宇宙は私たちには想像できないほど広大ですが、中性子星の密度に圧縮されたらどれほど小さくなるでしょうか?

この記事は、ネットユーザーからの同様の質問に答えることに基づいています。

これは頭​​を悩ませる質問です。既知の科学的知識に基づいて、簡単な計算でそれを理解できます。

まず、宇宙の大きさを決定する必要があります。宇宙の大きさを知らなければ、このような質問に答えることはできません。しかし現在、科学界は宇宙の大きさについて合意に至っておらず、既存の理論に基づいて大まかな評価を行うことしかできない。

かつて、ニュートンの時代は、宇宙は静止しており、無限であり、始まりも終わりもないとする絶対的な宇宙観に固執していました。このため、宇宙の大きさを決定することは不可能になりました。宇宙のすべての原子の原子核と電子が隙間なく接近していたら、宇宙の大きさはどうやって計算できるでしょうか?

現代の宇宙論では、宇宙は動的であり、空間と時間は相対的であると信じられています。それは138億年前のビッグバンから始まりました。 138億年の膨張を経て、宇宙は無限に小さな特異点から非常に大きな特異点へと拡大しましたが、それがどれだけ大きく拡大したかはわかっていません。我々が知っているのは、宇宙の観測可能な範囲が直径約 930 億光年であるということだけです。この範囲を超えると観測不可能な宇宙が存在し、その大きさは不明です。

ビッグバン理論は、モデルが提唱されて以来、すべての科学的観察と発見がモデルの予想と一致してきたため、現代宇宙論の標準的な宇宙モデルとなっています。したがって、この質問に答えるときは、このユニバース スコープを使用して計算します。

観測可能な宇宙の範囲がわかったので、この範囲にどれだけの質量が含まれているのかも理解する必要があります。観測可能な宇宙の質量も推定値です。近年の宇宙観測データに基づいて、観測可能な宇宙には天の川銀河のような銀河が少なくとも 1 兆個存在すると考える人もいます。天の川銀河の質量は約2000億太陽質量で、太陽の質量は約2*10^30kgです。したがって、宇宙の質量はおおよそ次のようになります。

(2*10^30)*(2*10^11)*(1*10^12)=4*10^53kg

もう一つのアルゴリズムは宇宙の平均密度に基づいています。当初、アインシュタインの場の方程式には宇宙定数 λ がありました。その後、ハッブルの観測に基づいて、アインシュタインは、この定数は宇宙が膨張した後に削除されたと判断しました。しかし後に科学界はこの定数が非常に重要であることを発見し、それを使って宇宙の密度を 1 と計算しました。つまり、1 立方メートルの空間には粒子が 1 つしかなく、陽子の質量は約 1.67*10^-27kg です。

これに基づいて観測可能な宇宙の質量を計算すると、次のようになります。

観測可能な宇宙の総体積は≈4/3*3.1416*[(4.65*10^10)^3]=4.2*10^32立方光年である。

立方メートルに換算すると ≈ (4.2*10^32)*(8.47*10^47)=3.56*10^80m^3

観測可能な宇宙の総質量 ≈ (3.56*10^80m^3)*(1.67*10^-27)=5.95*10^53kg

これら 2 つの計算によって得られる宇宙の総質量はほぼ同じです。宇宙という大きなスケールでは、いかなる測定も近似値にしかならず、正確なデータを得ることは困難です。今日は、その銀河によって計算された宇宙の総質量、つまり 4*10^53kg を使用します。

しかし、この質量は目に見える物質の質量にすぎません。現代の研究では、宇宙の質量とエネルギーの 95.1% は暗黒エネルギーと暗黒物質で構成されていると考えられています。現在、科学界はこれらを見ることはできず、それが何であるか正確な答えを出すこともできないため、今日はこれらについては議論しません。

それでは、原子と原子核の密度についてお話しましょう。実際、科学界は、宇宙には原子核の密度を持つ物質が存在することをずっと以前から発見してきました。これは中性子縮退物質と呼ばれる中性子星物質です。この種の物質は、中性子星の 10^28 気圧という極度の圧力下にあります。物質の原子核の外側の電子は完全に押しつぶされ、原子は押し潰され、電子は原子核の中に圧縮され、電子の負電荷は陽子の正電荷と中和されて中性子になります。このように、惑星全体は完全に中性子で構成された原子核のようなものです。

科学的研究によれば、原子核の密度は約 10^17kg/m^3 であり、これは 1 立方センチメートルあたり 1 億トンあることを意味します。中性子星の密度は10^17～2*10^18kg/m^3の範囲にあると一般的に考えられており、これは1立方センチメートルが1000～20億トンに達することを意味します。中性子星の密度は原子核の密度よりも大きい場合もあることがわかります。

