Ця стаття потребу? додаткових посилань на джерела для пол?пшення ?? перев?рност? . Будь ласка, допомож?ть удосконалити цю статтю , додавши посилання на над?йн? (авторитетн?) джерела . Зверн?ться на стор?нку обговорення за поясненнями та допомож?ть виправити недол?ки. Матер?ал без джерел може бути п?ддано сумн?ву та вилучено. (жовтень 2021)

Спостереження показують, що розширення Всесв?ту триватиме в?чно. Якщо це так, то Всесв?т буде охолоджуватися, ? в к?нцевому п?дсумку стане занадто холодним для п?дтримки життя. З ц??? причини, такий сценар?й майбутнього називають ≪Великим замерзанням≫. ^[1]

Якщо темна енерг?я , представлена космолог?чною константою, буде прискорювати розширення Всесв?ту , прост?р м?ж кластерами галактик зростатиме все б?льш швидкими темпами. Червоне зм?щення розтягне фотони (нав?ть гамма-випром?нювання) до довжин хвиль наст?льки великих ? енерг?й наст?льки низьких, що вони перестануть виявлятися. Нов? з?рки з'являтимуться протягом 1-100 трильйон?в рок?в, поки не вичерпають весь газ, необх?дний для ?х утворення та гор?ння, ? всесв?т буде пов?льно ? невблаганно холодн?шати ? темн?шати. Зг?дно з г?потезами, що пророчать розпад протона , зорян? залишки зникнуть, залишивши за собою лише чорн? д?ри, як? врешт?-решт сам? випаруються через випром?нювання Гок?нга . Зрештою, зг?дно з другим законом термодинам?ки , Всесв?т досягне стану, в якому подальша робота буде неможлива, що призведе до теплово? смерт? Всесв?ту .

Неск?нченне розширення не визнача? просторово? кривини Всесв?ту. Всесв?т може бути в?дкритою (з негативною просторовою кривиною), плоскою або закритою (з позитивною просторовою кривиною) системою. Якщо вона закрита, ма? бути присутня достатня к?льк?сть темно? енерг??, щоб протид?яти грав?тац?йному тяж?нню матер?? та ?ншим силам, як? прагнуть стиснути Всесв?т. В?дкритий ? плоский Всесв?т буде розширюватися в?чно, нав?ть при в?дсутност? темно? енерг??.

Спостереження рел?ктового випром?нювання за про?ктом Wilkinson Microwave Anisotropy Probe св?дчить про те, що Всесв?т ? плоским ? ма? значну к?льк?сть темно? енерг??. ^[2] У цьому випадку Всесв?т повинний продовжувати розширюватися з? швидк?стю, що зроста? . Прискорене розширення Всесв?ту п?дтверджувалося спостереженнями Наднових в далеких галактиках. Якщо космолог?чна модель ΛCDM (Модель Лямбда-CDM) в?рна, ? темна енерг?я форму? космолог?чну сталу , часове розширення стане експоненц?альним ? пост?йно прискорюваним.

Якщо теор?я ?нфляц?? в?рна, Всесв?т пройшов через пер?од, де в перш? моменти великого вибуху переважа? р?зно? форми темна енерг?я; але ?нфляц?я зак?нчилася, показавши нам темну матер?ю в ?? сьогодн?шньому стан?. Можливо, стан темно? енерг?? може знову зм?нитися, в результат? под??, яка матиме насл?дки, як? вкрай важко визначити або передбачити.

У 1970-т? роки майбутн? Всесв?ту, що розширю?ться, досл?джували астроф?зик Джамал ?слам ? ф?зик Фр?мен Дайсон . Не так давно астроф?зики Фред Адамс ? Грег Лафл?н розд?лили минуле ? майбутн? Всесв?ту, що розширю?ться, на 5 епох. Перша ера, початкова  ? це час у минулому, в?дразу п?сля Великого вибуху , коли зор? ще не сформувалися. Друга, ера утворення з?р , включа? в себе сьогодн?шн?й день ? вс? зор? ? галактики, як? ми спостер?га?мо. Це час, протягом якого зор? формуються з хмар газу, що колапсу?. У наступну епоху, виродження , зор? будуть вигоряти, залишаючи за собою б?л? карлики , нейтронн? зор? ? чорн? д?ри . В епоху Чорних д?р б?л? карлики, нейтронн? зор? та ?нш? др?бн?ш? астроном?чн? об'?кти будуть знищен? протонним розпадом, залишивши т?льки чорн? д?ри. Нарешт?, в темну епоху , нав?ть чорн? д?ри зникнуть, залишивши за собою лише вироджений газ з фотон?в ? лептон?в .

