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現在の観測結果から、宇宙の膨張は永遠に続くと考えられています。宇宙は膨張するにつれて冷え、最終的には生命を維持できないほど冷たくなるというのが有力な説です。そのため、この未来のシナリオは一般に「熱的死」と呼ばれ、「ビッグチル」または「ビッグフリーズ」とも呼ばれています。その他の有力な説には、ビッグリップ、ビッグクランチ、ビッグバウンス、ビッグスラープなどがあります。[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]
宇宙定数で表されるダークエネルギー（空間を均一に満たす一定のエネルギー密度）[ 4 ]、またはクインテッセンスやモジュライなどのスカラー場（エネルギー密度が時間と空間で変化する動的な量）が宇宙の膨張を加速させる場合、銀河団間の空間はますます速い速度で拡大します。赤方偏移は、古代の周囲の光子（ガンマ線を含む）を検出不可能なほど長い波長と低いエネルギーに引き伸ばします。[ 5 ]星は通常10 12～ 10 14（1 ～ 100兆）年間形成されると予想されますが、最終的には星形成に必要なガスの供給が枯渇します。既存の星が燃料を使い果たして輝きを失うと、宇宙はゆっくりと、そして容赦なく暗くなります。[ 6 ] [ 7 ]陽子崩壊が正しいとすれば（これは現在証明されておらず、素粒子物理学の基本原理に反する）、残された恒星の残骸は消滅し、ブラックホールだけが残る。ブラックホール自体もホーキング放射を放出して最終的には消滅する。[ 8 ]最終的に、宇宙が熱力学的平衡、つまり温度が均一な値に近づく状態に達すると、それ以上の活動は不可能となり、宇宙の最終的な熱的死に至る可能性が非常に高い。[ 9 ]
無限膨張は宇宙全体の空間曲率を制約しない。宇宙は開いた状態（負の空間曲率）、平坦な状態、または閉じた状態（正の空間曲率）になり得るが、閉じた状態の場合は、重力に対抗するのに十分なダークエネルギーが存在しなければ、宇宙はビッグクランチで終焉を迎える。[ 10 ]
ウィルキンソンマイクロ波異方性プローブとプランクミッションによる宇宙マイクロ波背景放射の観測は、宇宙が空間的に平坦であり、かなりの量のダークエネルギーを持っていることを示唆している。[ 11 ] [ 12 ]この場合、宇宙は加速膨張を続ける可能性がある。宇宙膨張の加速は、遠方の超新星の観測によっても確認されている。[ 10 ]物理宇宙論のコンコーダンスモデル（ラムダ冷たいダークマターまたはΛCDM）のように、ダークエネルギーが宇宙定数の形をとっている場合、膨張は最終的に指数関数的になり、宇宙の大きさは一定の速度で倍増する。
インフレーション理論が正しければ、宇宙はビッグバン直後の瞬間に、異なる形態のダークエネルギーに支配された時期を経たことになる。しかし、インフレーションは終焉を迎え、現在のダークエネルギーについてこれまで想定されてきたものよりもはるかに複雑な状態方程式が存在したことを示唆している。ダークエネルギーの状態方程式は再び変化する可能性があり、その結果は極めてパラメータ化や予測が困難な事象を引き起こす可能性がある。
1970年代には、膨張する宇宙の未来は、天体物理学者のジャマル・イスラム[ 13 ]と物理学者のフリーマン・ダイソン[ 14 ]によって研究されました。その後、1999年に出版された著書『宇宙の五つの時代』の中で、天体物理学者のフレッド・アダムスとグレゴリー・ラフリンは、膨張する宇宙の過去と未来の歴史を5つの時代に分けました。最初の時代である原始時代は、ビッグバン直後でまだ星が形成されていなかった過去の時代です。2番目の時代である恒星時代は、現在と現在見られるすべての星と銀河を含みます。これは、ガス雲の収縮から星が形成される時代です。続く縮退時代には、星は燃え尽き、すべての恒星質量の天体は恒星残骸、つまり白色矮星、中性子星、ブラックホールとして残ります。ブラックホール時代には、白色矮星、中性子星、その他のより小さな天体は陽子崩壊によって破壊され、ブラックホールだけが残りました。そして、暗黒時代には、ブラックホールさえも消滅し、光子とレプトンの希薄なガスだけが残りました。[ 15 ]
