মহাবিশ্বের চূড়ান্ত পরিণতি

মহাবিশ্বের চূড়ান্ত পরিণতি (ইংরেজি: Ultimate fate of the Universe) আধুনিক ভৌত বিশ্বতত্ত্বের একটি অতি গুরুত্বপূর্ণ আলোচিত বিষয়। মহাবিশ্বের আদৌ কোন পরিণতি বা শেষ আছে কি-না এবং থাকলেও তা ঠিক কি-রকম হতে পারে এ নিয়েই এই বিষয়ে আলোচনা করা হয়। মহাবিশ্বের সৃষ্টি সম্বন্ধে যখনই মহা বিস্ফোরণ তত্ত্ব জনপ্রিয়তা লাভ করেছে তখনই এর পরিণতি অবশ্যম্ভাবী হয়ে দেখা দিয়েছে। মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের হার এবং এর অভ্যন্তরস্থ পদার্থসমূহের গড় ঘনত্বের উপরই এই পরিণতি নির্ভর করছে।

উদীয়মান বৈজ্ঞানিক ভিত্তি

তত্ত্ব

অ্যালবার্ট আইনস্টাইনের ১৯১৫ সালের সাধারণ আপেক্ষিকতার তত্ত্বের মাধ্যমে মহাবিশ্বের চূড়ান্ত ভাগ্যের তাত্ত্বিক বৈজ্ঞানিক অনুসন্ধান সম্ভব হয়েছিল। সাধারণ আপেক্ষিকতা সবচেয়ে বড় সম্ভাব্য স্কেলে মহাবিশ্বকে বর্ণনা করার জন্য নিযুক্ত করা যেতে পারে। সাধারণ আপেক্ষিকতার সমীকরণের বেশ কয়েকটি সম্ভাব্য সমাধান রয়েছে এবং প্রতিটি সমাধান মহাবিশ্বের একেকটি সম্ভাব্য চূড়ান্ত ভাগ্যকে বোঝায়।

আলেকজান্ডার ফ্রিডম্যান ১৯২২ সালে বেশ কয়েকটি সমাধান প্রস্তাব করেছিলেন। ১৯২৭ সালে জর্জ ল্যমেত্র্‌ ও কয়েকটি করেছিলেন ^[১] এই সমাধানগুলির মধ্যে কয়েকটিতে, মহাবিশ্ব একটি প্রাথমিক এককতা থেকে প্রসারিত হয়েছে যা মূলত 'বিগ ব্যাং' নামে পরিচিত।

পর্যবেক্ষণ

১৯২৯ সালে, এডউইন হাবল দূরবর্তী ছায়াপথের শেফালী বিষমতারার পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে তার বক্তব্যের উপসংহার প্রকাশ করেছিলেন যে মহাবিশ্ব প্রসারিত হচ্ছে। সেই সময় থেকে, মহাবিশ্বের শুরু এবং এর সম্ভাব্য সমাপ্তি গুরুতর বৈজ্ঞানিক তদন্তের বিষয় হয়ে উঠেছে।

বিগ ব্যাং এবং স্টেডি স্টেট তত্ত্ব

১৯২৭ সালে, জর্জ ল্যমেত্র্‌ একটি তত্ত্ব তৈরি করেছিলেন যা তখন থেকে মহাবিশ্বের উৎপত্তির বিগ ব্যাং তত্ত্ব নামে পরিচিত। ^[১] ১৯৪৮ সালে, ফ্রেড হয়েল তার বিরোধী স্টেডি স্টেট তত্ত্ব তৈরি করেছিলেন যেখানে মহাবিশ্ব ক্রমাগত সম্প্রসারিত হয় কিন্তু পরিসংখ্যানগতভাবে অপরিবর্তিত থাকে কারণ সর্বদা নতুন পদার্থ তৈরি হয়। ১৯৬৫ সালে মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ (আবিষ্কারক আরনো পেনজিয়াস এবং রবার্ট উইলসন )আবিষ্কারের আগে পর্যন্ত এই দুটি তত্ত্ব পরস্পরের সক্রিয় প্রতিযোগী ছিল । স্টেডি স্টেট তত্ত্বে এর কোনো ব্যাখ্যা ছিল না। অপরদিকে বিগ ব্যাং তত্ত্ব এবং এই আবিষ্কার পরস্পরের সমর্থন করে। ফলস্বরূপ, মহাবিস্ফোরণ তত্ত্ব দ্রুত মহাবিশ্বের উৎপত্তির সবচেয়ে উল্লেখযোগ্য ব্যাখ্যায় পরিণত হয়।