私たちの周りにある一般的な物質はすべて原子で構成されています。水の密度はわずか 1g/cm^3 (グラム/立方センチメートル) で、金の密度はわずか 19.32g/cm^3 です。原子核の密度は非常に高いのに、なぜ一般的な物質の密度はそれほど低いのでしょうか?これは原子が電子の外殻を持っているためです。電子は非常に軽いですが、原子の巨大な空間を支えています。原子の全質量の99.96%を占める原子核は原子の中心部に縮小されており、体積のわずか1兆分の1を占めるに過ぎません。

この方法では、水を 100 兆回圧縮すると、1 立方センチメートルあたり 10 億トンになるという計算ができます。金が100兆回圧縮されると、1立方センチメートルあたり19億3200万トンになります。実際、原子核の密度は同じであるはずです。水が原子核に圧縮され、金が原子核に圧縮されると、密度は同じになるはずです。

したがって、上記の原子核の密度は 1*10^17kg/m^3 となり、原子核の体積は原子の 1 兆分の 1 に過ぎません。これらのデータはあくまでも近似値かつ相対的なものであり、特に原子核と原子の体積の比率は原子ごとに大きく異なります。

では、もし宇宙全体がぎっしり詰まった原子核になったら、その大きさはどれくらいになるでしょうか?実際、宇宙全体は信じられないほど空虚で、平均密度はわずか 1.67*10^-27kg/m^3 です。つまり、1 立方メートルあたりの平均質量はわずか 167 億分の 1 キログラムであり、これは私たちが知っている、または作り出したどの最高真空よりも空虚です。では、観測可能な宇宙の全質量 4*10^53kg を原子密度に圧縮すると、体積はどれくらいになるでしょうか?

簡単な計算：4*10^53/1*10^17=4*10^36m^3、これは約4兆兆兆立方メートルになります。

1 立方キロメートルは 10 億立方メートルなので、原子核の観測可能な宇宙の体積は 4*10^36/1*10^9=4*10^27/km^3、つまり 400 兆兆立方キロメートルになります。 1 立方光年は約 8.47*10^38km^3 ですが、この宇宙はわずか 4.72*10^-12 立方光年、つまり 1 立方光年の 1 兆分の 1 です。

この原子核密度の観測可能な宇宙は非常に小さいです。もはや光年単位で測定する必要はありません。キロメートルまたは天文単位 AU で測定すると、この観測可能な宇宙の球面半径は約 9 億 8,500 万キロメートルで、5.6 AU 未満です (1AU は約 1 億 5,000 万キロメートル)。木星から太陽までの平均距離は約7億7900万キロメートル、土星から太陽までの平均距離は約14億3000万キロメートルです。したがって、この核密度の観測可能な宇宙は、太陽、木星、土星の間の半径を持つ球体にすぎません。

宇宙が中性子星になると、半径10億キロメートル未満の単なる球体になることがわかります。

この考えは完全に空想的なものではなく、宇宙の果ての状態である可能性も十分にあります。現代の宇宙の標準モデルでは、宇宙は小さいものから大きいものへと成長してきたと考えられています。当初は、体積を測定できない特異点であり、10億キロメートルの球体に比べてまったく無視できるほどのものでした。現代のブラックホール理論では、ブラックホールの全質量はその中心にある特異点に存在するとされています。したがって、中性子星の密度はブラックホールの密度に比べて小さくなります。

宇宙の行き先に関する理論では、宇宙が臨界点まで膨張すると膨張力と収縮力が均衡し、その後は重力が優位になって宇宙が収縮すると考えられています。収縮が加速するにつれて、最終的には崩壊傾向を形成し、必然的に中性子星段階である核密度段階を通過することになります。

宇宙の巨大な質量圧力により、この段階は非常に短く、一瞬でブラックホールに崩壊し、宇宙は特異点に戻り、時間と空間が終了し、現在私たちが知っている宇宙は消滅します。

宇宙の運命については多くの理論がありますが、これはそのうちの1つにすぎません。どちらの理論であっても、宇宙は少なくとも数百億年は存在するが、太陽系は 50 億年しか続かないだろう。人間が何年生きられるかは誰にも予測できません。今日私たちがこの問題について議論するのは、宇宙についての基本的な常識を皆さんと共有するためです。読んでいただきありがとうございます。ぜひ議論に参加してください。

Space-Time Communicationの著作権はオリジナルです。侵害や盗作は非倫理的な行為です。ご理解とご協力をお願いいたします。