この未来の歴史と下記のタイムラインは、宇宙の継続的な膨張を前提としています。宇宙の空間が収縮し始めると、ビッグクランチ、つまりビッグバン後の状態に似た高温高密度の宇宙の崩壊が起こるため、タイムラインのその後の出来事は起こらない可能性があります。[ 15 ] [ 16 ]
観測可能な宇宙は現在 1.38 × 10です10 (138 億) 歳。 [ 17 ]この時期は恒星時代に該当します。ビッグバンから約 1億5500 万年後、最初の星が形成されました。それ以来、星は、大きくて冷たい水素ガスの分子雲の中で、小さくて密度の高い中心領域が収縮することによって形成されてきました。最初は、重力収縮によって生成されたエネルギーのために高温で明るい原始星が生成されます。原始星がしばらく収縮した後、中心核が水素を核融合させるのに十分な温度になり、臨界質量を超えると、「恒星点火」と呼ばれるプロセスが起こり、星としての寿命が本格的に始まります。 [ 15 ]
質量が非常に小さい恒星は、最終的に核融合可能な水素をすべて使い果たし、ヘリウム白色矮星になります。[ 18 ]私たちの太陽のような低質量から中質量の恒星は、惑星状星雲として質量の一部を放出し、最終的に白色矮星になります。より質量の大きい恒星は、中心核崩壊型超新星爆発を起こし、中性子星またはブラックホールを残します。[ 19 ]いずれにせよ、恒星の物質の一部は星間物質に戻るかもしれませんが、質量が星間物質に戻されない縮退した残骸が残ります。したがって、星形成に利用できるガスの供給は着実に枯渇しています。
アンドロメダ銀河は、私たちの銀河である天の川銀河から約250 万光年離れており、秒速約300キロメートル（186マイル）で互いに接近しています。現在の証拠に基づくと、今から約50億年後、つまりビッグバンから190億年後に、天の川銀河とアンドロメダ銀河は衝突し、1つの大きな銀河に合体します。2012年までは、この衝突が起こるかどうかを確認する方法はありませんでした。[ 20 ] 2012年、研究者たちは、2002年から2010年の間にハッブル宇宙望遠鏡を使用してアンドロメダの動きを追跡した後、衝突は確実であるという結論に達しました。 [ 21 ]これにより、ミルクドロメダ（ミルクオメダとも呼ばれる）が形成されます。
ビッグリップシナリオでは、 w = −1.5のダークエネルギーモデルを仮定すると、220 億年後が宇宙の最も早い終焉となる。[ 22 ] [ 23 ]
ヒッグス場が準安定状態であれば、偽の真空崩壊は200億年から300 億年後に起こる可能性がある。[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]
天の川銀河とアンドロメダ銀河を含む銀河団である局所銀河群の銀河は、互いに重力で結びついている。10個の間には、11（1000 億）と10 今から12（1兆）年後には、それらの軌道は減衰し、局所銀河群全体が1つの大きな銀河に合体するだろう。 [ 6 ]
暗黒エネルギーが宇宙を加速膨張させ続けると仮定すると、約 1500 億年後には、局所超銀河団の外にあるすべての銀河が宇宙論的地平線の背後に隠れてしまいます。そうなると、局所超銀河団内の出来事が他の銀河に影響を与えることは不可能になります。同様に、 遠方の銀河の観測者から見ると、1500 億年後の出来事が局所超銀河団内の出来事に影響を与えることも不可能になります。[ 5 ]ただし、局所超銀河団の観測者は遠方の銀河を引き続き見ることができますが、銀河が地平線に近づくにつれて観測される出来事は指数関数的に赤方偏移が 大きくなり、遠方の銀河では時間が止まったように見えます。局所超銀河団の観測者は、自分の時間では 1500 億年後の出来事を観測することは決してなく、最終的には、局所超銀河団の外にあるすべての光と背景放射は、光が非常に赤方偏移して波長が地平線の物理的な直径よりも長くなるため、消えていくように見えます。
