты сенімді болғандықтан, олар q0 деп аталатын баяулау параметрін енгізді. Қазіргі бақылаулар бұл баяулау параметрінің теріс екенін көрсетеді.
Observations show that the expansion of the universe is accelerating, such that the velocity at which a distant galaxy recedes from the observer is continuously increasing with time. The accelerated expansion of the universe was discovered in 1998 by two independent projects, the Supernova Cosmology Project and the High Z Supernova Search Team, which used distant type Ia supernovae to measure the acceleration. The idea was that as type Ia supernovae have almost the same intrinsic brightness (a standard candle), and since objects that are farther away appear dimmer, the observed brightness of these supernovae can be used to measure the distance to them. The distance can then be compared to the supernovae's cosmological redshift, which measures how much the universe has expanded since the supernova occurred; the Hubble law established that the farther away that an object is, the faster it is receding. The unexpected result was that objects in the universe are moving away from one another at an accelerating rate. Cosmologists at the time expected that recession velocity would always be decelerating, due to the gravitational attraction of the matter in the universe. Three members of these two groups have subsequently been awarded Nobel Prizes for their discovery. Confirmatory evidence has been found in baryon acoustic oscillations, and in analyses of the clustering of galaxies. The accelerated expansion of the universe is thought to have begun since the universe entered its dark energy dominated era roughly 5 billion years ago. refn |1= the Big Bang model has become the most accepted model explaining the evolution of our universe. The Friedmann equation defines how the energy in the universe drives its expansion. where κ represents the curvature of the universe, a(t) is the scale factor, ρ is the total energy density of the universe, and H is the Hubble parameter. We define a critical density
and the density parameter
We can then rewrite the Hubble parameter as
where the four currently hypothesized contributors to the energy density of the universe are curvature, matter, radiation and dark energy. Each of the components decreases with the expansion of the universe (increasing scale factor), except perhaps the dark energy term. It is the values of these cosmological parameters which physicists use to determine the acceleration of the universe. The acceleration equation describes the evolution of the scale factor with time
where the pressure P is defined by the cosmological model chosen. (see explanatory models below)
Physicists at one time were so assured of the deceleration of the universe's expansion that they introduced a so called deceleration parameter q0. Current observations indicate this deceleration parameter is negative.
Инфляцияға қатынасы
Космикалық инфляция теориясына сәйкес, ерте ғалам өте жылдам, дерлік экспоненциалдық кеңею кезеңінен өтті. Бұл кеңею кезеңінің уақыт өлшемі қазіргі кеңеюден әлдеқайда қысқа болғанымен, бұл қазіргі заманға ұқсас жеделдетілген кеңею кезеңі болды.
Техникалық анықтама
"Жұғылданған кеңею" деп ғарыштық масштаб факторының екінші уақыт туындысының , оң болуы айқындалады, бұл өтеу параметрінің , теріс болуымен тең. Алайда, Хаббл параметрінің уақыт өте келе артуын білдірмейді. Хаббл параметрі деп анықталғандықтан, оның туындысы мына формуламен беріледі:
Осылайша, Хаббл параметрі уақыт өте келе азаяды, егер байқаулар одан жоғары болмаса, яғни оң, ал теріс болса. Қорыта айтқанда, бұл кез келген жеке галактиканың ғарыштық рецессия жылдамдығы уақыт өте келе артатынын, бірақ оның жылдамдық/қашықтық арақатынасы әлі де төмендейтінін көрсетеді; демек, белгілі радиустағы сфера арқылы кеңейіп өтетін әртүрлі галактикалар сфераны кейінірек жайлап кесіп өтеді. Жоғарыда көрсетілгендей, "нөлдік үдеу/баяулау" жағдайы , , және функциясының сызықтық болуына сәйкес келеді.
Жылдамдануға дәлел
Ғаламның кеңею деңгейін астрономиялық объектілердің шамасы мен қызыл жылжу арақатынасын стандартты шамдар арқылы немесе олардың қашықтық пен қызыл жылжу арақатынасын стандартты өлшеуіштер арқылы талдау арқылы анықтауға болады. Сонымен қатар, ірі масштабты құрылымның өсуі де маңызды фактор болып табылады, себебі космологиялық параметрлердің байқалатын мәндері үдемелі кеңеюді қамтитын модельдермен ең жақсы сипатталады.
