ชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลเป็นหัวข้อหนึ่งในจักรวาลวิทยาเชิงฟิสิกส์ ซึ่งข้อจำกัดทางทฤษฎีทำให้สามารถ อธิบายและประเมินสถานการณ์ที่เป็นไปได้สำหรับการวิวัฒนาการและชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล ได้ จากหลักฐานการสังเกตที่มีอยู่ การตัดสินชะตากรรมและการวิวัฒนาการของจักรวาลได้กลายเป็นคำถามทางจักรวาลวิทยาที่ถูกต้อง ซึ่งอยู่เหนือข้อจำกัด ที่ไม่สามารถทดสอบได้ ส่วนใหญ่ ของความเชื่อในตำนานหรือศาสนา สมมติฐานทางวิทยาศาสตร์ต่างๆ ได้ทำนายอนาคตที่เป็นไปได้หลายประการ รวมถึงความเป็นไปได้ที่จักรวาลอาจมีอยู่เป็นระยะเวลาจำกัดหรือไม่มีที่สิ้นสุดหรือเพื่ออธิบายลักษณะและสถานการณ์ของการกำเนิดของจักรวาล

การสังเกตการณ์ของเอ็ดวิน ฮับเบิลในช่วงทศวรรษ 1930–1950 พบว่ากาแล็กซีดูเหมือนจะเคลื่อนที่ออกห่างจากกัน ซึ่งนำไปสู่ ทฤษฎี บิ๊กแบง ที่ได้รับการยอมรับในปัจจุบัน สิ่งนี้ชี้ให้เห็นว่าเอกภพเริ่มต้นด้วยความหนาแน่นสูงมากเมื่อประมาณ13.787 พันล้านปีก่อนและได้ขยายตัวและ (โดยเฉลี่ย) มีความหนาแน่น น้อยลง เรื่อยมาตั้งแต่นั้น^{[ 1 ]}การยืนยันทฤษฎีบิ๊กแบงส่วนใหญ่ขึ้นอยู่กับการทราบอัตราการขยายตัว ความหนาแน่นเฉลี่ยของสสาร และคุณสมบัติทางกายภาพของมวล-พลังงานในเอกภพ

นักจักรวาลวิทยาส่วนใหญ่เห็นพ้องกันว่ารูปร่างของจักรวาลนั้นถือว่า "แบนราบ" ( เส้นขนานยังคงขนานกัน) และจักรวาลจะขยายตัวต่อไปเรื่อยๆ^{[ 2 ] [ 3 ]}

ปัจจัยที่ต้องนำมาพิจารณาในการกำหนดต้นกำเนิดและชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล ได้แก่ การเคลื่อนที่โดยเฉลี่ยของกาแล็กซี รูปร่างและโครงสร้างของจักรวาล และปริมาณของสสารมืดและพลังงานมืดที่จักรวาลมีอยู่

การสำรวจทางวิทยาศาสตร์เชิงทฤษฎีเกี่ยวกับชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลเป็นไปได้ด้วย ทฤษฎีสัม พัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ในปี 1915 ทฤษฎี สัมพัทธภาพทั่วไปสามารถนำมาใช้อธิบายจักรวาลในระดับที่ใหญ่ที่สุดได้ มีคำตอบที่เป็นไปได้หลายคำตอบสำหรับสมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป และแต่ละคำตอบบ่งบอกถึงชะตากรรมสุดท้ายที่เป็นไปได้ของจักรวาล

Alexander Friedmannเสนอวิธีแก้ปัญหา หลายประการ ในปี พ.ศ. 2465 เช่นเดียวกับGeorges Lemaîtreในปี พ.ศ. 2460 ^{[ 4 ]}ในวิธีแก้ปัญหาบางประการเหล่านี้ จักรวาลได้ขยายตัวจากภาวะเอกฐาน เริ่มต้น ซึ่งโดยพื้นฐานแล้วคือบิ๊กแบง

ในปี ค.ศ. 1929 เอ็ดวิน ฮับเบิลได้ตีพิมพ์ข้อสรุปของเขา ซึ่งได้จากการสังเกต ดาว แปรแสงเซเฟอิดในกาแล็กซีที่อยู่ห่างไกล ว่าเอกภพกำลังขยายตัว นับจากนั้นเป็นต้นมาจุดเริ่มต้นของเอกภพและจุดจบ ที่เป็นไปได้ของมัน ก็กลายเป็นหัวข้อของการวิจัยทางวิทยาศาสตร์อย่างจริงจัง

