mały|Schemat różnych modeli Friedmanna: średnia odległość między galaktykami w funkcji czasu dla wybranych kombinacji parametrów gęstości materii ΩM i ciemnej energii ΩΛ. Wykres ilustruje typy zachowań (ekspansja wieczna, asymptotyczna, rekolaps), a nie konkretną prognozę obserwacyjną Ostateczny los Wszechświata – zagadnienie kosmologii fizycznej dotyczące długoterminowej ewolucji Wszechświata oraz możliwych scenariuszy jego przyszłości. Współczesne rozważania opierają się na obserwacjach ekspansji kosmicznej, średniej gęstości materii i energii, geometrii przestrzeni oraz własnościach ciemnej energii.

Obecne dane wskazują, że geometria przestrzenna Wszechświata jest, w granicach niepewności pomiarowych, zgodna z płaską, a jego ekspansja przyspiesza. W standardowym modelu ΛCDM dodatnia stała kosmologiczna prowadzi do scenariusza wiecznej ekspansji: odległe, niezwiązane grawitacyjnie układy oddalają się coraz szybciej, formowanie gwiazd stopniowo wygasa, a w bardzo dalekiej przyszłości maleje dostępność energii swobodnej zdolnej do podtrzymywania procesów astrofizycznych i termodynamicznych. Obraz ten bywa nazywany śmiercią cieplną Wszechświata albo Wielkim Chłodem ().

Alternatywne scenariusze pozostają logicznie możliwe, ale słabiej wspierane danymi obserwacyjnymi albo zależne od fizyki wykraczającej poza standardowy opis. W modelach z odpowiednio dużą gęstością materii i bez dodatniej stałej kosmologicznej ekspansja mogłaby zostać zatrzymana, prowadząc do Wielkiego Kolapsu (). Fantomowe równanie stanu ciemnej energii prowadziłoby do Wielkiego Rozdarcia (), w którym przyspieszanie rozrywa kolejno struktury kosmiczne w skończonym czasie. Rozważane są również modele Wielkiego Odbicia (), kosmologie cykliczne oraz scenariusze związane z rozpadem fałszywej próżni. Wybór między tymi scenariuszami zależy od własności ciemnej energii i fizyki wysokich energii, które są dziś znane tylko w ograniczonym zakresie.

Geometria, krzywizna i parametry kosmologiczne W standardowym opisie kosmologicznym przyszłość Wszechświata zależy od kilku powiązanych wielkości: tempa ekspansji, średniej gęstości materii, krzywizny czasoprzestrzeni, udziału promieniowania, własności ciemnej energii oraz ewentualnych składników wykraczających poza model standardowy. Klasyczne równania Friedmana wiążą tempo ekspansji z gęstością i krzywizną; w prostych modelach bez ciemnej energii decydowała gęstość krytyczna: gęstość większa od krytycznej sprzyjała ponownemu zapadaniu i odpowiadała dodatniej krzywiźnie (Wszechświatowi zamkniętemu), gęstość mniejsza – wiecznej ekspansji i krzywiźnie ujemnej (Wszechświatowi otwartemu), gęstość krytyczna – Wszechświatowi płaskiemu o nieograniczonej ekspansji z asymptotycznie zerową prędkością. Stosunek rzeczywistej gęstości do gęstości krytycznej wyraża się przez bezwymiarowy parametr gęstości dla każdego składnika kosmicznego osobno (materia, promieniowanie, ciemna energia, krzywizna) używa się parametrów ΩM, ΩR, ΩΛ, ΩK.

Po odkryciu przyspieszającej ekspansji prosty podział „otwarty / zamknięty / płaski” przestał wystarczać do określenia przyszłej dynamiki Wszechświata: składnik o ujemnym ciśnieniu, taki jak stała kosmologiczna lub dynamiczna ciemna energia, może zmienić przyszłość nawet przy geometrii bliskiej płaskiej i sprawić, że Wszechświat o zerowej lub ujemnej krzywiźnie nadal rozszerza się przyspieszająco. Ciemną energię opisuje się zwykle przez parametr równania stanu gdzie oznacza ciśnienie, a gęstość energii. Dla stałej kosmologicznej i jej gęstość nie zmienia się w czasie; wartości różne od −1 lub zmienne w czasie prowadzą do innych historii ekspansji i innych scenariuszy końca.