厳密に言えば、局所超銀河団とこの光との間の因果的相互作用が完全に停止するには、無限に長い時間がかかる。しかし、上述の赤方偏移のため、この光が無限に観測されるとは限らず、1500 億年後には新たな因果的相互作用は観測されなくなる。
したがって、1500 億年後には、局所超銀河団を超えた銀河間輸送および通信は因果的に不可能となる。
今から8 × 10 11 (8000 億) 年後には、それまで残存する星の光度が年齢とともに増加したおかげで現在とほぼ同じであった様々な銀河の光度は、質量の小さい赤色矮星が白色矮星として死に始めるにつれて減少し始めるだろう。[ 27 ]
2 × 10 今から12兆年後には、局所超銀河団の外にあるすべての銀河は、放出されるガンマ線でさえもその時点での観測可能な宇宙の大きさよりも長い波長を持つほど赤方偏移するでしょう。したがって、これらの銀河はもはやいかなる方法でも検出できなくなります。 [ 5 ]
10時までに 今から14 兆年(100兆) 年後には星形成が終わり、 [ 6 ]すべての恒星は縮退した残骸の形で残ります。陽子が崩壊しない場合、恒星質量の天体はよりゆっくりと消滅し、この時代はより長く続きます。
10時までに 今から14（100兆）年後、星形成は終焉を迎える。この期間は「退化時代」と呼ばれ、退化した残骸が最終的に崩壊するまで続く。 [ 28 ]質量が最も小さい星ほど、水素燃料を使い果たすのに最も長い時間がかかる（恒星進化を参照）。そのため、宇宙で最も長生きする星は、質量が約0.08太陽質量（ M☉ ）の低質量赤色矮星であり、その寿命は10億年以上にも及ぶ。13 (10 兆) 年。 [ 29 ]偶然にも、これは星形成が起こる期間の長さに匹敵します。 [ 6 ]星形成が終わり、最も質量の小さい赤色矮星が燃料を使い果たすと、核融合は停止します。低質量の赤色矮星は冷えて黒色矮星になります。 [ 18 ]惑星質量を超える質量を持つ天体は、褐色矮星(質量が0.08 M☉未満)と縮退残骸、が約 0.08 ～ 8 太陽質量の星によって生成された白色矮星と、初期質量が8 M☉を超える星によって生成された中性子星とブラックホールだけです。この集合体の質量の大部分、約 90% は白色矮星の形をとります。 [ 7 ]エネルギー源がなくなると、かつて光っていたこれらの天体はすべて冷えて暗くなります。
最後の星々が燃え尽きた後、宇宙は極めて暗くなります。それでも、宇宙には時折光が差し込むことがあります。宇宙が照らされる方法の一つは、合計質量がチャンドラセカール限界（約1.4太陽質量）を超える2つの炭素-酸素白色矮星が合体することです。その結果生じた天体は、暴走熱核融合を起こし、Ia型超新星を生成して、数週間、退化時代の暗闇を払拭します。中性子星同士の衝突も起こり、さらに明るい超新星を形成し、最大6太陽質量の退化ガスを星間物質に放出する可能性があります。これらの超新星から生じた物質は、新たな星を生み出す可能性があります。[ 30 ] [ 31 ]合計質量がチャンドラセカール限界を超えないが、炭素を核融合させる最小質量（約0.9太陽質量）よりも大きい場合、炭素星が生成され、その寿命は約10万年です。 6（100 万）年。 [ 15 ]また、合計質量が少なくとも0.3太陽質量の2つのヘリウム白色矮星が衝突すると、数億年の寿命を持つヘリウム星が生成される可能性がある。 [ 15 ]最後に、褐色矮星同士が衝突して赤色矮星を形成することで、新しい星が形成される可能性があり、赤色矮星は1000万年生きることができる 13 (10 兆) 年、 [ 29 ] [ 30 ]または残りの星間物質から非常にゆっくりとした速度でガスを降着させて、赤色矮星として水素燃焼を開始するのに十分な質量を持つまで成長します。このプロセスは、少なくとも白色矮星では、Ia 型超新星を引き起こす可能性があります。 [ 32 ]