ในปี พ.ศ. 2460 Georges Lemaîtreได้เสนอทฤษฎีที่ต่อมาเรียกว่าทฤษฎีบิ๊กแบงเกี่ยวกับต้นกำเนิดของจักรวาล^{[ 4 ]}ในปี พ.ศ. 2491 Fred Hoyleได้เสนอทฤษฎีสภาวะคงที่ซึ่งเป็นทฤษฎีที่ตรงกันข้าม โดยระบุว่าจักรวาลขยายตัวอย่างต่อเนื่องแต่ยังคงไม่เปลี่ยนแปลงทางสถิติเนื่องจากมีการสร้างสสารใหม่ขึ้นอย่างต่อเนื่อง ทฤษฎีทั้งสองนี้เป็นคู่แข่งกันอย่างแข็งขันจนกระทั่งการค้นพบ รังสี พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล ในปี พ.ศ. 2508 โดย Arno Allan PenziasและRobert Woodrow Wilsonซึ่งเป็นข้อเท็จจริงที่ทำนายทฤษฎีบิ๊กแบงได้อย่างตรงไปตรงมา และเป็นสิ่งที่ทฤษฎีสภาวะคงที่ดั้งเดิมไม่สามารถอธิบายได้ ด้วยเหตุนี้ ทฤษฎีบิ๊กแบงจึงกลายเป็นมุมมองที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางที่สุดเกี่ยวกับต้นกำเนิดของจักรวาลอย่างรวดเร็ว

ไอน์สไตน์และคนร่วมสมัยของเขาเชื่อในจักรวาลที่คงที่เมื่อไอน์สไตน์พบว่า สมการสัม พัทธภาพทั่วไป ของเขา สามารถแก้ไขได้ง่ายในลักษณะที่ทำให้จักรวาลสามารถขยายตัวในปัจจุบันและหดตัวในอนาคตอันไกลโพ้น เขาจึงเพิ่มสิ่งที่เขาเรียกว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยา เข้าไปในสมการเหล่านั้น ซึ่งโดยพื้นฐานแล้วคือความหนาแน่นของพลังงานคงที่ ไม่ได้รับผลกระทบจากการขยายตัวหรือการหดตัวใดๆ ซึ่งมีบทบาทในการชดเชยผลกระทบของแรงโน้มถ่วงต่อจักรวาลโดยรวมในลักษณะที่ทำให้จักรวาลยังคงคงที่ อย่างไรก็ตาม หลังจากที่ฮับเบิลประกาศข้อสรุปของเขาว่าจักรวาลกำลังขยายตัว ไอน์สไตน์ก็เขียนว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยาของเขาเป็น "ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุดในชีวิตของฉัน" ^{[ 5 ]}

พารามิเตอร์สำคัญในทฤษฎีชะตากรรมของจักรวาลคือพารามิเตอร์ความหนาแน่นโอเมกา (ω ) ซึ่งกำหนดโดยความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารในจักรวาลหารด้วยค่าวิกฤตของความหนาแน่นนั้น ค่านี้จะเลือกรูปทรงเรขาคณิต ที่เป็นไปได้ 3 แบบ ขึ้นอยู่กับว่าω เท่ากับ น้อยกว่า หรือมากกว่าω รูปทรงเรขาคณิตเหล่านี้เรียกว่า จักรวาลแบน จักรวาลเปิด และจักรวาลปิด ตามลำดับ คำคุณศัพท์ทั้งสามนี้หมายถึงรูปทรงเรขาคณิตโดยรวมของจักรวาลไม่ใช่การโค้งงอของกาลอวกาศ ในระดับท้องถิ่น ที่เกิดจากกลุ่มมวลขนาดเล็ก (เช่นกาแล็กซีและดาวฤกษ์ ) หากเนื้อหาหลักของจักรวาลเป็นสสารเฉื่อย ดังเช่นในแบบจำลองฝุ่นที่ได้รับความนิยมในช่วงศตวรรษที่ 20 ชะตากรรมเฉพาะจะสอดคล้องกับรูปทรงเรขาคณิตแต่ละแบบ ดังนั้นนักจักรวาลวิทยาจึงมุ่งที่จะกำหนดชะตากรรมของจักรวาลโดยการวัดω หรือเทียบเท่ากับอัตราการชะลอตัวของการขยายตัว ${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle 1}$${\displaystyle \Omega }$

นับตั้งแต่ปี 1998 การสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวาในกาแล็กซี ที่อยู่ห่างไกล ได้รับการตีความว่าสอดคล้อง กับ ^{[ 6 ]}จักรวาลที่มีการขยายตัวเร่งขึ้นทฤษฎีจักรวาลวิทยาที่ตามมาได้รับการออกแบบมาเพื่อรองรับการเร่งตัวที่เป็นไปได้นี้ โดยเกือบทุกครั้งจะอ้างถึงพลังงานมืดซึ่งในรูปแบบที่ง่ายที่สุดก็คือค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่เป็นบวก โดยทั่วไป พลังงานมืดเป็นคำที่ใช้เรียกโดยรวมสำหรับสนามสมมติฐานใดๆ ที่มีความดันเป็นลบ โดยปกติจะมีค่าความหนาแน่นที่เปลี่ยนแปลงไปตามการขยายตัวของจักรวาล นักจักรวาลวิทยาบางคนกำลังศึกษาว่าพลังงานมืดที่แปรผันตามเวลา (เนื่องจากส่วนหนึ่งเกิดจากสนามสเกลาร์ในจักรวาลยุคแรก) สามารถแก้ปัญหาวิกฤตในจักรวาลวิทยา ได้หรือ ไม่^{[ 7 ]}การสำรวจกาแล็กซีที่จะเกิดขึ้นจาก กล้องโทรทรรศน์อวกาศ Euclid , Nancy Grace RomanและJames Webb (และข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินรุ่นต่อไป ) คาดว่าจะช่วยพัฒนาความเข้าใจของเราเกี่ยวกับพลังงานมืด (โดยเฉพาะอย่างยิ่งว่าควรเข้าใจว่าเป็นพลังงานคงที่ที่มีอยู่ในอวกาศ เป็นสนามควอนตัมที่เปลี่ยนแปลงตามเวลา หรือเป็นอย่างอื่นโดยสิ้นเชิง) ^{[ 8 ]}

