Der Big Freeze (englisch für „großes Einfrieren“; auch Big Chill („große Kühle“) und Big Whimper („großes Wimmern“) genannt) ist ein hypothetisches Ende des Universums. Andere populäre Szenarien aus der modernen Kosmologie sind der Big Crunch und der Big Rip.

Beim Big Freeze wird die Expansion des Universums unendlich fortdauern und durch Dunkle Energie noch weiter beschleunigt werden, wodurch der Raum zwischen den Galaxien größer werden wird. Das Universum wird umso kühler, je mehr es sich ausdehnt, bei einer unendlichen Ausdehnung nähert sich seine Temperatur dann asymptotisch dem absoluten Nullpunkt, die Namen Big Freeze und Big Chill rühren von dieser Kälte. Photonen, und sogar Gammastrahlen, werden so weit rotverschoben, dass ihre große Wellenlänge und niedrige Energie sie unerkennbar macht. Sterne werden sich noch 1 bis 100 Billionen Jahre lang bilden, bis das Gas zur Bildung von Sternen aufgebraucht ist. Da das Universum expandiert, den existierenden Sternen mit der Zeit der Brennstoff ausgeht und diese aufhören zu leuchten, wird das Universum mit fortschreitender Zeit immer dunkler und (wie gesagt) auch immer kälter werden. Falls das Proton, wie es einige Theorien annehmen, nicht stabil ist und zerfällt, werden auch die Sternenreste verschwinden. Danach bleiben nur noch Neutronensterne und schwarze Löcher übrig, die wiederum in supermassereiche schwarze Löcher verschwinden werden (in ~ einer Quintillion Jahren). Die Atome werden zerfallen (in ~ einer Sextillion Jahre) und selbst die supermassereichen schwarzen Löcher könnten sich durch die Hawking-Strahlung auch noch auflösen (spätestens nach 10 Septendezilliarden Jahren). Damit erreicht die Temperatur am Ende einen Wert, der überall genau gleich ist, so dass keine thermodynamische Arbeit mehr möglich ist, was dann im endgültigen Wärmetod des Universums endet.

Das Universum endet dann wahrscheinlich in einem ewigen thermischen Gleichgewicht, außer es kommt aufgrund des Tunneleffektes irgendwann zu einem spontanen Entropieabfall, der zu einem neuen Urknall führt (ähnlich wie beim Big Bounce).

Die Form des Universums ist Kosmologen noch unklar. Es könnte offen (mit negativer Krümmung), flach oder geschlossen (mit positiver Krümmung) sein. Wenn das Universum als Ganzes geschlossen ist, müsste genügend abstoßend wirkende Dunkle Energie vorhanden sein, um der anziehend wirkenden Gravitation entgegenwirken zu können und den Big Freeze somit möglich zu machen. Ein offenes oder flaches Universum wird sich dauerhaft ausdehnen, auch ohne Dunkle Energie.

Beobachtungen der kosmischen Hintergrundstrahlung der Wilkinson Microwave Anisotropy Probe und des Planck-Weltraumteleskops legen die Vermutung nahe, dass das Universum räumlich flach ist und dass eine bemerkenswerte Menge an Dunkler Energie vorhanden ist. In diesem Fall wird das Universum wahrscheinlich sogar mit wachsender Geschwindigkeit (also exponentiell) expandieren. Diese Vermutung wird u.a. auch durch die Beobachtung weit entfernter Supernovae gestützt.

Das Szenario des Big Freeze nimmt die fortwährende Expansion des Universums als gegeben an. Wenn das Universum jedoch wieder zu kontrahieren beginnt, werden die im Folgenden geschilderten Ereignisse vermutlich nicht passieren, dann ist der Big Crunch das wahrscheinlichere Ende des Universums.