মহাজাগতিক ধ্রুবক

আইনস্টাইন এবং তার সমসাময়িকরা একটি স্থির মহাবিশ্বে বিশ্বাস করতেন। যখন আইনস্টাইন দেখেন যে তার সাধারণ আপেক্ষিকতার সমীকরণগুলি সহজেই এমনভাবে সমাধান করা যেতে পারে যাতে মহাবিশ্ব বর্তমান সময়ে সম্প্রসারিত হতে পারে এবং সুদূর ভবিষ্যতে সংকুচিত হতে পারে, তখন তিনি সেই সমীকরণগুলিতে যোগ করেছিলেন মহাজাগতিক ধ্রুবক ⁠— ⁠মূলত একটি ধ্রুবক শক্তির ঘনত্ব, কোনো সম্প্রসারণ বা সংকোচন দ্বারা প্রভাবিত না ⁠— যার ভূমিকা ছিল মহাবিশ্বের উপর মহাকর্ষের প্রভাবকে এমনভাবে অফসেট করা যাতে মহাবিশ্ব স্থির থাকে। যাইহোক, হাবল তার উপসংহার ঘোষণা করার পর আইনস্টাইনলেখেন যে মহাজাগতিক ধ্রুবক ছিল "আমার জীবনের সবচেয়ে বড় ভুল।" ^[২]

ঘনত্ব পরামিতি

মহাবিশ্ব তত্ত্বের ভাগ্যের একটি গুরুত্বপূর্ণ প্যারামিটার হল ঘনত্বের প্যারামিটার, ওমেগা ( $\Omega$ ), মহাবিশ্বের গড় পদার্থের ঘনত্ব হিসাবে সংজ্ঞায়িত করা হয় যে ঘনত্বের একটি সমালোচনামূলক মান দ্বারা বিভক্ত। এটি নির্ভর করে তিনটি সম্ভাব্য জ্যামিতির মধ্যে একটি নির্বাচন করে $\Omega$ সমান, কম বা বড় $1$ এর চেয়ে। এগুলোকে যথাক্রমে সমান, খোলা ও বন্ধ মহাবিশ্ব বলা হয়। এই তিনটি বিশেষণ মহাবিশ্বের সামগ্রিক জ্যামিতিকে নির্দেশ করে, এবং ছোট ছোট ভরের (উদাহরণস্বরূপ, ছায়াপথ এবং তারা ) দ্বারা সৃষ্ট স্থানকালের স্থানীয় বক্ররেখাকে নয়। যদি মহাবিশ্বের প্রাথমিক বিষয়বস্তু জড় পদার্থ হয়, যেমনটি বিংশ শতকের বেশিরভাগ সময় জনপ্রিয় ধূলিকণা মডেলগুলিতে, প্রতিটি জ্যামিতির একটি নির্দিষ্ট ভাগ্য রয়েছে। তাই কসমোলজিস্টদের লক্ষ্য ছিল Ω পরিমাপ করে , অথবা সমতুল্যভাবে যে হারে সম্প্রসারণ কমছিল তাতে মহাবিশ্বের ভাগ্য নির্ধারণ করা।

বিকর্ষণ শক্তি

১৯৯৮ থেকে শুরু করে, দূরবর্তী ছায়াপথগুলিতে সুপারনোভাগুলির পর্যবেক্ষণগুলিকে একটি মহাবিশ্বের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ ^[৩] হিসাবে ব্যাখ্যা করা হয়েছে যার প্রসারণ ত্বরান্বিত হচ্ছে । পরবর্তী মহাজাগতিক তত্ত্বকে এমনভাবে ডিজাইন করা হয়েছে যাতে এই সম্ভাব্য ত্বরণের অনুমতি দেওয়া যায়, প্রায় সবসময়ই তমোশক্তির সাহায্যে, যা তার সহজতম আকারে কেবলমাত্র একটি ইতিবাচক মহাজাগতিক ধ্রুবক। সাধারণভাবে, ডার্ক এনার্জি হল নেতিবাচক চাপ সহ যেকোন অনুমানকৃত ক্ষেত্রের জন্য একটি ক্যাচ-অল শব্দ, যার ঘনত্ব মহাবিশ্ব প্রসারিত হওয়ার সাথে সাথে পরিবর্তিত হয়। কিছু কসমোলজিস্ট অধ্যয়ন করছেন যে অন্ধকার শক্তি যা সময়ের সাথে পরিবর্তিত হয় (প্রাথমিক মহাবিশ্বে একটি স্কেলার ক্ষেত্রের কারণে এটির একটি অংশের কারণে) সৃষ্টিতত্ত্বের সংকট সমাধান করতে পারে কিনা। ^[৪] ইউক্লিড, ন্যান্সি গ্রেস রোমান এবং জেমস ওয়েব স্পেস টেলিস্কোপ (এবং পরবর্তী প্রজন্মের গ্রাউন্ড-ভিত্তিক টেলিস্কোপ থেকে পাওয়া তথ্য) থেকে আসন্ন গ্যালাক্সি সমীক্ষাগুলি অন্ধকার শক্তি সম্পর্কে আমাদের জ্ঞানের আরও বিকাশ ঘটাবে বলে আশা করা হচ্ছে।^[৫]