ฉันทามติทางวิทยาศาสตร์ในปัจจุบันของนักจักรวาลวิทยาส่วนใหญ่คือชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลขึ้นอยู่กับรูปร่างโดยรวม ปริมาณพลังงานมืดที่มีอยู่ และสมการสถานะซึ่งกำหนดว่าความหนาแน่นของพลังงานมืดตอบสนองต่อการขยายตัวของจักรวาลอย่างไร^{[ 3 ]}การสังเกตการณ์ล่าสุดสรุปได้ว่า 7.5 พันล้านปีหลังจากบิ๊กแบง อัตราการขยายตัวของจักรวาลน่าจะเพิ่มขึ้น สอดคล้องกับทฤษฎีจักรวาลเปิด^{[ 9 ]}อย่างไรก็ตาม การวัดที่ทำโดยWilkinson Microwave Anisotropy Probeชี้ให้เห็นว่าจักรวาลอาจแบนราบหรือใกล้เคียงกับแบนราบมาก^{[ 2 ]}

ถ้าเป็นเช่นนั้นเรขาคณิตของอวกาศจะเป็นแบบปิดเหมือนพื้นผิวของทรงกลม ผลรวมของมุมของสามเหลี่ยมมีค่ามากกว่า 180 องศา และไม่มีเส้นขนาน ทุกเส้นจะมาบรรจบกันในที่สุด เรขาคณิตของจักรวาลนั้น อย่างน้อยในระดับที่ใหญ่มาก จะเป็นรูปทรงวงรี ${\displaystyle \Omega >1}$

ในเอกภพปิด แรงโน้มถ่วงจะหยุดการขยายตัวของเอกภพในที่สุด หลังจากนั้นเอกภพจะเริ่มหดตัวจนกระทั่งสสารทั้งหมดในเอกภพยุบตัวลงสู่จุดเดียว ซึ่งเป็นเอกภาวะสุดท้ายที่เรียกว่า " บิ๊กครันช์ " ซึ่งเป็นสิ่งที่ตรงกันข้ามกับบิ๊กแบงอย่างไรก็ตาม หากเอกภพมีพลังงานมืด แรงผลักที่เกิดขึ้นอาจเพียงพอที่จะทำให้เอกภพขยายตัวต่อไปตลอดกาล แม้ว่า[ ^{10 ] นี่}คือกรณีในแบบจำลอง Lambda-CDM ที่ได้รับการยอมรับในปัจจุบัน ซึ่งพบว่าพลังงานมืดคิดเป็นประมาณ 68% ของพลังงานทั้งหมดในเอกภพจากการสังเกตการณ์ ตามแบบจำลอง Lambda-CDM เอกภพจะต้องมีความหนาแน่นของสสารเฉลี่ยมากกว่าค่าที่วัดได้ในปัจจุบันประมาณสิบเจ็ดเท่า เพื่อที่จะเอาชนะผลกระทบของพลังงานมืดและทำให้เอกภพยุบตัวลงในที่สุด ทั้งๆ ที่ตามแบบจำลอง Lambda-CDM การเพิ่มขึ้นของความหนาแน่นของสสารใดๆ ก็ตามจะส่งผลให้ ${\displaystyle \Omega >1}$${\displaystyle \Omega >1}$

ถ้าเรขาคณิตของอวกาศเป็นแบบเปิดกล่าวคือ โค้งเป็นลบเหมือนพื้นผิวของอานม้า ผลรวมของมุมของสามเหลี่ยมจะน้อยกว่า 180 องศา และเส้นที่ไม่ตัดกันจะไม่เท่ากันเสมอไป โดยจะมีจุดที่ระยะทางน้อยที่สุดและจะแยกออกจากกันมากขึ้น เรขาคณิตของจักรวาลดังกล่าวเป็นแบบไฮเปอร์โบลิก^{[ 11 ]}${\displaystyle \Omega <1}$