In den 1970er-Jahren untersuchten der Astrophysiker Jamal Islam und der Physiker Freeman Dyson die Zukunft eines expandierenden Universums. 1999 teilten die Astrophysiker Fred Adams und Gregory Laughlin in ihrem Buch The Five Ages of the Universe die Vergangenheit und die Zukunft eines expandierenden Universums in fünf Ären ein. Die erste, die Primordiale Ära, ist die Zeit direkt nach dem Urknall, wenn die Sterne sich noch nicht gebildet haben. Die zweite, die Sternenreiche Ära, beinhaltet die heutige Zeit und alle Sterne und Galaxien, die wir sehen. In dieser Zeit bilden sich Sterne durch den Kollaps von Gaswolken. In der folgenden Ära, der Ära der Degeneration, werden alle Sterne ausgebrannt sein, und alle Objekte stellarer Masse werden Sternenreste sein, nämlich Weiße Zwerge, Neutronensterne oder Schwarze Löcher. Nach Auffassung von Adams und Laughlin werden sich in der Ära der Schwarzen Löcher Weiße Zwerge, Neutronensterne und andere kleinere astronomische Objekte durch Protonenzerfall auflösen, wonach nur noch Schwarze Löcher übrig bleiben. Schließlich werden auch diese in der Dunklen Ära verschwunden sein und nur noch Photonen und Leptonen werden existieren.

von 10⁶ (1 Million) Jahren bis 10¹⁴ (100 Billionen) Jahren nach dem Urknall

Das beobachtbare Universum ist zurzeit 1,38 · 1010 (13,8 Milliarden) Jahre alt.[16] Daher befinden wir uns derzeit in der sternenreichen Ära. Seit sich nach dem Urknall der erste Stern bildete, entstehen Sterne durch Kollaps von kleinen, dichten Kernregionen in großen, kalten molekularen Wolken aus Wasserstoff. Dadurch entsteht zuerst ein Protostern, der aufgrund von Energie, die durch Kelvin-Helmholtz-Kontraktion entsteht, heiß und hell ist. Wenn dieser Protostern sich genügend zusammenzieht, wird sein Kern heiß genug für Kernfusion von Wasserstoff und sein Leben als Stern beginnt.

Sterne mit sehr niedriger Masse werden ihren gesamten Wasserstoff verbrauchen und zu Weißen Zwergen aus Helium werden.[17] Sterne mit niedriger bis mittlerer Masse werden einen Teil ihrer Masse als Planetarischen Nebel ausstoßen und zu Weißen Zwergen werden, Sterne mit größerer Masse werden in einer Supernova vom Typ II explodieren, wobei ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch entsteht.[18] In jedem dieser Fälle bleibt ein Sternenrest übrig, nur ein Teil der Materie des Sterns kommt ins interstellare Medium zurück. Früher oder später geht das für die Bildung von Sternen notwendige Gas zur Neige.

Zusammenwachsen der Lokalen Gruppe

in 10¹¹ (100 Milliarden) bis 10¹² (1 Billion) Jahren

Die Galaxien der Lokalen Gruppe, des Galaxienhaufens, dem die Milchstraße und die Andromedagalaxie angehören, sind gravitativ aneinander gebunden. Die derzeit 2,5 Millionen Lichtjahre von unserer Galaxie entfernte Andromedagalaxie bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 Kilometern pro Sekunde auf die Galaxis zu. In etwa 5 Milliarden Jahren, oder 19 Milliarden Jahre nach dem Urknall, werden die Galaxis und die Andromedagalaxie kollidieren und zusammen eine große Galaxie bilden. Es wird erwartet, dass die gravitative Wirkung dazu führt, dass die Lokale Gruppe in 1011 (100 Milliarden) bis 1012 (1 Billion) Jahren zu einer riesigen Galaxie verschmilzt.[5]

Unter der Annahme, dass Dunkle Energie zu einer sich beschleunigenden Expansion des Universums führt, werden in etwa 150 Milliarden Jahren alle Objekte außerhalb der Lokalen Gruppe sich hinter dem kosmologischen Horizont  befinden. Dadurch wird es unmöglich, dass Ereignisse in der Lokalen Gruppe Auswirkungen auf andere Galaxien haben. Ähnlich werden Ereignisse nach 150 Milliarden Jahren, die von Beobachtern in entfernten Galaxien gesehen werden, keine Auswirkungen mehr auf die Lokale Gruppe haben können. Ein Beobachter in der Lokalen Gruppe kann zwar entfernte Galaxien noch sehen, doch was beobachtet wird, wird mit der Zeit exponentiell mehr gravitativ zeitverschoben und rotverschoben sein, während die Galaxie sich dem kosmologischen Horizont nähert und die Zeit dort für den Beobachter zu stoppen scheint. Der Beobachter in der Lokalen Gruppe wird die entfernte Galaxie jedoch nicht hinter dem kosmologischen Horizont verschwinden sehen und wird nie Ereignisse sehen, die nach 150 Milliarden Jahren in deren Zeit passiert sind. Daher wird der intergalaktische Transport und die Kommunikation nach 150 Milliarden Jahren unmöglich sein.