時間の経過とともに、惑星の軌道は重力放射によって減衰するか、惑星は別の恒星残骸との遭遇によって引き起こされる重力摂動によって局所的な系から弾き出される。[ 33 ]
時間の経過とともに、銀河内の天体は動的緩和と呼ばれるプロセスで運動エネルギーを交換し、その速度分布はマクスウェル・ボルツマン分布に近づきます。[ 34 ]動的緩和は、2 つの恒星の接近遭遇、またはそれほど激しくはないが頻繁な遠距離遭遇のいずれかによって進行します。[ 35 ]接近遭遇の場合、2 つの褐色矮星または恒星残骸が互いに接近します。これが起こると、接近遭遇に関与する天体の軌道がわずかに変化し、運動エネルギーが以前よりも等しくなります。したがって、多数の遭遇の後、軽い天体は速度を増し、重い天体は速度を失う傾向があります。[ 15 ]
動的緩和により、一部の天体は銀河脱出速度に達するのに十分なエネルギーを得て銀河を離れ、より小さく密度の高い銀河を残します。この密度の高い銀河では遭遇がより頻繁に起こるため、その後プロセスが加速します。その結果、ほとんどの天体（90%～99%）が銀河から放出され、ごく一部（おそらく1%～10%）が中心の超大質量ブラックホールに落ち込みます。[ 6 ] [ 15 ]落ちた残骸の物質は、十分な物質が存在する限り、その周囲に降着円盤を形成し、クエーサーを生成すると示唆されています。[ 36 ]
密度が減少し、宇宙定数がゼロでない膨張宇宙では、物質密度はゼロに達し、その結果、黒色矮星、中性子星、ブラックホール、惑星を除くほとんどの物質が熱平衡状態で電離して散逸することになる。[ 37 ]
以下のタイムラインは、陽子が崩壊することを前提としています。
宇宙のその後の進化は、陽子崩壊の可能性と速度に依存する。実験的証拠によれば、陽子が不安定な場合、その半減期は少なくとも10である。35年。 [ 38 ]大統一理論（GUT）の中には、 10の期間にわたって陽子の長期的な不安定性を予測するもの32と1038年、標準的な（超対称性のない）陽子崩壊の上限は1.4 × 1036年、そしてあらゆる陽子崩壊（超対称性モデルを含む）の全体的な上限最大値は6 × 10です。42年。 [ 39 ] [ 40 ]最近の研究では、陽子の寿命（不安定な場合）が10以上であることが示されている。36 – 1037年という期間範囲は、より単純なGUTやほとんどの非超対称性モデルを除外する。
原子核に束縛された中性子も、陽子と同程度の半減期で崩壊すると考えられている。惑星（準恒星天体）は、より重い元素から水素、そして最終的には光子とレプトンへと単純なカスケードプロセスで崩壊し、その際にエネルギーを放射する。[ 41 ]
陽子が全く崩壊しない場合、恒星は消滅するものの、その速度はより遅くなるだろう。詳しくは、下記の「陽子崩壊のない未来」の項 を参照のこと。
陽子の半減期が短いか長いかによって、プロセスが加速または減速します。これは、10 秒後には40年（アダムスとラフリン（1997）が使用した陽子の最大半減期）の間に、すべてのバリオン物質の半分が陽子崩壊によってガンマ線光子とレプトンに変換されるだろう。