Ograniczenia obserwacyjne Klasyczne modele Friedmana wiązały przyszłość Wszechświata przede wszystkim z jego średnią gęstością: zbyt duża gęstość mogłaby zatrzymać ekspansję i doprowadzić do ponownego zapadania, natomiast zbyt mała sprzyjałaby wiecznemu rozszerzaniu. Odkrycie przyspieszającej ekspansji pod koniec XX wieku przez dwa niezależne zespoły badające supernowe typu Ia wprowadziło do tego obrazu zasadniczą rolę ciemnej energii. Wyniki te zaczęto wkrótce interpretować jako argument za dodatnim wkładem stałej kosmologicznej lub podobnego składnika energii próżniowej w bilansie kosmologicznym.

Bilans kosmologiczny doprecyzowuje się dziś łącząc kilka niezależnych klas pomiarów: anizotropie mikrofalowego promieniowania tła, wielkoskalowy rozkład galaktyk i barionowe oscylacje akustyczne (, BAO), pomiary supernowych typu Ia oraz dane słabego soczewkowania grawitacyjnego. Wyniki misji Planck z 2018 dają parametry gęstości spójne z geometrią bliską płaskiej (|ΩK| poniżej rzędu kilku procent), gęstością materii ΩM ≈ 0,315 i wkładem ciemnej energii bliskim ΩΛ ≈ 0,685, w zgodzie z prostym modelem ΛCDM. Pomiary BAO przez przeglądy galaktyk, takie jak SDSS i , oraz uaktualnione próbki supernowych Ia dostarczają niezależnych ograniczeń parametru równania stanu ciemnej energii i jego ewentualnej zmienności w czasie.

W obecnych zestawieniach danych gęstość materii jest zbyt mała, by sama zatrzymała ekspansję, a składnik podobny do stałej kosmologicznej powoduje późne przyspieszanie. Z tego powodu scenariusze takie jak Wielki Kolaps są dziś traktowane jako mniej prawdopodobne w prostym modelu ΛCDM, choć pozostają logicznie możliwe w innych modelach kosmologicznych z czasozmienną lub przechodzącą znak ciemną energią.

Przyszłość w modelu ΛCDM W scenariuszu ΛCDM z dodatnią stałą kosmologiczną ekspansja dąży w dalekiej przyszłości do stanu podobnego do Wszechświata de Sittera. Układy związane grawitacyjnie, takie jak galaktyki, grupy galaktyk i gromady galaktyk, nie muszą być rozrywane przez samą ekspansję, ale obiekty niezwiązane grawitacyjnie oddalają się od siebie coraz szybciej. Z czasem coraz więcej odległych galaktyk znika poza horyzontem obserwowalnym dla przyszłych obserwatorów.

W modelu ΛCDM przyszła ewolucja ma charakter stopniowy, a nie nagle katastroficzny. Najpierw trwa era gwiazd i galaktyk, ale tempo powstawania nowych gwiazd spada wraz ze zużywaniem oraz ogrzewaniem gazu. Później dominują pozostałości gwiazdowe: białe karły, gwiazdy neutronowe i czarne dziury. W jeszcze dalszych skalach czasowych znaczenie mogą mieć procesy słabo znane eksperymentalnie, takie jak rozpad protonów albo parowanie czarnych dziur przez promieniowanie Hawkinga. Pierwszą ilościową ocenę tempa tego parowania przedstawił Don N. Page w 1976 roku, wykazując, że czas życia czarnej dziury rośnie proporcjonalnie do sześcianu jej masy.

Klasyfikacja Adamsa i Laughlina dzieli daleką przyszłość Wszechświata zdominowanego przez stałą kosmologiczną na kolejne epoki, w których kolejne grupy obiektów astrofizycznych zanikają lub przekształcają się. Skale czasowe podane poniżej są szacunkami rzędu wielkości i zakładają standardowy model fizyki cząstek. W szczególności epoka czarnych dziur silnie zależy od czasu życia czarnych dziur o masach gromad galaktyk, a sama era ciemności – od ewentualnego rozpadu protonu i niestabilności próżni.

+ Epoki bardzo dalekiej przyszłości w modelu ΛCDM (za Adamsem i Laughlinem) Epoka Orientacyjny zakres czasu Charakterystyka Era gwiazdowa ok. 106–1014 lat trwa nukleosynteza gwiazdowa; powstają i ewoluują gwiazdy ciągu głównego, formują się galaktyki Era zdegenerowana ok. 1014–1040 lat gwiazdotwórczość ustaje; Wszechświat zdominowany przez białe karły, gwiazdy neutronowe i brązowe karły; potencjalny rozpad protonu prowadzi do zanikania zwykłej materii Era czarnych dziur ok. 1040–10100 lat najdłużej istniejącymi obiektami są czarne dziury; powolne parowanie przez promieniowanie Hawkinga sprawia, że tracą one masę i ostatecznie znikają Era ciemności powyżej ok. 10100 lat pozostają rozproszone fotony, neutrina, leptony i ewentualne produkty rozpadu protonu; brak struktur i źródeł energii swobodnej

Główne scenariusze Najczęściej rozważane scenariusze końca Wszechświata różnią się przede wszystkim założeniami dotyczącymi ciemnej energii, krzywizny przestrzeni i fizyki wysokich energii. W tabeli zestawiono ich główne warunki fizyczne i obecny status obserwacyjny w obrębie modelu ΛCDM.

