Co to jest śmierć cieplna Wszechświata?
Śmierć cieplna Wszechświata to hipotetyczny końcowy stan kosmologiczny, w którym całkowita entropia osiąga maksimum – energia jest tak równomiernie rozłożona, że żadne procesy termodynamiczne nie mogą już zachodzić. Jest to konsekwencja drugiej zasady termodynamiki stosowanej do całego Wszechświata i jest uważany za najbardziej prawdopodobny scenariusz jego ostatecznego losu w standardowym modelu kosmologicznym LCDM z ciemną energią.
Chronologia śmierci cieplnej: do ok. 10^14 lat gasną ostatnie gwiazdy (czerwone karły); do ok. 10^15 lat rozpadają się gromady gwiazd przez wyrzucanie gwiazd; do ok. 10^40 lat rozpadają się protony (jeśli proton jest nietrwały zgodnie z teoriami supersymetrii); do ok. 10^67 lat odparowują czarne dziury o masie gwiazdowej przez promieniowanie Hawkinga; do ok. 10^100 lat odparowują supermasywne czarne dziury. Na końcu pozostaje jedynie rozrzedzona plazma fotonów, neutrin i lekkich cząstek o temperaturze bliskiej zeru absolutnemu, asymptotycznie zbliżającej się do niego, lecz nigdy go nie osiągającej. W takim stanie nie istnieje żadna możliwość tworzenia struktur, przetwarzania informacji ani życia.
Śmierć cieplna różni się od innych scenariuszy końca Wszechświata: Wielki Rozryw (Big Rip) zakładałby rozrywanie samej przestrzeni przez narastającą ciemną energię; Wielki Krasch (Big Crunch) – kolaps grawitacyjny (niemożliwy przy przyspieszającej ekspansji). Termin śmierć cieplna wprowadził lord Kelvin w 1852 roku. Napięcie Hubble’a i nieznana natura ciemnej energii pozostawiają otwartą kwestię dokładnego losu Wszechświata – obecny model LCDM zakłada stałą kosmologiczną, nie zaś dynamicznie zmieniającą się ciemną energię.