মহাবিশ্বের আকৃতির ভূমিকা

বেশিরভাগ মহাজাগতিকদের বর্তমান বৈজ্ঞানিক সম্মতি হল যে মহাবিশ্বের চূড়ান্ত ভাগ্য নির্ভর করে এর সামগ্রিক আকারের উপর, এতে কতটা তমোশক্তি রয়েছে এবং অবস্থার সমীকরণের উপর যা নির্ধারণ করে যে ডার্ক এনার্জির ঘনত্ব মহাবিশ্বের সম্প্রসারণে কীভাবে প্রতিক্রিয়া দেয়। ^[৬] সাম্প্রতিক পর্যবেক্ষণগুলি উপসংহারে পৌঁছেছে যে, বিগ ব্যাং-এর ৮৫০ কোটি বছর পর থেকে, মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের হার সম্ভবত উন্মুক্ত মহাবিশ্ব তত্ত্বের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণভাবে বৃদ্ধি পাচ্ছে। ^[৭] যাইহোক, উইলকিনসন মাইক্রোওয়েভ অ্যানিসোট্রপি প্রোব দ্বারা করা পরিমাপ থেকে মনে হয় যে মহাবিশ্ব হয় সমান বা তার খুব কাছাকাছি। ^[৮]

বদ্ধ মহাবিশ্ব

যদি $\Omega >1$ হয় সেক্ষেত্রে মহাশূন্যের জ্যামিতি একটি গোলকের পৃষ্ঠের মত বন্ধ হবে। একটি ত্রিভুজের কোণের সমষ্টি ১৮০ ডিগ্রি অতিক্রম করে এবং কোন সমান্তরাল রেখা নেই; সব রেখা অবশেষে মিলিত হয়। মহাবিশ্বের জ্যামিতি, অন্তত একটি খুব বড় স্কেলে, উপবৃত্তাকার ।

একটি বদ্ধ মহাবিশ্বে, মাধ্যাকর্ষণ শেষ পর্যন্ত মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ বন্ধ করে দেয়, যার পরে এটি সংকুচিত হতে শুরু করে যতক্ষণ না মহাবিশ্বের সমস্ত পদার্থ একটি বিন্দুতে এসে পড়ে, এই চূড়ান্ত এককতাকে বলা যেতে পারে" বিগ ক্রাঞ্চ ", বিগ ব্যাং এর বিপরীত। যাইহোক, যদি মহাবিশ্বে ডার্ক এনার্জি থাকে, তবে ফলস্বরূপ বিকর্ষণকারী শক্তি মহাবিশ্বের সম্প্রসারণ চিরকাল অব্যাহত রাখার জন্য যথেষ্ট হতে পারে - এমনকি যদি $\Omega >1$ হয় সেক্ষেত্রেও।^[৯] এটি বর্তমানে গৃহীত Lambda-CDM মডেলের ক্ষেত্রে হয়, যেখানে পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে অন্ধকার শক্তি পাওয়া যায় যা মহাবিশ্বের মোট শক্তির পরিমাণের প্রায় ৬৮%। ল্যাম্বডা-সিডিএম মডেল অনুসারে, অন্ধকার শক্তির প্রভাবগুলি কাটিয়ে ওঠার জন্য এবং মহাবিশ্ব শেষ পর্যন্ত সংকুচিত হওয়ার জন্য মহাবিশ্বের গড় পদার্থের ঘনত্ব তার পরিমাপ করা মানের থেকে প্রায় সতের গুণ বেশি হওয়া দরকার। যদিও ল্যাম্বডা-সিডিএম মডেল অনুসারে, বস্তুর ঘনত্বের যেকোনো বৃদ্ধির ফলে $\Omega >1$ হবে.

