Can you summarize the following document?
        
  

  在阿爾伯特·愛因斯坦於1916年提出廣義相對論之後,宇宙的終極命運在科學上成為能夠探討的問題,可以用廣義相對論來描述有最大規模的宇宙尺度。廣義相對論的方程有許多不同的解,每個解都意味著一種可能的宇宙終極命運。 亞歷山大·弗裡德曼在1922年就提出了一些如同喬治·勒梅特在1927年提出的解。其中有一些宇宙最初是從奇點開始膨脹,基本上,這就是大爆炸。

  在1931年,愛德溫·哈伯出版他研究的結論:根據他對遙遠星系造父變星的觀測,宇宙是膨脹的。此後,宇宙的開始和它可能的結束就成為科學研究的重要議題。

  在1927年,喬治·勒梅特提出以後被稱為大爆炸的宇宙起源理論。在1948年,弗雷德·霍伊爾提出了反對的穩態理論,認為宇宙在統計上是穩定不變的,但是不斷的有新物質被穩定的創造而擴大。這兩個理論都有積極的贊同者,直到1965年阿諾·彭齊亞斯和羅伯特·威爾遜發現宇宙微波背景輻射,這是大爆炸理論預測的一個事實,並且是穩態理論所無法解釋的。結果,大爆炸理論很快就成為宇宙起源最普遍被接受和持有的觀點。

  根據天文觀測和宇宙學理論,可以對可觀測宇宙未來的演化作出預言。均勻各向同性的宇宙的膨脹滿足1930年代所提出的FLRW度規。根據這一方程(不考慮暗能量的時候),物質的引力會導致宇宙的膨脹減速。宇宙的最終命運決定於物質的多少:如果物質密度超過臨界密度,宇宙的膨脹最後會停止,並逆轉為收縮,最終形成與大爆炸相對的一個「大擠壓」(英語:Big crunch);如果物質密度等於或低於臨界密度,則宇宙會一直膨脹下去。另外,宇宙的幾何形狀也與密度有關: 如果密度大於臨界密度,宇宙的幾何應該是封閉的;如果密度等於臨界密度,宇宙的幾何是平直的;如果宇宙的密度小於臨界密度,宇宙的幾何是開放的。並且,宇宙的膨脹總是減速的。  然而,上述說法只考慮了物質質量之數量,而並未考慮暗能量的數值,即是隻代表了Ω=0而Ω分別為不同數值的情況。若然Ω也考慮在內的話,開放宇宙(曲率為負)即使Ω<0也可以到達大擠壓,封閉宇宙(曲率為正)即使Ω>0也可以永遠加速膨脹。在ΛCDM模型成立之前提下,相關常數之最新觀測值表示,宇宙曲率接近平坦,膨脹速度則在加速。

  研究宇宙的本質與未來命運已經持續很多年了。描述宇宙的科學模型都會將宇宙的納入考量,也就是說宇宙很可能擁有很長的壽命,但並不是完全穩定,空間某些區域可能在未來某個時刻被摧毀,因此倒塌成為一種更加穩定的真空態。假若能夠更準確地測出希格斯玻色子與頂夸克的質量、標準模型能夠正確地描述粒子的物理行為甚至到普朗刻尺度的極端能量,則可以得知宇宙的現有真空態是否穩定,還僅僅只是長壽(有時這會被誤解為「希格斯玻色子終結了宇宙」)。而質量大約在值域內的希格斯玻色子似乎非常接近分割穩定區域與亞穩定區域的邊界。更明確的答案仍需等待更準確地測量頂夸克的極點質量()。  假若測量結果建議,宇宙的真空是一種,則這意味著當今宇宙的作用力、粒子、架構可能不再存在,在幾十億年之後,可能會被另外一種宇宙全盤替代,假若它能夠成核。準確測量頂夸克質量可能需要新一代高階精密的正負電子對撞機。
宇宙的終極命運是物理宇宙學中一個主要的議題。許多科學理論都對宇宙的命運作出預測併成為競爭的對手,包括未來與時間是有限還是無限。