+ Główne scenariusze ostatecznego losu Wszechświata Scenariusz Warunek fizyczny Przewidywany przebieg Status obserwacyjny Wielki Chłód / śmierć cieplna dodatnia stała kosmologiczna, wieczna przyspieszona ekspansja, stopniowe wygaszanie procesów zgodny ze standardowym ΛCDM Wielki Kolaps brak dodatniej Λ albo dodatnia krzywizna i wysoka gęstość materii zatrzymanie ekspansji i globalny rekolaps obecnie nieuprzywilejowany (ekspansja przyspiesza) Wielkie Rozdarcie fantomowa ciemna energia, rozrywanie kolejnych struktur w skończonym czasie spekulacyjny; obecne pomiary preferują Wielkie Odbicie / kosmologie cykliczne faza skurczania kończąca się odbiciem, np. w modelach branowych naprzemienne ekspansje i kontrakcje zależny od fizyki wysokich energii poza standardowym opisem Rozpad próżni fałszywej metastabilność stanu próżni Modelu Standardowego tunelowanie do innego stanu próżni i propagacja ściany domeny teoretycznie możliwy, czas życia wykracza poza obecne pomiary

Wielki Chłód i śmierć cieplna

W ramach współczesnych danych obserwacyjnych najczęściej rozważanym scenariuszem jest dalsza ekspansja prowadząca do tzw. wielkiego chłodu lub śmierci cieplnej Wszechświata. W takim obrazie galaktyki i gromady galaktyk niezwiązane grawitacyjnie oddalają się od siebie, tworzenie nowych gwiazd stopniowo wygasa po zużyciu dostępnego gazu, a istniejące gwiazdy kończą ewolucję jako białe karły, gwiazdy neutronowe lub czarne dziury. W jeszcze dalszej przyszłości dominują coraz chłodniejsze pozostałości i promieniowanie, a użyteczna energia staje się coraz mniej dostępna.

Śmierć cieplna nie oznacza natychmiastowego końca struktur, lecz bardzo długi proces zbliżania się do stanu, w którym nie ma już dużych różnic temperatur i łatwo dostępnych źródeł energii swobodnej. W zależności od nieznanej fizyki bardzo odległych czasów obraz ten może obejmować powolne wygaszanie gwiazd, dynamiczną ewolucję pozostałości w galaktykach, ewentualny rozpad barionów i końcowe parowanie czarnych dziur.

Wielki Kolaps

W scenariuszu Wielkiego Kolapsu ekspansja Wszechświata zostaje w przyszłości zatrzymana, po czym następuje globalne kurczenie prowadzące do bardzo gęstego, gorącego stanu. W prostych modelach bez dodatniej stałej kosmologicznej taki los był związany z odpowiednio dużą gęstością materii i dodatnią krzywizną przestrzeni. Obecne pomiary nie sprzyjają temu scenariuszowi, ponieważ wskazują na blisko płaską geometrię i przyspieszającą ekspansję. Kolaps mógłby powrócić jako możliwość tylko w modelach, w których ciemna energia zmienia znak, zanika albo zostaje zastąpiona inną dynamiką grawitacyjną.

Wielkie Rozdarcie

mały|Diagram scenariusza Wielkiego Rozdarcia: malejący promień Hubble’a (czerwony) sprawia, że kolejne struktury wykraczają poza horyzont i zostają rozerwane Wielkie Rozdarcie jest bardziej spekulacyjnym scenariuszem, w którym ciemna energia ma tak zwane fantomowe równanie stanu, czyli parametr w takim modelu gęstość ciemnej energii rośnie wraz ze wzrostem skali Wszechświata. Jeżeli taki wzrost utrzymywałby się w przyszłości, przyspieszanie mogłoby w skończonym czasie stać się tak silne, że rozerwałoby kolejno gromady galaktyk, galaktyki, układy planetarne, a w skrajnej wersji także obiekty związane siłami elektromagnetycznymi. Taki scenariusz nie wynika ze standardowego modelu ΛCDM, a obecne pomiary parametru nie wskazują na trwałą wartość poniżej −1.

Wielkie Odbicie i kosmologie cykliczne