মুক্ত মহাবিশ্ব

যদি $\Omega <1$ হয় সেক্ষেত্রে স্থানের জ্যামিতি খোলা, অর্থাৎ, ঘোড়ার জিন বা স্যাডেলের পৃষ্ঠের মতো নেতিবাচকভাবে বাঁকা। একটি ত্রিভুজের কোণগুলির যোগফল ১৮০ ডিগ্রির কম, এবং যে রেখাগুলি মিলিত হয় না সেগুলি কখনই সমান দূরত্বে থাকে না; তাদের সর্বনিম্ন দূরত্বের একটি বিন্দু থাকে অন্যথায় আলাদা হয়ে যায়। এই ধরনের একটি মহাবিশ্বের জ্যামিতি অধিবৃত্তীয় । ^[১০]

এমনকি তমোশক্তি ছাড়াও, একটি নেতিবাচকভাবে বাঁকা মহাবিশ্ব চিরকালের জন্য প্রসারিত হয়, মাধ্যাকর্ষণ অত্যন্ত তুচ্ছ হারে সম্প্রসারণের হারকে ধীর করে। তমোশক্তি থাকলে এক্ষেত্রে সম্প্রসারণ কেবল অব্যাহত থাকে না একইসাথে ত্বরান্বিত হয়। অন্ধকার শক্তি সহ একটি উন্মুক্ত মহাবিশ্বের চূড়ান্ত ভাগ্য হয় সর্বজনীন তাপ মৃত্যু বা একটি " বিগ রিপ " ^[১১] ^[১২] ^[১৩] ^[১৪] যেখানে অন্ধকার শক্তির কারণে সৃষ্ট ত্বরণ শেষ পর্যন্ত এত শক্তিশালী হয়ে ওঠে যে এটি মহাকর্ষীয়, ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক এবং সবল নিউক্লিয় বল বাঁধাই শক্তির প্রভাবগুলিকে সম্পূর্ণরূপে পরাস্ত করে। বিপরীতভাবে, একটি নেতিবাচক মহাজাগতিক ধ্রুবক, যা একটি নেতিবাচক শক্তির ঘনত্ব এবং ধনাত্মক চাপের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ, এমনকি একটি উন্মুক্ত মহাবিশ্বকেও বিগ ক্রাঞ্চ এ পতন ঘটাবে।

সমান মহাবিশ্ব

যদি মহাবিশ্বের গড় ঘনত্ব ঠিক সংকট ঘনত্বের সমান হয় অর্থাৎ $\Omega =1$ , তাহলে মহাবিশ্বের জ্যামিতি সমতল: ইউক্লিডীয় জ্যামিতির মতো, একটি ত্রিভুজের কোণের সমষ্টি হল ১৮০ ডিগ্রি এবং সমান্তরাল রেখাগুলি ক্রমাগত একই দূরত্ব বজায় রাখে। উইলকিনসন মাইক্রোওয়েভ অ্যানিসোট্রপি প্রোবের পরিমাপ নিশ্চিত করেছে যে মহাবিশ্ব ০.৪% ত্রুটির মার্জিনের মধ্যে সমতল। ^[৮]

অন্ধকার শক্তির অনুপস্থিতিতে, একটি সমান মহাবিশ্ব চিরকালের জন্য প্রসারিত হয় কিন্তু প্রসারণের হার সমানে কমতে থাকে, সম্প্রসারণ অচিহ্নিতভাবে শূন্যের কাছাকাছি পৌছে যায়। তমশক্তি থাকলে, মহাকর্ষের প্রভাবের কারণে মহাবিশ্বের সম্প্রসারণের হার প্রথমে ধীর হয়ে যায়, কিন্তু শেষ পর্যন্ত বৃদ্ধি পায় এবং মহাবিশ্বের চূড়ান্ত ভাগ্য একটি মুক্ত মহাবিশ্বের মতোই হয়ে যায়।