แม้ไม่มีพลังงานมืด จักรวาลที่มีความโค้งเป็นลบก็ขยายตัวไปเรื่อยๆ โดยที่แรงโน้มถ่วงแทบจะไม่มีผลต่ออัตราการขยายตัวเลย แต่เมื่อมีพลังงานมืด การขยายตัวไม่เพียงแต่จะดำเนินต่อไปเท่านั้น แต่ยังเร่งตัวขึ้นอีกด้วย ชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลเปิดที่มีพลังงานมืดคือการตายจากความร้อน ของจักรวาล หรือ " บิ๊กริป " ^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] [ 15 ]}ซึ่งการเร่งความเร็วที่เกิดจากพลังงานมืดในที่สุดก็จะแข็งแกร่งมากจนเอาชนะผลกระทบของแรงโน้มถ่วง แรงแม่เหล็กไฟฟ้าและแรงยึดเหนี่ยวที่แข็งแกร่ง ได้อย่างสมบูรณ์ ในทางกลับกัน ค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่เป็นลบ ซึ่งจะสอดคล้องกับความหนาแน่นของพลังงานที่เป็นลบและความดันที่เป็นบวก จะทำให้แม้แต่จักรวาลเปิดก็ยุบตัวลงเป็นบิ๊กครันช์อีกครั้ง

ถ้าความหนาแน่นเฉลี่ยของเอกภพเท่ากับความหนาแน่นวิกฤตพอดี ดังนั้นเรขาคณิตของเอกภพจึงแบนราบ: เช่นเดียวกับเรขาคณิตแบบยุคลิดผลรวมของมุมของสามเหลี่ยมคือ 180 องศา และเส้นขนานจะรักษาระยะห่างเท่าเดิมอย่างต่อเนื่อง การวัดจากWilkinson Microwave Anisotropy Probeได้ยืนยันว่าเอกภพแบนราบโดยมีข้อผิดพลาด 0.4% ^{[ 2 ]}${\displaystyle \Omega =1}$

ในกรณีที่ไม่มีพลังงานมืด เอกภพแบบแบนจะขยายตัวไปเรื่อยๆ แต่ด้วยอัตราที่ลดลงอย่างต่อเนื่อง โดยการขยายตัวจะเข้าใกล้ศูนย์ในที่สุด แต่หากมีพลังงานมืด อัตราการขยายตัวของเอกภพจะชะลอตัวลงในตอนแรกเนื่องจากแรงโน้มถ่วง แต่ในที่สุดก็จะเพิ่มขึ้น และชะตากรรมสุดท้ายของเอกภพก็จะเหมือนกับเอกภพแบบเปิด

ชะตากรรมของจักรวาลอาจถูกกำหนดโดยความหนาแน่น หลักฐานส่วนใหญ่จนถึงปัจจุบัน ซึ่งอิงจากการวัดอัตราการขยายตัวและความหนาแน่นของมวล สนับสนุนจักรวาลที่จะขยายตัวต่อไปอย่างไม่มีที่สิ้นสุด ส่งผลให้เกิดสถานการณ์ "การแช่แข็งครั้งใหญ่" ดังที่กล่าวมาข้างต้น^{[ 16 ]}อย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ยังไม่สรุปแน่ชัด และแบบจำลองทางเลือกอื่นๆ ก็ยังเป็นไปได้

ความตายจากความร้อนของจักรวาล หรือที่รู้จักกันในชื่อ Big Freeze (หรือ Big Chill) คือสถานการณ์ที่การขยายตัวอย่างต่อเนื่องส่งผลให้จักรวาลเข้าใกล้ ศูนย์ องศาเซลเซียสอย่างไม่มีที่สิ้นสุดภายใต้สถานการณ์นี้ จักรวาลจะถึงสภาวะเอนโทรปี สูงสุดในที่สุด ซึ่งทุกสิ่งจะกระจายตัวอย่างสม่ำเสมอและไม่มีการไล่ระดับ พลังงาน ซึ่งจำเป็นต่อการรักษากระบวนการประมวลผลข้อมูล ซึ่งรูปแบบหนึ่งคือชีวิตสถานการณ์นี้ได้รับการยอมรับว่าเป็นชะตากรรมที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุด^{[ 17 ]}

ในสถานการณ์นี้คาดว่าดาวฤกษ์ จะก่อตัวขึ้นตามปกติเป็นเวลา 10 ¹²ถึง 10 ¹⁴ (1–100 ล้านล้าน) ปี แต่ในที่สุดปริมาณก๊าซที่จำเป็นสำหรับการก่อตัวของดาวฤกษ์จะหมดลง เมื่อดาวฤกษ์ที่มีอยู่หมดเชื้อเพลิงและหยุดส่องแสง จักรวาลจะค่อยๆ มืดลงอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ ในที่สุดหลุมดำจะครอบงำจักรวาล แต่พวกมันจะหายไปตามกาลเวลาเนื่องจากปล่อยรังสีฮอว์คิง [ ^{18 ] ใน}ช่วงเวลาอันไม่มีที่สิ้นสุด อาจมี การลดลง ของเอนโทรปี โดยธรรมชาติ ตามทฤษฎีบทการเกิดซ้ำของปวงกาเรความผันผวนทางความร้อน^{[ 19 ] [ 20 ]}และทฤษฎีบทความผันผวน^{[ 21 ] [ 22 ]}