Супернованы бақылау
1998 жылы үдеудің алғашқы дәлелі Ia типіндегі супеноваларды байқаудан алынды, олар тұрақсыздық шегінен асып кеткен ақ жұлдыздардың жарылысы болып табылады. Олардың барлығы дерлік бірдей массаға ие болғандықтан, олардың ішкі жарық күші стандартталуы мүмкін. Аспанның белгілі бір аймақтарын қайталап түсіру арқылы супеновалар табылады, содан кейін олардың ең жоғары жарық күші өлшеніп, жарықшылдық қашықтығы деп аталатын шамаға айналдырылады (толық мәліметтер үшін космологиядағы қашықтық өлшемдеріне қараңыз). Олардың жарығының спектрлік сызықтары арқылы қызыл жылжуын анықтауға болады. Қызыл жылжуы 0,1-ден кем немесе жарық жылдамдығымен жүріп өту уақыты ғалам жасының 10 пайызынан аз супеновалар үшін, бұл Хаббл заңына сәйкес қашықтық-қызыл жылжу арақатынасын береді. Ал қашықтық артқан сайын, ғаламның кеңею жылдамдығы уақыт өте өзгеретіндіктен, қашықтық-қызыл жылжу арақатынасы сызықтықтан ауытқиды, және бұл ауытқу кеңею жылдамдығының уақыт өте қалай өзгергеніне байланысты. Толық есептеу үшін Фридманн теңдеуін компьютерлік интегралдау қажет, бірақ қарапайым туындысын былай беруге болады: қызыл жылжу z тікелей супенова жарылған кездегі ғарыштық масштаб факторын көрсетеді. Демек, өлшенген қызыл жылзуы бар супенова ғалам жарылған кезде қазіргі өлшемнің = бөлігін құрады дегенді білдіреді. Үдемелі кеңею жағдайында бұл шама оң болады, сондықтан өткенде қазіргіден кіші болды. Осылайша, үдемелі ғалам қазіргі көлемінің 2/3-тен 1 есеге дейін кеңею үшін, тұрақты кеңейетін және бірдей Хаббл тұрақтысына ие ғаламға қарағанда, көбірек уақыт қажет болды. Бұл жарық жүріп өту уақытының ұзаруына, қашықтықтың артуына және супеновалардың әлсіреуіне әкеледі, бұл нақты байқаулармен сәйкес келеді. Адам Рисс және әріптестері "жоғары қызыл жылзулы SN Ia супеноваларының қашықтығы, орташа есеп бойынша, космологиялық тұрақтысы жоқ, төмен массалы ғаламда күтілгеннен 10%-қа 15% артық екенін тапты". Бұл өлшенген жоғары қызыл жылзулы қашықтықтар, бәсеңдейтін ғалам үшін жақын қашықтықтағылардан қарағанда, тым үлкен екенін білдіреді. Бірнеше зерттеушілер үдеу туралы басым пікірді немесе "космологиялық принциптің" (ғалам біртекті және изотроптық) дұрыстығын күмәндандырды. Мысалы, 2019 жылғы мақалада Ia типіндегі супеновалардың бірлескен жарық қисығын талдау каталогы талданды, онда 1998 жылғы талдауларда қолданылғаннан он есе көп супенова бар екені анықталды, және "монополь" деп аталатын құбылысқа, яғни барлық бағыттардағы изотроптық үдеуге аз дәлелдер бар деген қорытынды жасалды. Сондай-ақ төмендегі "Альтернативті теориялар" бөлімін қараңыз.
Галактика шоғырлары
Галактика шоғырларының массалық функцияларын өлшеу, бұл шоғырлардың белгілі бір массадан жоғары санының тығыздығын сипаттайды және қара энергияның бар екенін көрсетеді. Бұл массалық функцияларды жоғары және төмен қызыл жылжудағы түрлі космологиялық модельдердің болжамдарымен салыстыру арқылы w және Ωm мәндері алынады, бұл төмен материя тығыздығын және нөлдік емес қара энергия мөлшерін растайды. Бұл ғана емес, Айнштейннің болжамдарын растады, сонымен қатар ғаламды зерттеуге жаңа мүмкіндіктер ашты. Бұл гравитациялық толқындар ғаламның кеңею жылдамдығын өлшеу үшін «стандартты сиреналар» ретінде қолданылуы мүмкін. Эбботт және авторлар тобы 2017 жылы Хаббл тұрақтысының шамамен секундына 70 километр/мегапарсек екенін анықтады. Мысалы, H0 = 70 км/с/Мпк болғанда, ғалам осы «Үлкен Жыртылыспен» аяқталуына дейін 22 миллиард жыл қалған.