মহাবিশ্বের শেষ সম্পর্কে তত্ত্বসমূহ

মহাবিশ্বের ভাগ্য তার ঘনত্ব দ্বারাও নির্ধারিত হতে পারে। প্রসারণের হার এবং ভর ঘনত্বের পরিমাপের উপর ভিত্তি করে আজ অবধি প্রমাণের প্রাধান্য এমন একটি মহাবিশ্বের পক্ষপাতী যেটি অনির্দিষ্টকালের জন্য প্রসারিত হতে থাকবে, যার ফলে নিম্নলিখিত "বিগ ফ্রিজ" দৃশ্যকল্প দেখা দেবে। ^[১৫] যাইহোক, পর্যবেক্ষণগুলি চূড়ান্ত নয় এবং বিকল্প মডেলগুলি এখনও সম্ভব।

তাপ মৃত্যু বা বিগ ফ্রিজ

মহাবিশ্বের তাপ মৃত্যু, যা বিগ ফ্রিজ (বা বিগ চিল) নামেও পরিচিত, এমন একটি দৃশ্যকল্প যার অধীনে ক্রমাগত সম্প্রসারণের ফলে এমন একটি মহাবিশ্ব দেখা যায় যা লক্ষণীয়ভাবে পরম শূন্য তাপমাত্রার কাছে চলে যায়। ^[১৬] এই দৃশ্যের অধীনে, মহাবিশ্ব অবশেষে সর্বাধিক এনট্রপির একটি অবস্থায় পৌঁছবে যেখানে সবকিছু সমানভাবে বিতরিত করা হয়েছে এবং কোনও শক্তি গ্রেডিয়েন্ট নেই (যা তথ্য প্রক্রিয়াকরণ বজায় রাখার জন্য প্রয়োজন, যার একটি রূপ হল জীবন )। এই দৃশ্যকল্প সবচেয়ে সম্ভাব্য বলে মনে করা হয়। ^[১৭]

এই পরিস্থিতিতে, নক্ষত্রগুলি সাধারণত ১০ ^১২ থেকে ১০^১৪ (১-১০০ ট্রিলিয়ন) বছর ধরে তৈরি হবে বলে মনে হয়, কিন্তু অবশেষে তারা গঠনের জন্য প্রয়োজনীয় গ্যাসের সরবরাহ শেষ হয়ে যাবে। বিদ্যমান নক্ষত্রের জ্বালানি ফুরিয়ে যাওয়ায় এবং জ্বলতে থাকা বন্ধ হয়ে যাওয়ায়, মহাবিশ্ব ধীরে ধীরে অন্ধকার হয়ে উঠবে। অবশেষে ব্ল্যাক হোল গুলি মহাবিশ্বের উপর আধিপত্য বিস্তার করবে, কিন্তু সময়ের সাথে তারাও অদৃশ্য হবে কারণ এগুলি হকিং বিকিরণ নির্গত করে। ^[১৮] অসীম সময়ের সঙ্গে, পয়নকারে পুনরাবৃত্তি উপপাদ্য, তাপীয় ওঠানামা, ^[১৯] ^[২০] এবং ফ্লাকচুয়েশন উপপাদ্য দ্বারা একটি স্বতঃস্ফূর্ত এনট্রপি হ্রাস ঘটতে পারে। ^[২১]

তাপ মৃত্যুর দৃশ্যকল্প তিনটি স্থানিক মডেলের সবকটির সাথেই সামঞ্জস্যপূর্ণ, তবে এর জন্য মহাবিশ্বের সর্বনিম্ন তাপমাত্রায় পৌঁছানো প্রয়োজন। ^[২২] তমোশক্তি ছাড়া, এটি শুধুমাত্র সমতল বা হাইপারবোলিক জ্যামিতির অধীনে ঘটতে পারে। একটি ইতিবাচক মহাজাগতিক ধ্রুবক সহ, এটি একটি বদ্ধ মহাবিশ্বেও ঘটতে পারে।