Хронолог?я яка ? нижче, припуска? прискорене розширення Всесв?ту. Якщо Всесв?т почне стискатися, наступн? под?? на часов?й шкал? можуть ? не в?дбутися, оск?льки Велике стискання призведе Всесв?т у гарячий ? густий стан на зразок того, що було п?сля Великого вибуху.

10 ⁶ (1млн) рок?в ? 10 ¹⁴ (100 трл) рок?в п?сля Великого вибуху

В?к спостережуваного Всесв?ту в даний час приблизно 1,38 × 10 ¹⁰ (13,8 млд) рок?в. Приблизно через 155 млн рок?в п?сля Великого вибуху сформувалися перш? зор?. Це в?дбувалося в результат? стиснення невеликих ? густих д?лянок холодних молекулярних хмар водню. Спочатку через грав?тац?йне стискання формувалися гаряч? ? яскрав? протоз?рки . П?сля тривалого стиснення температура в ?хн?х центрах стр?мко зростала до меж?, достатньо? для початку термоядерного синтезу водню.

Зор?, маса яких була дуже низькою, зрештою виснажать сво? запаси водню, здатного до синтезу, стаючи гел??вими б?лими карликами. Зор? мало? ? середньо? ваги викинуть частину сво?? маси у вигляд? планетарних туманностей ? врешт?-решт теж стануть б?лими карликами; б?льш масивн? зор? будуть вибухати в наднов? , залишивши п?сля себе нейтронн? з?рки або чорн? д?ри . Так чи ?накше, хоча деяка частина зоряно? речовини може повернутися в м?жзоряне середовище, вироджений зоряний залишок так ? буде на м?сц?. Таким чином, запаси газу для зореутворення будуть виснажуватися.

Через 5 млрд рок?в (18,7 млрд рок?в п?сля Великого вибуху)

Галактика Андромеди в даний час знаходиться приблизно в 2,5 м?льйонах св?тлових рок?в в?д нашо? Галактики , ? вони рухаються назустр?ч одна одн?й приблизно з швидк?стю 300 к?лометр?в на секунду. Приблизно через 5 млрд рок?в, або 19 млрд рок?в п?сля Великого вибуху, Чумацький шлях ? Андромеда з?ллються в одну велику галактику. У 2012 роц? на п?дстав? даних з косм?чного телескопа ≪Габбл≫ було п?дтверджено, що з?ткнення точно в?дбудеться. ^[3]

10 ¹¹ (100 млд) ? 10 ¹² (1000 млд) рок?в

Галактики в м?сцев?й груп? скупчення галактик, як? включають в себе Чумацький шлях ? Галактику Андромеди, ? грав?тац?йно пов'язаними одна з одною. Оч?ку?ться, що через 100 млрд ? 1 трлн рок?в, ?х орб?ти зруйнуються ? вся М?сцева група з?лл?ться в одну велику галактику.

Якщо припустити, що темна енерг?я змушу? Всесв?т розширюватися з прискоренням, то приблизно через 150 млрд рок?в вс? галактики за межами М?сцево? групи вийдуть за космолог?чний горизонт. М?сцева група перестане вза?мод?яти з ?ншими суперкластерами. Спостер?гач в М?сцев?й груп? фактично перестане бачити далек? галактики ? зор?, а також под??, п?сля 150 млрд рок?в в?д м?сцевого часу. Тому теоретично, п?сля 150 млрд рок?в м?жгалактичн? транспортування ? зв'язок стануть неможливими.

Через 2 × 10 ¹² (2 трл) рок?в

Приблизно через 2 трлн рок?в, вс? галактики за межами м?сцевого Надскупчення перестануть бути спостережуваними в будь-якому д?апазон?.

