大撕裂是一种宇宙论假说，在2003年首度被发布，内容牵涉宇宙的终极命运。假说认为宇宙中的物质，从恒星和星系到原子和次原子粒子，乃至时空本身，都会在未来有限的时间内因宇宙加速膨胀而逐渐被撕裂，直到粒子间距无限增大。根据宇宙学标准模型，宇宙标度因子在未来有限的时间内会变得无限大，在宇宙常数占主导地位的未来，更会呈指数级增长。不过，这种膨胀在每时刻都相似（因此有指数律——在相同时间间隔内，局部体积的膨胀次数相同，特点是哈勃常数不变且很小，对任何有束缚的物质结构而言都能忽略。大撕裂情形中，哈勃常数会在有限时间内发散。

只有令假想质能（幻能量）具有难以置信的物理特性，才有可能到达突裂奇点（sudden rip singularity）。^[1]

概览

这假说的真实性取决于现有宇宙中暗能量的类型。会导致大撕裂的暗能量是不断增加的，称作幻能量。若宇宙中暗能量无限制增加，就能最终克服一切维系宇宙的力量；关键值是状态方程参数w，即暗能量压与能量密度之比。若${\displaystyle -1<w<0}$，则宇宙膨胀将趋于加速，而暗能量将随之消散，不会发生大撕裂。若${\displaystyle w<-1}$，则其密度将随宇宙膨胀而增加。

由幻能量主导的宇宙将是加速膨胀的宇宙，意味着可观测宇宙与宇宙视界将不断收缩——物体能影响观测者的距离变近，相互作用能传播的距离缩短。视界小于任何特定结构之后，结构的最远部分间便不能发生任何基本相互作用，可视作结构被“撕裂”。时间进程本身也将终止。这模型暗示，在有限时间之后将抵达最终的奇点，即“大撕裂”，当中可观测宇宙的大小收敛到零，所有距离都发散。

这假说的提出者是达特茅斯学院的Robert R. Caldwel，计算得从现在到大撕裂的时间为

${\displaystyle t_{\mathrm {rip} }-t_{0}\approx {\frac {2}{3\left|1+w\right|H_{0}{\sqrt {1-\Omega _{\mathrm {m} ))))))$

其中w如上述，${\displaystyle H_{0))$是哈勃常数，${\displaystyle \Omega _{m))$是目前宇宙所有物质的密度。

钱德拉X射线天文台对星系团速度的观测似表明，w的值约在−0.907到−1.075之间，意味着大撕裂不能被明确排除。（根据上述方程，若观测确定${\displaystyle -1.075<w<-1}$，则大撕裂最早会发生在1520亿年后）^[2]

示例

论文中，作者考虑了${\displaystyle w=-1.5,\ H_{0}=70{\rm {km/s/Mpc)),\ \Omega _{m}=0.3}$的假想情形。这时，大撕裂将发生于约220亿年后，星系将在之前2亿年开始相互分离。 大撕裂前6000万年，星系将开始解体，因为引力太弱。太阳系这样的行星系会在大撕裂前约3个月失去引力束缚，行星将飞入迅速膨胀的宇宙。最后几分钟，恒星和行星将被撕裂。原子大约在大撕裂前${\displaystyle 10^{-19))$秒被摧毁（首先因电子飞去而电离，然后原子核离解）。大撕裂时，时空本身都将被撕裂，宇宙标度因子将达到无穷大。^[3]

可观测宇宙

证据表明，我们的宇宙中w非常接近-1，所以w成了方程的支配项。w越接近-1，分母就越接近零，大撕裂就越遥远；而若w恰好等于-1，则无论${\displaystyle H_{0},\ \Omega _{m))$有多大，大撕裂都不会发生。

根据最新宇宙学数据，不确定性仍然很大，不能区分是${\displaystyle w<-1,\ w=-1,\ w>-1}$中的哪种情形。^[4][5]

此外，由于统计波动，几乎不可能精确测得${\displaystyle w=-1}$。也就是说，w的测量值将可以任意地接近-1，因此即便最终也几乎不能完全排除大撕裂的可能。^[6]

相关条目

• 宇宙
• 天文学纲要
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• 大挤压
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• 循环模型
• 暗能量

外部链接

• Daily Kos: Science Friday: Long Live the Big Rip!（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• The Big Rip: New Theory Ends Universe by Shredding Everything（页面存档备份，存于互联网档案馆）
• Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc and Weinberg, Nevin N. "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". 2003.
  arXiv:astro-ph/0302506
  .  引文使用过时参数coauthors (帮助)
• 大解体是宇宙的终点吗?

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1. ^ Ellis, George F. R.; Maartens, Roy & MacCallum, Malcolm A. H. Relativistic Cosmology. Cambridge, UK: Cambridge University Press. 2012: 146–147. ISBN 978-0-52138-115-4. 
2. ^ Vikhlinin, A.; Kravtsov, A. V.; Burenin, R. A.; et al. Chandra Cluster Cosmology Project III: Cosmological Parameter Constraints. The Astrophysical Journal. 2009, 692 (2): 1060–1074. Bibcode:2009ApJ...692.1060V. S2CID 15719158. arXiv:0812.2720 . doi:10.1088/0004-637X/692/2/1060. 
3. ^ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Nevin N. Phantom Energy and Cosmic Doomsday. Physical Review Letters. 2003, 91 (7): 071301. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. PMID 12935004. S2CID 119498512. arXiv:astro-ph/0302506 . doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. 
4. ^ WMAP 9 Year Mission Results. wmap.gsfc.nasa.gov. [2017-09-22]. （原始内容存档于2017-01-01）. 
5. ^ Allen, S. W.; Rapetti, D. A.; Schmidt, R. W.; Ebeling, H.; Morris, R. G.; Fabian, A. C. Improved constraints on dark energy from Chandra X-ray observations of the largest relaxed galaxy clusters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2008, 383 (3): 879. Bibcode:2008MNRAS.383..879A. S2CID 18200810. arXiv:0706.0033 . doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12610.x. 
6. ^ Katie Mack, Tearing Apart the Universe, 2020-10-07 [2023-12-20], （原始内容存档于2023-11-20）