বিগ রিপ

বর্তমান হাবল ধ্রুবক মহাবিশ্বের ত্বরণের হারকে সংজ্ঞায়িত করে যা গ্যালাক্সির মতো স্থানীয় মন্ডলীকে ধ্বংস করার জন্য যথেষ্ট বড় নয়( যেগুলো মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা একত্রিত থাকে), কিন্তু তাদের মধ্যে স্থান বাড়ানোর জন্য যথেষ্ট বড়। হাবলের ধ্রুবক থেকে অসীম পর্যন্ত একটি অবিচ্ছিন্ন বৃদ্ধির ফলে মহাবিশ্বের সমস্ত বস্তুগত পদার্থ হবে, গ্যালাক্সি থেকে শুরু করে এবং অবশেষে (একটি সীমিত সময়ে) সমস্ত রূপ, তা যতই ছোট হোক না কেন, বিচ্ছিন্ন প্রাথমিক কণা, বিকিরণ এবং তার বাইরেও। শক্তির ঘনত্ব, স্কেল ফ্যাক্টর এবং প্রসারণের হার অসীম হয়ে যাওয়ার সাথে সাথে মহাবিশ্ব কার্যকরভাবে একটি এককতা হিসাবে শেষ হবে।

ফ্যান্টম ডার্ক এনার্জির বিশেষ ক্ষেত্রে, যেটি নেতিবাচক গতিশক্তির অনুমিত হয়েছে যা অন্যান্য মহাজাগতিক ধ্রুবকের পূর্বাভাসের তুলনায় উচ্চতর ত্বরণের হার হবে, একটি আরও আকস্মিক বড় ছিদ্র ঘটতে পারে।

বিগ ক্রাঞ্চ

বিগ ক্রাঞ্চ হাইপোথিসিস হল মহাবিশ্বের চূড়ান্ত ভাগ্যের একটি প্রতিসম দৃষ্টিভঙ্গি। যেভাবে তাত্ত্বিক বিগ ব্যাং একটি মহাজাগতিক সম্প্রসারণ হিসাবে শুরু হয়েছিল, এই তত্ত্বটি অনুমান করে যে মহাবিশ্বের গড় ঘনত্ব তার সম্প্রসারণ বন্ধ করার জন্য যথেষ্ট হবে এবং মহাবিশ্ব সংকোচন শুরু করবে। এর ফলাফল অজানা; সাধারণ অনুমানে মহাবিশ্বের সমস্ত পদার্থ এবং স্থানকাল বিগ ব্যাং দিয়ে কীভাবে মহাবিশ্বের সূচনা হয়েছিল তা একটি মাত্রাবিহীন এককতায় পতিত হবে, তবে এই স্কেলে অজানা কোয়ান্টাম প্রভাবগুলি বিবেচনা করা দরকার ( কোয়ান্টাম মহাকর্ষ দেখুন)। সাম্প্রতিক প্রমাণগুলি পরামর্শ দেয় যে এই দৃশ্যটি অসম্ভাব্য কিন্তু বাতিল করা হয়নি, কারণ পরিমাপগুলি কেবলমাত্র তুলনামূলকভাবে অল্প সময়ের জন্য উপলব্ধ ছিল এবং ভবিষ্যতে তার বিপরীত ঘটতে পারে। ^[১৭]

এই দৃশ্যটি পূর্ববর্তী মহাবিশ্বের বিগ ক্রাঞ্চের পরপরই নতুন একটি বিশ্বের বিগ ব্যাং ঘটতে দেয়। এই ঘটনা বারবার ঘটলে, একটি চক্রীয় মডেল তৈরি হয়, যা একটি কম্পানশীল মহাবিশ্ব নামেও পরিচিত। মহাবিশ্ব তখন সসীম মহাবিশ্বের একটি অসীম ক্রম নিয়ে গঠিত হতে পারে, প্রতিটি সসীম মহাবিশ্ব একটি বিগ ক্রাঞ্চ দিয়ে শেষ হয় যা একই সঙ্গে পরবর্তী মহাবিশ্বের বিগ ব্যাংও।

বিগ বাউন্স

বিগ বাউন্স হল পরিচিত মহাবিশ্বের শুরুর সাথে সম্পর্কিত একটি তাত্ত্বিক বৈজ্ঞানিক মডেল। এটি দোলক মহাবিশ্ব বা বিগ ব্যাং-এর চক্রীয় পুনরাবৃত্তি ব্যাখ্যা থেকে উদ্ভূত যেখানে প্রথম মহাজাগতিক ঘটনাটি পূর্ববর্তী মহাবিশ্বের পতনের ফলাফল ছিল।