10 ¹⁴ (100 трл) ? 10 ⁴⁰ рок?в

Приблизно через 100 трлн рок?в в?д сьогодн?шнього моменту, формування з?рок припиниться, залишивши лише пил б?лих карлик?в ? нейтронних з?рок. Цей пер?од буде останн?м, перед початком глобального розпаду.

Через 10 ¹⁴ (100 трл) рок?в

Зг?дно з оц?нкою приблизно через 100 трлн рок?в або менше, припиниться утворення з?р. Найменш масивн? зор? найдовше будуть випалювати сво? водневе паливо. Таким чином, найб?льш живуч? зор? у Всесв?т? ? це маломасивн? червон? карлики , з масою близько 0.08 мас сонця, як? мають час життя до 10 трлн рок?в. Це, пор?вняно з протяжн?стю часу, за якого в?дбулося формування з?рок. Одного разу утворення з?р зак?нчиться ? найменш масивн? червон? карлики витратять сво? паливо, припиниться ядерний синтез в ?х ядрах . Вони охолонуть ? стануть б?лими карликами. Залишаться т?льки об'?кти, з масою менше 0.08 мас сонця, ? вироджен? залишки; б?л? карлики, нейтронн? зор? ? чорн? д?ри, припиниться св?тн?сть з?рок з початковими масами б?льше 8 мас сонця. Б?льша частина цих об'?кт?в, приблизно 90%, буде у вигляд? б?лих карлик?в. За в?дсутност? будь-яких джерел енерг??, ц? вс? т?ла будуть охолоджуватися ? тьмян?ти.

П?сля того, як догорить остання з?рка, всесв?т стане дуже темним. Одним ?з способ?в, яким можна осв?тити Всесв?т, це якщо з?ллються дв? вуглецево-кисневих б?лих карлика ?з загальною масою б?льших, н?ж межа Чандрасекара  ? близько 1,4 сонячно? маси. В об'?кт? спалахне термоядерний синтез, пот?м в?дбудеться перетворення в Наднову яка зможе осв?тлювати всесв?т протягом дек?лькох тижн?в. Якщо загальна маса не перевищу? межу Чандрасекара, але б?льша, н?ж м?н?мальна маса для плавлення вуглецю (близько 0,9 мас сонця), то це може запалити вуглецеву зорю з терм?ном життя 1 млн рок?в. Кр?м того, якщо з?ткнуться два гел??вих б?лих карлика з сумарною масою не менше 0,3 мас сонця, може запалитися з?рка з терм?ном життя в к?лька сотень м?льярд?в рок?в. Нарешт?, якщо з?ткнуться коричнев? карлики , може з'явиться червоний карлик ? ?снувати протягом 10 трлн рок?в.

Через 10 ¹⁵ (1 квадрильйон) рок?в

З часом планети покинуть сво? орб?ти через грав?тац?йн? збурення, викликан? залишками ?нших з?рок ? галактик, а також з?ткненнями з ними.

10 ¹⁹  ? 10 ²⁰ (10 ? 100 кв?нтильйон?в) рок?в

Протягом велико? к?лькост? часу вс? т?ла у всесв?т? обм?нюватимуться к?нетичною енерг??ю, що призведе до динам?чно? релаксац?? , зг?дно розпод?лу Максвелла-Больцмана . У стан? динам?чно? релаксац?? можуть прот?кати або близьк? контакти двох з?рок, або слабк?ш?, проте б?льш част? в?ддален? вза?мод??. Наприклад, при з?ткненн? двох коричневих карлик?в, ?х тра?ктор?? незначно зм?няться. П?сля велико? к?лькост? з?ткнень, легк? об'?кти придбають к?нетичну енерг?ю, в той час як б?льш важк? втратять ??.

Через динам?чну релаксац?ю, деяк? об'?кти отримають достатню к?льк?сть енерг??, щоб досягти швидкост? покидання галактик, через це галактики будуть розпадатися. Пот?м процес буде прискорюватися. Зрештою б?льш?сть об'?кт?в (90% ? 99%) покине галактики, залишивши невелику частину (може бути в?д 1% до 10%), яка в свою чергу потраплять в центр надмасивних чорних д?р галактик.