陽子の半減期を仮定すると、核子（陽子と束縛された中性子）は宇宙が10億年経過するまでにおよそ1000回の半減期を経ることになる。43歳。これは、推定10の約0.5 1,000（約10 −301 ）倍の核子が存在することを意味します。現在宇宙には80個の陽子が存在するが[ 42 ] 、退化時代の終わりには陽子は一つも残らないだろう。事実上、すべてのバリオン物質は光子とレプトンに変化する。いくつかのモデルは、観測可能な宇宙の現在の直径（およそ6 × 10）よりも大きい直径を持つ安定なポジトロニウム原子の形成を予測している。34メートル） [ 43 ] 1098年、そしてこれらは10年後にガンマ線に崩壊する。176年。 [ 6 ] [ 7 ]
陽子が上記の理論に従って崩壊しない場合、縮退時代はより長く続き、ブラックホール時代と重なるか、それを超えることになる。10のタイムスケールでは65固体物質は量子トンネル効果によって原子や分子を再配列する可能性があり、拡散と重力によって液体のように振る舞い、滑らかな球体になる可能性があると理論づけられている。 [ 14 ]縮退した恒星天体は、例えばアドラー・ベル・ジャキウ異常、仮想ブラックホール、あるいは半減期が10未満である可能性のある高次元超対称性を含むプロセスを介して、陽子崩壊を経験する可能性がある。220年。 [ 6 ]
2018年の標準模型の偽真空崩壊までの寿命の推定値。95%信頼区間は、トップクォーク質量の不確実性などにより、 10⁶⁵年から10⁷²⁵年である。 [ 44 ]
標準模型物理学では陽子は安定しているが、電弱レベルでは量子異常が存在する可能性があり、これによりバリオン（陽子と中性子）のグループがスファレロン遷移を介して反レプトンに消滅する可能性がある。[ 45 ]このようなバリオン/レプトンの破れは3の倍数であり、3つのバリオンの倍数またはグループでのみ発生するため、このような事象を制限または禁止することができる。スファレロンは高エネルギーおよび高温では定期的に発生すると考えられているが、低エネルギーレベルではまだ実験的に観測されていない。
10年後43 年後、ブラックホールが宇宙を支配するだろう。それらはホーキング放射によってゆっくりと蒸発するだろう。 [ 6 ]質量が約1太陽質量 のブラックホールは約2 × 10⁶年後に消滅するだろう。 64年。ブラックホールの寿命は質量の3乗に比例するため、質量が大きいブラックホールほど崩壊に時間がかかります。質量が10の超大質量ブラックホール11 (1000 億)太陽質量は約 2 × 10 秒で蒸発する93歳。 [ 46 ]
宇宙最大のブラックホールは今後も成長し続けると予測されている。銀河の超銀河団の崩壊時には、 14（100 兆）太陽質量の銀河が形成される可能性がある。しかし、これらの銀河でさえ、 10の時間のスケールで蒸発してしまうだろう。109 [ 47 ]から10110年。
ホーキング放射は熱スペクトルを持つ。ブラックホールの寿命のほとんどの間、放射は低温で、主に光子や仮想重力子などの質量のない粒子の形をとる。ブラックホールの質量が減少するにつれて温度は上昇し、ブラックホールの質量が10の質量まで減少する頃には太陽の温度に匹敵するようになる。19キログラム。その後、ブラックホールはブラックホール時代の一般的な暗闇の中で一時的な光源を提供する。蒸発の最終段階では、ブラックホールは質量のない粒子だけでなく、電子、陽電子、陽子、反陽子などのより重い粒子も放出する。 [ 15 ]
すべてのブラックホールが蒸発した後（そして、陽子が不安定であれば、陽子で構成された通常の物質がすべて崩壊した後）、宇宙はほぼ空っぽになるだろう。光子、レプトン、バリオン、ニュートリノ、電子、陽電子はあちこち飛び回り、互いに出会うことはほとんどないだろう。重力的には、宇宙は暗黒物質、電子、陽電子（陽子ではない）によって支配されるだろう。[ 48 ]