สถานการณ์การตายจากความร้อนเข้ากันได้กับแบบจำลองเชิงพื้นที่ทั้งสามแบบ แต่จำเป็นต้องให้เอกภพถึงจุดต่ำสุดของอุณหภูมิในที่สุด^{[ 23 ]}หากไม่มีพลังงานมืด สถานการณ์นี้จะเกิดขึ้นได้เฉพาะภายใต้เรขาคณิตแบบแบนหรือไฮเปอร์โบลิกเท่านั้น หากมีค่าคงที่จักรวาลวิทยาเป็นบวก สถานการณ์นี้ก็สามารถเกิดขึ้นได้ในเอกภพแบบปิดเช่นกัน

ในบทความปี 1979 ของเขาเรื่อง "เวลาที่ไม่มีวันสิ้นสุด: ฟิสิกส์และชีววิทยาในจักรวาลเปิด" นักฟิสิกส์Freeman Dysonได้เสนอสถานการณ์สำหรับอนาคตอันไกลโพ้นที่สิ่งมีชีวิตที่มีสติปัญญาสามารถบรรลุความเป็นอมตะได้ด้วยการประมวลผลความคิดจำนวนอนันต์^{[ 24 ]}แนวคิดนี้ซึ่งรู้จักกันในชื่อ " สติปัญญานิรันดร์ของ Dyson " เดิมทีตั้งอยู่บนจักรวาลเปิด ซึ่งเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยาที่ขยายตัวไปเรื่อยๆ ในบริบทของค่าคงที่จักรวาลวิทยาเป็นศูนย์ (จักรวาลแบนหรือเปิดที่ไม่มีพลังงานมืด) จักรวาลจะยังคงเย็นลงเมื่อขยายตัว แต่ในอัตราที่ลดลง แนวคิดของ Dyson คือสิ่งมีชีวิตที่มีสติปัญญาสามารถเก็บพลังงานได้ในปริมาณจำกัดและใช้พลังงานนั้นในปริมาณที่น้อยลงเรื่อยๆ หลังจากการใช้พลังงานแต่ละครั้งสำหรับกระบวนการคิด สิ่งมีชีวิตเหล่านี้จะเข้าสู่สภาวะจำศีลเป็นระยะเวลานานมาก ทำให้จักรวาลเย็นลงได้อีก เมื่ออุณหภูมิโดยรอบของจักรวาลลดลง พลังงานขั้นต่ำที่จำเป็นสำหรับการคำนวณ (ความคิด) ก็จะลดลงด้วยเช่นกัน ซึ่งในทางทฤษฎีแล้วจะทำให้สามารถประมวลผลความคิดได้เป็นจำนวนอนันต์ในช่วงเวลาอันไม่มีที่สิ้นสุด แม้ว่าจะมีพลังงานสำรองจำกัดก็ตาม อย่างไรก็ตาม สถานการณ์นี้ก็เผชิญกับความท้าทาย เนื่องจากการค้นพบการขยายตัวที่เร่งขึ้น ซึ่งขับเคลื่อนโดยค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาที่เป็นบวก บ่งชี้ว่าจักรวาลจะไม่เย็นลงอย่างไม่มีที่สิ้นสุด และบริเวณที่อยู่ห่างไกลกันจะขาดการเชื่อมต่อเชิงสาเหตุ ซึ่งจะขัดขวางการอยู่รอดอย่างไม่มีที่สิ้นสุดตามที่ไดสันจินตนาการไว้

ค่าคงที่ฮับเบิลในปัจจุบันกำหนดอัตราเร่งของเอกภพที่ไม่มากพอที่จะทำลายโครงสร้างเฉพาะที่ เช่น กาแล็กซี ซึ่งยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง แต่มากพอที่จะเพิ่มช่องว่างระหว่างกาแล็กซีเหล่านั้น การเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องของค่าคงที่ฮับเบิลไปจนถึงอนันต์จะส่งผลให้วัตถุทั้งหมดในเอกภพ เริ่มต้นจากกาแล็กซี และในที่สุด (ภายในระยะเวลาจำกัด) ทุกรูปแบบ ไม่ว่าจะเล็กเพียงใด จะแตกสลายกลายเป็นอนุภาคพื้นฐาน ที่ไม่ยึดเหนี่ยวกัน รังสี และอื่นๆ เมื่อความหนาแน่นของพลังงาน ปัจจัยมาตราส่วน และอัตราการขยายตัวกลายเป็นอนันต์ เอกภพจะสิ้นสุดลงในสิ่งที่เรียกได้ว่าเป็นภาวะเอกฐาน

