مه‌بانگ: تفاوت میان نسخه‌ها

== سرانجام جهان ==

{{نوشتار اصلی|سرانجام کیهان}}

پیش از مشاهدات مربوط به وجود [[انرژی تاریک]]، کیهان شناسان دو سناریوی متفاوت برای آینده جهان متصور بودند. اگر چگالی جرم جهان بیشتر از مقدار بحرانی بود، جهان به اندازه بیشینه‌ای رسیده و شروع به فروپاشی می‌کرد. جهان چگالتر و داغ تر می‌شد تا سر انجام به وضعیتی مشابه وضعیتی که از آن شروع شده‌است برسد. به این فرایند [[مه‌رمب]] {{انگلیسی|Big Crunch}} می‌گویند.<ref name="autogenerated2">Kolb and Turner, 1988, chapter 3</ref> در حالت دیگر اگر چگالی جهان با چگالی بحرانی برابر یا از آن کمتر بود انبساط کندتر شده اما هرگز متوقف نخواهد شد. با مصرف شدن تمام گازهای میان ستاره‌ای درون کهکشانها، زایش ستارگان متوقف می‌شود و ستاره‌ها کاملاً می‌سوزند و از خود [[کوتوله سفید|کوتوله‌های سفید]]، [[ستاره نوترونی|ستاره‌های نوترونی]] و [[سیاهچاله]] به جای می‌گذارند. در روندی بسیار کند و تدریجی این اجسام با هم برخورد می‌کنند و سیاهچاله‌های بزرگتر و بزرگتری پدید می‌آید و دمای متوسط جهان به سمت [[صفر مطلق]] میل خواهد کرد - [[انجماد بزرگ]].<ref>{{یادکرد وب | نام خانوادگی =Griswold | نام =Britt | عنوان =What is the Ultimate Fate of the Universe? | work =Universe 101 Big Bang Theory | ناشر =NASA | تاریخ = 2012 | پیوند =http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html}}</ref>

علاوه بر این اگر پروتون [[واپاشی پروتون|ناپایدار]] باشد ماده باریونی ناپدید خواهد شد و تنها تابش و سیاهچاله باقی می‌ماند. در نهایت سیاه چاله‌ها نیز بر اثر انتشار [[تابش هاوکینگ]] تبخیر خواهند شد. [[انتروپی]] جهان تا نقطه‌ای افزایش خواهد یافت که هیچ شکل سازمان دیده‌ای از انرژی را نمی‌توان از آن استخراج کرد. این سناریو را مرگ گرمایی جهان می‌نامند.<ref name=dying>{{یادکرد ژورنال|عنوان=A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects|نام=Fred C. Adams and Gregory Laughlin|ژورنال=Reviews of Modern Physics |دوره=69 |شماره=2 |صفحه=337–372 |تاریخ=1997 |bibcode=1997RvMP...69..337A |doi=10.1103/RevModPhys.69.337| arxiv=astro-ph/9701131}}.</ref>{{rp|sec VI.D}}