Альтернативті теориялар
Ғаламның үдемелі кеңеюіне көптеген баламалы түсіндірмелер бар. Мысалы, квинтессенция – уақыт өте келе тығыздығы төмендейтін, тұрақты емес күй теңдеуіне ие қара энергияның гипотетикалық түрі. Теріс массалық космология ғаламның массалық тығыздығы оң деп есептемейді (суперновалар бойынша байқаулар сияқты), оның орнына теріс космологиялық тұрақтыны қарастырады. Оккамның қысымшасы бұл «жай ғылыми гипотеза» екенін көрсетеді. Қара сұйықтық – қара материя мен қара энергияны біртұтас аяға біріктіруге тырысатын үдемелі кеңеюдің тағы бір баламалы түсіндірмесі. Кейбір авторлар ғаламның үдемелі кеңеюі антиматерияның итергіш гравитациялық әсерінен немесе жалпы салыстырмалылық теориясынан гравитация заңдарының ауытқуынан туындауы мүмкін деп санайды, мысалы, массивті гравитация, яғни гравитонның өзіне масса тән. GW170817 гравитациялық толқын оқиғасы арқылы гравитация жылдамдығын өлшеу, қара энергияның баламалы түсіндірмелері ретінде қарастырылған көптеген модификацияланған гравитация теорияларын жоққа шығарды. Космолог Сикси Расенен ұсынған кері әсер гипотезасы бойынша, кеңею жылдамдығы біртекті емес, ал Жер кеңеюдің фондық деңгейден жоғары жылдамдықта жүретін аймақта орналасқан. Ерте ғаламдағы біртектіліктер қабырғалар мен көпіршіктердің пайда болуына әкеледі, көпіршіктердің ішіндегі материяның тығыздығы орташа деңгейден төмен болады. Жалпы салыстырмалылық теориясына сәйкес, кеңістік қабырғаларға қарағанда аз иілген, сондықтан көлемі артық және кеңею жылдамдығы жоғары. Тығыз аймақтарда кеңею жоғары гравитациялық тартым күшімен тежеледі. Сондықтан тығыз аймақтардың ішкі құлауы, көпіршіктердің үдемелі кеңеюімен бірдей көрінеді, бұл ғаламның үдемелі кеңеюде екенін білдіреді. Бұл гипотезаның артықшылығы – қара энергия сияқты жаңа физикалық құбылыстарды қажет етпеуі. Расенен бұл модельді ықтимал деп санамайды, бірақ оны жоққа шығаратын дәлелдер болмағандықтан, ол мүмкіндік ретінде қалуы керек. Оның жұмыс істеуі үшін тығыздық ауытқуларының үлкен (20%) болуы қажет. Басқа бір тәсіл, эквиваленттік принципінің космологиялық кеңейтілуі арқылы, біздің жергілікті шоғырымызды қоршап тұрған кеңістіктің бос кеңістіктерінде кеңею жылдамдығының жоғарылауын көрсетуге болады. Бұл әсерлер әлсіз болғанымен, миллиардтаған жылдар бойы жинақталып, маңызды болуы мүмкін, ғарыштық үдемелі кеңеюдің иллюзиясын тудырып, біз Хаббл көпіршігінде өмір сүріп жатқандай сезімге келтіреді. Тағы бір мүмкіндік – ғаламның үдемелі кеңеюі біздің ғаламның қалған бөлігіне қатысты қозғалысымыздың салдарынан туындаған иллюзия болуы мүмкін, немесе қолданылған суперновалардың үлгісінің көлемі жеткіліксіз болды.
Ғаламға әсер ететін теориялар
Ғалам кеңейген сайын сәулелену мен қараңғы материяның тығыздығы, қараңғы энергияның тығыздығынан гөрі жылдам төмендейді (теңдеудің күйін қараңыз) және, соңында, қараңғы энергия басымдыққа ие болады. Атап айтқанда, ғаламның масштабы екі еселенгенде, материяның тығыздығы 8 есеге төмендейді, ал қараңғы энергияның тығыздығы шамалы өзгереді (қараңғы энергия космологиялық тұрақты болса, ол дәл тұрақты болады). Нөлдік емес космологиялық тұрақтыға ие, үнемі кеңейіп жатқан ғаламда масса тығыздығы уақыт өте келе азаяды. Мұндай жағдайда, қазіргі түсінік бойынша, барлық материя ионданып, электрондар және нейтринолар сияқты оқшауланған тұрақты бөлшектерге ыдырайды, ал барлық күрделі құрылымдар жоғалады. Бұл сценарий "ғаламның жылу өлімі" (сонымен қатар "Ұлы Мұздау" деп те аталады) деп белгілі. Ғаламның соңғы тағдырына қатысты басқа нұсқаларға жоғарыда айтылған Ұлы Жыртылу, Ұлы Секіру немесе Ұлы Қысылу жатады.