ในกรณีพิเศษของพลังงานมืดลึกลับซึ่งมีพลังงานจลน์ติดลบที่คาดว่าจะส่งผลให้เกิดอัตราเร่งที่สูงกว่าที่ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาอื่นๆ ทำนายไว้ อาจเกิดการฉีกขาดครั้งใหญ่ที่ฉับพลันกว่าเดิมได้

สมมติฐาน บิ๊กครันช์เป็นมุมมองสมมาตรเกี่ยวกับชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล เช่นเดียวกับที่บิ๊กแบงตามทฤษฎีเริ่มต้นจากการขยายตัวของจักรวาล ทฤษฎีนี้สันนิษฐานว่าความหนาแน่นเฉลี่ยของจักรวาลจะเพียงพอที่จะหยุดการขยายตัวและจักรวาลจะเริ่มหดตัว ผลลัพธ์ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด การประมาณอย่างง่ายจะทำให้สสารและกาลอวกาศทั้งหมดในจักรวาลยุบตัวลงเป็นเอกภาวะ ไร้มิติ กลับไปสู่จุดเริ่มต้นของจักรวาลด้วยบิ๊กแบง แต่ในระดับดังกล่าวจำเป็นต้องพิจารณาผลกระทบควอนตัมที่ไม่ทราบ (ดูแรงโน้มถ่วงควอนตัม ) หลักฐานล่าสุดชี้ให้เห็นว่าสถานการณ์นี้ไม่น่าจะเกิดขึ้น แต่ยังไม่ได้ตัดทิ้ง เนื่องจากมีการวัดผลในช่วงเวลาที่ค่อนข้างสั้นและอาจเปลี่ยนแปลงได้ในอนาคต^{[ 17 ]}

สถานการณ์นี้ทำให้บิ๊กแบงเกิดขึ้นทันทีหลังจากบิ๊กครันช์ของเอกภพก่อนหน้า หากสิ่งนี้เกิดขึ้นซ้ำ ๆ มันจะสร้างแบบจำลองวัฏจักร ซึ่งเรียกอีกอย่างว่าเอกภพแบบสั่น เอกภพนั้นอาจประกอบด้วยลำดับอนันต์ของเอกภพที่มีขนาดจำกัด โดยแต่ละเอกภพที่มีขนาดจำกัดจะจบลงด้วยบิ๊กครันช์ซึ่งก็คือบิ๊กแบงของเอกภพถัดไป ปัญหาของเอกภพแบบวัฏจักรคือมันไม่สอดคล้องกับกฎข้อที่สองของอุณหพลศาสตร์เนื่องจากเอนโทรปีจะสะสมจากการสั่นแต่ละครั้งและทำให้ เอกภพ ดับสูญด้วยความร้อน ในที่สุด หลักฐานในปัจจุบันยังบ่งชี้ว่าเอกภพไม่ได้ปิดสนิทสิ่งนี้ทำให้เหล่านักจักรวาลวิทยาละทิ้งแบบจำลองเอกภพแบบสั่น แนวคิดที่คล้ายคลึงกันนี้ได้รับการยอมรับจากแบบจำลอง วัฏจักร แต่แนวคิดนี้หลีกเลี่ยงการดับสูญด้วยความร้อนเนื่องจากการขยายตัวของแบรนส์ที่เจือจางเอนโทรปีที่สะสมในวัฏจักรก่อนหน้า

ทฤษฎี บิ๊กบาวน์ซ์ (Big Bounce)เป็นแบบจำลองทางวิทยาศาสตร์ที่เกี่ยวข้องกับจุดเริ่มต้นของจักรวาลที่เรารู้จัก มันมาจากแนวคิดจักรวาลแบบสั่นหรือการตีความแบบวัฏจักรของบิ๊กแบง (Big Bang) ซึ่งเหตุการณ์ทางจักรวาลวิทยาครั้งแรกเป็นผลมาจากการยุบตัวของจักรวาลก่อนหน้า

ตามทฤษฎีบิ๊กแบงเวอร์ชันหนึ่งของจักรวาลวิทยา ในตอนเริ่มต้น จักรวาลมีความหนาแน่นอนันต์ คำอธิบายดังกล่าวดูเหมือนจะขัดแย้งกับทฤษฎีอื่น ๆ ที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวาง โดยเฉพาะอย่างยิ่งกลศาสตร์ควอนตัมและหลักการความไม่แน่นอน^{[ 25 ]}ดังนั้น กลศาสตร์ควอนตัมจึงก่อให้เกิดทฤษฎีบิ๊กแบงอีกเวอร์ชันหนึ่ง โดยเฉพาะอย่างยิ่งที่ว่าจักรวาลได้ทะลุผ่านเข้ามาและมีความหนาแน่นจำกัดที่สอดคล้องกับกลศาสตร์ควอนตัม ก่อนที่จะวิวัฒนาการในลักษณะที่ควบคุมโดยฟิสิกส์คลาสสิก^{[ 25 ]}นอกจากนี้ หากจักรวาลเป็นแบบปิด ทฤษฎีนี้จะทำนายว่าเมื่อจักรวาลนี้ยุบตัวลง มันจะสร้างจักรวาลอื่นขึ้นมาในเหตุการณ์ที่คล้ายกับบิ๊กแบงหลังจากถึงจุดเอกฐานของจักรวาลหรือแรงผลักควอนตัมทำให้เกิดการขยายตัวอีกครั้ง