Через 10 ³⁴ рок?в

Подальша еволюц?я Всесв?ту залежить в?д наявност? та швидкост? протонного розпаду. Експериментальн? дан? показують, що якщо протон нестаб?льний, то його нап?врозпад становить, принаймн?, 10 ³⁴ рок?в. Якщо яка-небудь з Теор?й Великого Об'?днання в?рна, то можна припускати, що пер?од нап?врозпаду протона знаходиться в межах 10 ⁴¹ рок?в.

Якщо буде доведено, що протон з часом не розпада?ться на частини, то зоряна маса як ? ран?ше буде зникати, але б?льш пов?льно. Це одна з проблем сучасно? космолог??.

У наведен?й хронолог?? передбача?ться що пер?од п?врозпаду протона приблизно 10 ³⁷ рок?в. Це означа?, що п?сля 10 ³⁷ року, половина вс??? бар?онно? матер?? буде перетворена в гамма-кванти ? лептони, за допомогою протонного розпаду.

Через 10 ⁴⁰ рок?в

Враховуючи передбачуваний пер?од п?врозпаду протона, нуклони (протони ? нейтрони) розпадуться через 10 ⁴⁰ рок?в. У всьому всесв?ту до к?нця епохи розпаду, к?льк?сть протон?в становитиме 10 ⁸⁰ , ? вона буде пост?йно зменшуватися. Фактично, вся бар?онна матер?я буде зам?нена фотонами ? лептонами. Деяк? модел? передбачають формування стаб?льних атом?в з д?аметром, ^{[ що? ]} близько 10 ⁸⁵ св. рок?в, ^{[ що? ]} ? що все це, у свою чергу, призведе до розпаду протягом 10 ¹⁴¹ рок?в. ^{[ джерело? ]}

10 ⁴⁰ рок?в ? 10 ¹⁰⁰ рок?в

Через 10 ⁴⁰ рок?в у Всесв?т? будуть дом?нувати чорн? д?ри. Вони будуть пов?льно випаровуватися через випром?нювання Гок?нга . Чорна д?ра з масою близько одн??? маси Сонця зникне приблизно за 2 × 10 ⁶⁶ рок?в. Час життя чорно? д?ри пропорц?йний кубу ?? маси, тобто чим масивн?ша д?ра, тим довше вона буде розпадатися. Надмасивна чорна д?ра з масою 10 ¹¹ (100 млрд) мас сонця випару?ться приблизно 2 × 10 ⁹⁹ рок?в.

Випром?нювання Гок?нга ма? тепловий спектр. Протягом вс??? тривалост? життя випром?нювання ма? низьку температуру, в основному, у вигляд? безмасових частинок, таких як фотони ? г?потетичн? Грав?тони . З? зменшенням маси чорно? д?ри, ?? температура буде п?двищуватися, наблизившись до сонячно?, коли маса чорно? д?ри знизиться до 10 ¹⁹ кг. Д?ра стане тимчасовим джерелом св?тла. На останн?х етапах випаровування чорн? д?ри будуть випускати не т?льки безмасов?, але й б?льш важк? частинки, так? як електрони , позитрони , протони ? антипротони .

У випадку, якщо протон не розпада?ться, як описано вище, ера виродження триватиме довше, ? буде перекривати еру чорних д?р. До терм?ну в 10 ⁶⁵ рок?в, мабуть, тверд? об'?кти, так? як скел? ? метеорити зможуть перебудувати сво? атоми ? молекули за допомогою квантового тунелювання, ? стануть поводитися як р?дини, але вза?мод?ючи б?льш пов?льно. Однак протони ран?ше будуть знищуватися, за допомогою процес?в за участю в?ртуальних чорних д?р, або ?нших процес?в, з пер?одом п?врозпаду близькому до 10 ²⁰⁰ рок?в. Наприклад, в рамках стандартно? модел?, групи з 2 або б?льше нуклон?в теоретично нестаб?льн?, тому що х?ральна аномал?я призводить до процес?в, як? зм?нюють бар?онн? числа, кратн? 3.