সৃষ্টিতত্ত্বের বিগ ব্যাং তত্ত্বের একটি সংস্করণ অনুসারে, শুরুতে মহাবিশ্বের অসীম ঘনত্ব ছিল। এই ধরনের বর্ণনা অন্যান্য ব্যাপকভাবে স্বীকৃত তত্ত্বের সাথে বিরোধপূর্ণ বলে মনে হয়, বিশেষ করে কোয়ান্টাম মেকানিক্স এবং এর অনিশ্চয়তা নীতির সাথে । ^[২৩] অতএব, কোয়ান্টাম মেকানিক্স বিগ ব্যাং তত্ত্বের একটি বিকল্প সংস্করণের জন্ম দিয়েছে, বিশেষ করে যে মহাবিশ্ব অস্তিত্বের মধ্যে সুড়ঙ্গ করেছে এবং ক্লাসিক্যাল পদার্থবিদ্যা দ্বারা নিয়ন্ত্রিত পদ্ধতিতে বিকশিত হওয়ার আগে কোয়ান্টাম মেকানিক্সের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ একটি সসীম ঘনত্ব ছিল। ^[২৩] এছাড়াও, যদি মহাবিশ্ব বদ্ধ হয়, তবে এই তত্ত্বটি ভবিষ্যদ্বাণী করবে যে একবার এই মহাবিশ্বের পতন হলে এটি একটি সর্বজনীন এককতা পৌঁছানোর পরে বা একটি বিকর্ষণকারী কোয়ান্টাম বল পুনরায় সম্প্রসারণ ঘটায় বিগ ব্যাং-এর মতো একটি ঘটনায় আরেকটি মহাবিশ্বের জন্ম দেবে।

সহজ ভাষায়, এই তত্ত্বটি বলে যে মহাবিশ্ব ক্রমাগত একটি বিগ ব্যাং তারপর একটি বিগ ক্রাঞ্চ এই চক্রের পুনরাবৃত্তি করবে।

মহাজাগতিক অনিশ্চয়তা

এখন পর্যন্ত বর্ণিত প্রতিটি সম্ভাবনা অন্ধকার শক্তির অবস্থার সমীকরণের একটি খুব সহজ ধরণের উপর ভিত্তি করে। যাইহোক, নামটি ঠিক যেমন বলে, তমোশক্তির পদার্থবিদ্যা সম্পর্কে আমরা খুব কমই জানি। যদি মহাজাগতিক স্ফীতির তত্ত্বটি সত্য হয়, মহাবিশ্ব মহাবিস্ফোরণের প্রথম মুহুর্তে অন্ধকার শক্তির একটি ভিন্ন রূপের দ্বারা প্রভাবিত একটি পর্বের মধ্য দিয়ে গেছে, কিন্তু মুদ্রাস্ফীতি শেষ হয়েছে, যা বর্তমানের জন্য এখন পর্যন্ত অনুমান করা থেকে অনেক বেশি জটিল অবস্থার সমীকরণ নির্দেশ করে। এটা সম্ভব যে অন্ধকার শক্তির অবস্থার সমীকরণ আবার পরিবর্তিত হতে পারে, যার ফলে এমন একটি ঘটনা ঘটবে যার পরিণতি হবে যা ভবিষ্যদ্বাণী করা বা পরিমাপ করা অত্যন্ত কঠিন। যেহেতু ডার্ক এনার্জি এবং ডার্ক ম্যাটারের প্রকৃতি রহস্যময় এবং কাল্পনিক, মহাবিশ্বে তাদের আগত ভূমিকার সঙ্গে সম্পর্কিত সম্ভাবনাগুলি বর্তমানে অজানা।