กล่าวโดยง่าย ทฤษฎีนี้กล่าวว่าจักรวาลจะวนซ้ำวัฏจักรของการระเบิดครั้งใหญ่ (Big Bang) ตามด้วยการยุบตัวครั้งใหญ่ (Big Crunch) อย่างต่อเนื่อง

ความเป็นไปได้แต่ละอย่างที่กล่าวมานั้นอิงตามสมการสถานะของพลังงานมืดในรูปแบบง่ายๆ อย่างไรก็ตาม ดังที่ชื่อบ่งบอกพลังงานมืดนั้น ยังไม่เป็นที่รู้จักมากนักในปัจจุบัน หากทฤษฎีการขยาย ตัวของเอกภพ เป็นจริง เอกภพได้ผ่านช่วงเวลาหนึ่งที่ถูกครอบงำด้วยพลังงานมืดรูปแบบอื่นในช่วงแรกเริ่มของการระเบิดครั้งใหญ่ แต่การขยายตัวของเอกภพได้สิ้นสุดลง ซึ่งบ่งชี้ว่าสมการสถานะมีความซับซ้อนมากกว่าที่สันนิษฐานไว้สำหรับพลังงานมืดในปัจจุบัน เป็นไปได้ว่าสมการสถานะของพลังงานมืดอาจเปลี่ยนแปลงอีกครั้ง ส่งผลให้เกิดเหตุการณ์ที่มีผลกระทบซึ่งยากต่อการคาดการณ์หรือกำหนดพารามิเตอร์ เนื่องจากธรรมชาติของพลังงานมืดและสสารมืดยังคงเป็นปริศนา แม้กระทั่งเป็นเพียงสมมติฐาน ความเป็นไปได้ต่างๆ ที่เกี่ยวข้องกับบทบาทของพวกมันในเอกภพจึงยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด

นอกจากนี้ยังมีเหตุการณ์ที่เป็นไปได้อีกหลายอย่าง เช่น บิ๊กสลurp ซึ่งจะสร้างความเสียหายร้ายแรงต่อจักรวาล แม้ว่าจักรวาลโดยรวมจะไม่ถูกทำลายไปอย่างสิ้นเชิงก็ตาม

ทฤษฎีนี้กล่าวว่า เอกภพดำรงอยู่ในสุญญากาศเทียม และสามารถกลายเป็นสุญญากาศแท้จริงได้ทุกเมื่อ

สนามฮิกส์ซึ่งแผ่กระจายไปทั่วจักรวาลนั้น คล้ายกับสนามแม่เหล็กไฟฟ้า มาก โดยความแรงจะแปรผันตามศักยภาพของมัน สุญญากาศที่แท้จริงมีอยู่ตราบใดที่จักรวาลอยู่ในสถานะพลังงานต่ำสุด ซึ่งในกรณีนี้ทฤษฎีสุญญากาศเทียมจะไม่เกี่ยวข้อง อย่างไรก็ตาม หากสุญญากาศไม่ได้อยู่ในสถานะพลังงานต่ำสุด ( สุญญากาศเทียม ) มันอาจจะทะลุผ่านไปยังสถานะพลังงานที่ต่ำกว่า หรือที่รู้จักกันในชื่อการสลายตัวของสุญญากาศ^{[ 26 ]}สิ่งนี้มีศักยภาพที่จะเปลี่ยนแปลงจักรวาลอย่างพื้นฐาน ในบางสถานการณ์ แม้แต่ค่าคงที่ทางฟิสิกส์ ต่างๆ ก็อาจมีค่าที่แตกต่างกัน ส่งผลกระทบอย่างรุนแรงต่อรากฐานของสสารพลังงานและกาลอวกาศนอกจากนี้ยังเป็นไปได้ที่โครงสร้างทั้งหมดจะถูกทำลายในทันทีโดยไม่มีการเตือนล่วงหน้า^{[ 27 ]}

อย่างไรก็ตาม จักรวาลเพียงบางส่วนเท่านั้นที่จะถูกทำลายโดยบิ๊กสลัวร์ป ในขณะที่จักรวาลส่วนใหญ่ยังคงไม่ได้รับผลกระทบ เนื่องจากกาแล็กซีที่อยู่ห่างกันมากกว่า 4.2 กิกะพาร์เซก (13 พันล้านปีแสง ) กำลังเคลื่อนที่ออกจากกันเร็วกว่าความเร็วแสงในขณะที่บิ๊กสลัวร์ปเองไม่สามารถขยายตัวได้เร็วกว่าความเร็วแสง^{[ 28 ]}เพื่อให้เห็นภาพชัดเจน ขนาดของจักรวาลที่สังเกตได้ในปัจจุบันมีขนาดประมาณ 46 พันล้านปีแสงในทุกทิศทางจากโลก^{[ 29 ]}

