Lý thuyết

Nghiên cứu khoa học lý thuyết về số phận cuối cùng của vũ trụ đã trở thành có thể với thuyết tương đối rộng của Albert Einstein năm 1916. Thuyết tương đối rộng có thể được sử dụng để miêu tả vũ trụ ở quy mô lớn nhất có thể. Có nhiều nghiệm số khả dĩ cho các phương trình của thuyết tương đối rộng, và mỗi nghiệm số cho ra một số phận có thể xảy ra của vũ trụ. Alexander Friedman đã đưa ra một số nghiệm số như vậy năm 1922, còn Georges Lemaître thì làm vào năm 1927[4]. Một số trong số nghiệm đó là, vũ trụ đã mở rộng từ một điểm kỳ dị ban đầu, có nghĩa là, về cơ bản, là Vụ Nổ Lớn.

Quan sát

Bằng chứng quan sát chưa có nhiều. Năm 1931, Edwin Hubble đã công bố kết luận của mình, dựa trên những quan sát các ngôi sao biến quang Cepheid ở những thiên hà xa xôi, rằng vũ trụ đang mở rộng. Từ đó về sau, sự khởi đầu của vũ trụ và sự kết thúc có thể xảy ra đã trở thành những chủ đề khám phá khoa học nghiêm túc.

Vụ Nổ Lớn và các thuyết Trạng thái ổn định

Năm 1931, Georges-Henri Lemaître đặt ra một giả thuyết mà từ đó đã được gọi là thuyết Vụ Nổ Lớn về nguồn gốc của vũ trụ. Năm 1948, Fred Hoyle đặt ra thuyết Trạng thái Ổn định của mình trong đó vũ trụ tiếp tục mở rộng nhưng về mặt thống kê vẫn không hề thay đổi bởi các vật chất mới liên tục được tạo ra. Hai thuyết này là những đối thủ chính của nhau cho tới tận khám phá năm 1965 của Arno Penzias và Robert Wilson, về bức xạ nền vi sóng vũ trụ, một thực tế khẳng định dự đoán của thuyết Vụ Nổ Lớn, điều mà thuyết Trạng thái Ổn định không thể giải thích. Nhờ vậy, thuyết Vụ Nổ Lớn lập tức trở thành quan điểm được chấp nhận rộng rãi nhất về nguồn gốc vũ trụ. Tuy nhiên, cũng cần lưu ý rằng, trong hình thức mới nhất của mình, QSSC (Quasi-Steady State Cosmology, Vũ trụ học Trạng thái Tựa Ổn định), thuyết Trạng thái Ổn định giải thích bức xạ nền vi sóng vũ trụ như là ánh sáng từ ngôi sao đã nhiệt hoá, và toán học rất chính xác - mà dự báo ước tính của George Gamow từ mười lăm năm trước về 5-10K không đúng. Vấn đề là tìm ra được một lực có thể hấp thụ và tái bức xạ ở tần số vi sóng: giả thuyết cho rằng cacbon và sắt đảm nhiệm việc này và hơi toả ra từ các siêu sao đang cô đặc lạnh đi chậm thế nào.[5]

Hằng số vũ trụ

Khi Einstein trình bày thuyết tương đối rộng, ông và các đồng nghiệp của ông tin vào một vũ trụ tĩnh. Khi Einstein tìm ra rằng các biểu thức của ông có thể dễ dàng được giải theo cách để cho vũ trụ đang mở rộng, và sẽ co lại trong một tương lai xa, ông đã đưa vào trong những biểu thức đó cái mà ông gọi là một hằng số vũ trụ, chính là hằng số mật độ năng lượng không bị ảnh hưởng bởi bất kỳ một sự mở rộng hay co lại nào, vai trò của nó là để bù lại tác động của trọng trường trong vũ trụ như một khối tổng thể theo cách mà vũ trụ sẽ luôn tĩnh. Sau khi Hubble thông báo kết luận của mình rằng vũ trụ đang mở rộng, Einstein đã viết rằng hằng số vũ trụ là "sai lầm lớn nhất" của ông.

Tham số mật độ

Một tham số quan trọng trong lý thuyết về số phận của vũ trụ là tham số mật độ, Omega (Ω), được xác định là tỷ số của mật độ vật chất vũ trụ trung bình với giá trị tới hạn của mật độ đó. Nó dẫn đến một trong ba mô hình vũ trụ có thể xảy ra dựa trên khả năng Ω là bằng, nhỏ hơn hay lớn hơn 1. Tương ứng, chúng được gọi là mô hình vũ trụ phẳng, vũ trụ 0mở và vũ trụ đóng. Ba trạng thái đó nói tới mô hình tổng thể của vũ trụ, chứ không phải sự cong cục bộ của không-thời gian gây ra bởi các đám vật chất nhỏ hơn (ví dụ, ở các thiên hà và các ngôi sao). Nếu trong vũ trụ chủ yếu là các vật chất trơ, như trong các mô hình bụi phổ biến trong hầu hết thế kỷ 20, sẽ có một số phận riêng biệt tuỳ theo mỗi mô hình. Vì thế các nhà vũ trụ học tìm cách xác định số phận vũ trụ bằng cách đo Ω, hay một cách tương đương là mức độ đang giảm đi của sự mở rộng vũ trụ.

Lực đẩy

Bắt đầu từ năm 1998, các quan sát các sao siêu mới trong các thiên hà xa xôi cho thấy sự phù hợp với một vũ trụ mà sự giãn nở đang tăng tốc. Lý thuyết vũ trụ sau đó đã được thiết kế lại để cho phép sự tăng tốc có thể này, gần như luôn bởi sự tác động của năng lượng tối, mà ở hình thức đơn giản nhất của nó chỉ là một hằng số vũ trụ dương. Nói chung năng lượng tối là một thuật ngữ bao gồm toàn bộ cho bất kỳ một trường lý thuyết nào với áp suất âm, thường với một mật độ biến đổi khi vũ trụ mở rộng.