আরও দেখুন

তথ্যসূত্র

↑ ^ক ^খ Lemaître, Georges (১৯২৭)। "Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques": 49–56। translated by A. S. Eddington: Lemaître, Georges (১৯৩১)। "Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and increasing radius accounting for the radial velocity of extra-galactic nebulæ": 483–490। ডিওআই:10.1093/mnras/91.5.483 ।
↑ Did Einstein Predict Dark Energy?, hubblesite.org
↑ Kirshner, Robert P. (১৩ এপ্রিল ১৯৯৯)। "Supernovae, an accelerating universe and the cosmological constant": 4224–4227। ডিওআই:10.1073/pnas.96.8.4224 । পিএমআইডি 10200242। পিএমসি 33557 ।
↑ Falk, Dan (২০২৩-১০-০৫)। "The 'least crazy' idea: Early dark energy could solve a cosmological conundrum"। Astronomy Magazine (ইংরেজি ভাষায়)। সংগ্রহের তারিখ ২০২৩-১১-১৪। Falk, Dan (2023-10-05). "The 'least crazy' idea: Early dark energy could solve a cosmological conundrum". Astronomy Magazine. Retrieved 2023-11-14.
↑ "Euclid overview"। www.esa.int (ইংরেজি ভাষায়)। সংগ্রহের তারিখ ২০২৩-১১-১৪।
↑ "WMAP – Fate of the Universe"। map.gsfc.nasa.gov।
↑ "Dark Energy, Dark Matter – Science Mission Directorate"। science.nasa.gov।
↑ ^ক ^খ "WMAP – Shape of the Universe"। map.gsfc.nasa.gov।
↑ Ryden, Barbara। Introduction to Cosmology। The Ohio State University। পৃষ্ঠা 56।
↑ Tegmark, Max (২০১৪)। Our Mathematical Universe: My Quest for the Ultimate Nature of Reality (1 সংস্করণ)। Knopf। আইএসবিএন 978-0307599803। Tegmark, Max (2014). Our Mathematical Universe: My Quest for the Ultimate Nature of Reality (1 ed.). Knopf. ISBN 978-0307599803.
↑ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc (২০০৯)। "The Physics of Cosmic Acceleration": 397–429। arXiv:0903.0866 । ডিওআই:10.1146/annurev-nucl-010709-151330।
↑ Caldwell, R.R.; Dave, R. (১৯৯৮)। "Cosmological Imprint of an Energy Component with General Equation-of-State": 1582–1585। arXiv:astro-ph/9708069 । ডিওআই:10.1103/PhysRevLett.80.1582।
↑ Caldwell, Robert R. (২০০২)। "A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state": 23–29। arXiv:astro-ph/9908168 । ডিওআই:10.1016/S0370-2693(02)02589-3।
↑ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc (২০০৩)। "Phantom Energy and Cosmic Doomsday": 071301। arXiv:astro-ph/0302506 । ডিওআই:10.1103/PhysRevLett.91.071301। পিএমআইডি 12935004।
↑ "WMAP – Fate of the Universe"। map.gsfc.nasa.gov। সংগ্রহের তারিখ ২০২৩-০৬-১৫।
↑ Glanz, James (১৯৯৮)। "Breakthrough of the year 1998. Astronomy: Cosmic Motion Revealed": 2156–2157। ডিওআই:10.1126/science.282.5397.2156a।
↑ ^ক ^খ Wang, Yun; Kratochvil, Jan Michael (২০০৪)। "Current observational constraints on cosmic doomsday": 006। arXiv:astro-ph/0409264 । ডিওআই:10.1088/1475-7516/2004/12/006।
↑ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (১৯৯৭)। "A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects": 337–372। arXiv:astro-ph/9701131 । ডিওআই:10.1103/RevModPhys.69.337।
↑ Tegmark, M. (মে ২০০৩)। "Parallel Universes": 40–51। arXiv:astro-ph/0302131 । ডিওআই:10.1038/scientificamerican0503-40। পিএমআইডি 12701329।
↑ Werlang, T.; Ribeiro, G. A. P. (২০১৩)। "Interplay Between Quantum Phase Transitions and the Behavior of Quantum Correlations at Finite Temperatures": 1345032। arXiv:1205.1046 । ডিওআই:10.1142/S021797921345032X।
↑ Linde, Andrei (২০০৭)। "Sinks in the landscape, Boltzmann brains and the cosmological constant problem": 022। arXiv:hep-th/0611043 । ডিওআই:10.1088/1475-7516/2007/01/022। সাইট সিয়ারX 10.1.1.266.8334 ।
↑ Yurov, A. V.; Astashenok, A. V. (২০০৮)। "Astronomical bounds on a future Big Freeze singularity": 205–212। arXiv:0705.4108 । ডিওআই:10.1134/S0202289308030018।
↑ ^ক ^খ Halliwell, J. J. (১৯৯১)। "Quantum cosmology and the creation of the universe": 76, 85। ডিওআই:10.1038/scientificamerican1291-76। ৯ ফেব্রুয়ারি ২০২৩ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ৩১ জুলাই ২০২৪।

বহিঃসংযোগ

Caldwell, R. R., Kamionski, M., and Weinberg, N. N., Phantom Energy and Cosmic Doomsday.
A Brief History of the End of Everything, a BBC 4 Radio series.
Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, Cosmological parameters.
Cosmology at Caltech.
Baez, John, 2004, The End of the Universe.
An in depth look at what the future holds for the universe.
Malm T.M., Spiral Rotation Model.