การเลือกจากสถานการณ์คู่แข่งเหล่านี้ทำได้โดยการ 'ชั่งน้ำหนัก' จักรวาล ตัวอย่างเช่น การวัดสัดส่วนการมีส่วนร่วมของสสารรังสีสสารมืดและพลังงานมืดต่อความหนาแน่นวิกฤตกล่าวโดยละเอียดกว่านั้น สถานการณ์ที่แข่งขันกันจะได้รับการประเมินโดยใช้ข้อมูลเกี่ยวกับการกระจุกตัวของกาแล็กซีและซูเปอร์โนวา ที่อยู่ไกลออกไป รวมถึงความไม่สม่ำเสมอใน พื้นหลัง ไมโครเวฟ ของจักรวาล

• อดัมส์, เฟร็ด; เกรกอรี ลาฟลิน (2000). ยุคทั้งห้าของจักรวาล: ภายในฟิสิกส์แห่งนิรันดร์ . ไซมอน แอนด์ ชูสเตอร์ ออสเตรเลีย. ISBN 978-0-684-86576-8.
• ไชส์สัน, เอริค (2001). วิวัฒนาการแห่งจักรวาล: การเพิ่มขึ้นของความซับซ้อนในธรรมชาติ . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ด. ISBN 978-0-674-00342-2.
• ไดสัน, ฟรีแมน (2004). อนันต์ในทุกทิศทาง (การบรรยายกิฟฟอร์ด 1985) . ฮาร์เปอร์ เพเรนเนียล. ISBN 978-0-06-039081-5.
• แฮร์ริสัน, เอ็ดเวิร์ด (2003). หน้ากากแห่งจักรวาล: แนวคิดที่เปลี่ยนแปลงไปเกี่ยวกับธรรมชาติของจักรวาล . สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 978-0-521-77351-5.
• แม็ค, เคที (2020). จุดจบของทุกสิ่ง: (ในเชิงดาราศาสตร์ฟิสิกส์) . สคริบเนอร์. ISBN 978-1-9821-0354-5.
• เพนโรส, โรเจอร์ (2004). เส้นทางสู่ความเป็นจริง . สำนักพิมพ์อัลเฟรด เอ. นอฟฟ์. ISBN 978-0-679-45443-4.
• Prigogine, Ilya (2003). อนาคตเป็นสิ่งที่กำหนดไว้แล้วหรือ?สำนักพิมพ์ World Scientific Publishing. ISBN 978-981-238-508-6.
• สโมลิน, ลี (2001). สามหนทางสู่แรงโน้มถ่วงควอนตัม: ความเข้าใจใหม่เกี่ยวกับอวกาศ เวลา และจักรวาล . ฟีนิกซ์. ISBN 978-0-7538-1261-7.
• มอร์ริส, ริชาร์ด (1982). ชะตากรรมของจักรวาล . นิวยอร์ก: เพลย์บอยเพรส. ISBN 0-87223-748-6. OCLC  7924027 .
• อิสลาม, จามาล เอ็น. (1983). ชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล . เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 0-521-24814-0. OCLC  8728162 .

• Baez, J., 2004, " จุดจบของจักรวาล "
• Caldwell, RR; Kamionski, M.; Weinberg, NN (2003). "พลังงานลึกลับและวันสิ้นโลกในจักรวาล". Physical Review Letters . 91 (7) 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Bibcode : 2003PhRvL..91g1301C . doi : 10.1103/physrevlett.91.071301 . PMID  12935004 . S2CID  119498512 .
• Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, " พารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา "
• Musser, George (2010). "เวลาจะสิ้นสุดได้หรือไม่?" Scientific American . 303 (3): 84– 91. Bibcode : 2010SciAm.303c..84M . doi : 10.1038/scientificamerican0910-84 (ไม่ใช้งาน 12 กรกฎาคม 2025). PMID  20812485 .{{cite journal}}: CS1 maint: DOI ไม่ใช้งานแล้วตั้งแต่เดือนกรกฎาคม 2025 ( ลิงก์ )
• Vaas, Ruediger; Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2007). "พลังงานมืดและอนาคตขั้นสูงสุดของสิ่งมีชีวิต". arXiv : physics/0703183 .
• ประวัติโดยย่อของจุดจบของทุกสิ่ง (A Brief History of the End of Everything)ซีรีส์ทาง วิทยุ BBC Radio 4
• วิชาจักรวาลวิทยาที่สถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย (Caltech )
• จามาล นา ซรูล อิสลาม (1983): ชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลสำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์เคมบริดจ์ ประเทศอังกฤษISBN 978-0-521-11312-0(ฉบับพิมพ์ดิจิทัลเผยแพร่ในปี 2009)