この時代には、非常に拡散した物質しか残っていないため、宇宙の活動は最終的に（以前の時代と比較して）劇的に衰退し、エネルギーレベルは非常に低く、時間スケールは非常に大きくなり、イベントが発生するとしても非常に長い時間がかかります。宇宙空間を漂う電子と陽電子は互いに遭遇し、時折ポジトロニウム原子を形成します。しかし、これらの構造は不安定であり、構成粒子は最終的に対消滅しなければなりません。しかし、ほとんどの電子と陽電子は束縛されずに残ります。[ 49 ]他の低レベルの対消滅イベントも、非常にゆっくりとは発生します。宇宙は現在、徐々に最低エネルギー状態に向かっています。
陽子が崩壊しない場合でも、恒星質量天体はブラックホールになるが、その速度はさらに遅くなる。以下は、陽子崩壊が起こらないと仮定した場合のタイムラインである。
2018年の標準模型の偽真空崩壊までの寿命の推定値。95%信頼区間は、トップクォーク質量の不確実性などにより、 10⁶⁵年から10¹³⁸³年である。 [ 44 ] [注1 ]
101500年後、量子トンネル効果によるピクノ核融合によって、恒星質量天体の軽核が鉄56原子核に融合するはずである（鉄の同位体を参照）。核分裂とアルファ粒子放出によって重核も鉄に崩壊し、恒星質量天体は鉄の冷たい球体、すなわち鉄星となるはずである。 [ 14 ]しかし、これが起こる前に、一部の黒色矮星では、この過程によってチャンドラセカール限界が低下し、 10年後に超新星爆発が起こると予想されている。1100年。非縮退シリコンは、約10で鉄にトンネルすると計算されている。32, 000年。 [ 50 ]
量子トンネル効果によって大きな物体はブラックホールに変化し、（これらの時間スケールでは）亜原子粒子に蒸発するはずです。仮定によっては、これが起こるのにかかる時間は10 10から計算できます。26歳から10歳76年。量子トンネル効果により、鉄星が約1010中性子星に崩壊することもある。76歳。 [ 14 ]
ブラックホールが蒸発すると、ほぼすべてのバリオン物質が亜原子粒子（電子、中性子、陽子、クォーク）に崩壊します。宇宙は現在、ほぼ純粋な真空状態（偽の真空が存在する可能性あり）です。宇宙の膨張により、宇宙はゆっくりと絶対零度まで冷却されます。宇宙は現在、先に述べた状態よりもさらに低いエネルギー状態に達します。[ 51 ] [ 52 ]
この時代以降に何が起こるかは非常に憶測の域を出ない。ビッグリップイベントがはるか未来に起こる可能性もある。 [ 53 ] [ 54 ]この特異点は有限のスケールファクターで発生するだろう。
現在の真空状態が偽の真空である場合、真空はさらに低いエネルギー状態に崩壊する可能性がある。[ 55 ]
おそらく、極めて低いエネルギー状態は、局所的な量子現象が無視できる微視的な現象ではなく、主要な巨視的現象になることを意味する。なぜなら、この時代には最小の摂動でさえ最大の差を生むため、空間や時間に何が起こるか、あるいは何が起こる可能性があるかは予測できないからである。「巨視的物理学」の法則は崩壊し、量子物理学の法則が優勢になると考えられている。[ 9 ]
膨大な時間の中で、ポアンカレ再帰または熱ゆらぎによって自発的なエントロピー減少が起こる可能性もあると仮説が立てられている（ゆらぎの定理も参照）。[ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]これにより、ランダムな量子トンネル効果と量子ゆらぎによって、宇宙は永遠の熱的死を回避できる可能性がある。これは、およそ10¹⁰¹⁰の時間に新たなビッグバンが発生し、新たな宇宙が創造される確率がゼロではないことを考慮すると理解できる。物理学者のショーン・M・キャロルとジェニファー・チェンによると、 56年である。 [ 59 ]
陽子が崩壊する場合：
陽子が崩壊しない場合：
重力結合の最大規模（例えば銀河の超銀河団）を想定しているため、ブラックホールの形成は最終的に、質量が最大 10 までで終了する。14 M☉ ...ブラックホールがすべてのエネルギー範囲を放射し尽くすまでの時間スケール...10最大10のブラックホールの場合、 109年14 M ☉。