In 2 · 1012 (2 Billionen) Jahren wird Strahlung aus allen Galaxien außerhalb des Lokalen Superhaufens so rotverschoben sein, dass sogar Gammastrahlen, die sie aussenden, Wellenlängen haben werden, die länger sind als das zu dieser Zeit beobachtbare Universum. Daher werden diese Galaxien nicht mehr erkannt werden können.

Bildung von Sternen endet

von 10¹⁴ (100 Billionen) bis 10⁴⁰ Jahren

In 100 Billionen Jahren wird die Bildung von Sternen enden, und nur noch Sternenreste werden übrig bleiben. Diese Zeit, genannt Ära der Degeneration, dauert, bis die letzten Sternreste zerfallen. Die langlebigsten Sterne im Universum sind Rote Zwerge mit der niedrigsten Masse (etwa 0,08 Sonnenmassen), die etwa 1013 Jahre lang leben. Zufälligerweise ist diese Dauer vergleichbar mit der Dauer der Zeit, in der sich Sterne bilden. Wenn die Bildung von Sternen endet und die leichtesten Roten Zwerge ihren Brennstoff verbrauchen, endet die Kernfusion. Die Roten Zwerge mit niedriger Masse werden abkühlen und zu toten Schwarzen Zwergen werden. Die einzigen verbleibenden Objekte mit mehr als planetarer Masse werden Braune Zwerge mit einer Masse von weniger als 0,08 Sonnenmassen und Sternenreste sein; Weiße Zwerge, die aus Sternen mit einer Masse von 0,08 bis 8 Sonnenmassen entstanden sind, und Neutronensterne und Schwarze Löcher, die aus Sternen mit einer Ausgangsmasse von mehr als 8 Sonnenmassen entstanden sind. Den größten Teil der Masse vereinen dabei die Weißen Zwerge in sich, etwa 90 %. Ohne Energiequellen werden alle diese ehemals leuchtenden Körper abkühlen und dunkel werden.

Das Universum wird dunkel werden, nachdem der letzte Stern ausgebrannt ist. Auch dann kann es aber neu erzeugte Strahlung im Universum geben. Eine Möglichkeit ist, dass sich zwei Weiße Zwerge aus Kohlenstoff und Sauerstoff mit einer gemeinsamen Masse über der Chandrasekhar-Grenze, also von etwa 1,44 Sonnenmassen, vereinigen. Das daraus entstehende Objekt wird in einer Supernova vom Typ Ia explodieren und die Dunkelheit der Ära der Degeneration für wenige Wochen unterbrechen. Wenn die gemeinsame Masse unter der Chandrasekhar-Grenze liegt, aber größer als die Mindestmasse zur Kernfusion zu Kohlenstoff (etwa 0,9 Sonnenmassen) ist, dann wird noch einmal ein Kohlenstoffstern entstehen, der eine Lebensdauer von etwa 106 (1 Million) Jahren hat. Wenn zwei Weiße Zwerge aus Helium mit einer gemeinsamen Masse von mindestens 0,3 Sonnenmassen kollidieren, wird ein Heliumstern entstehen, dessen Lebenszeit wenige hundert Millionen Jahre beträgt. Sollten zwei genügend große Braune Zwerge kollidieren, entsteht ein Roter Zwerg, der für 1013 (10 Billionen) Jahre leuchten kann.

Im Laufe der Zeit tauschen die Objekte in einer Galaxie kinetische Energie in einem Prozess, der dynamische Entspannung genannt wird, aus, sodass ihre Geschwindigkeitsverteilung die Maxwell-Boltzmann-Verteilung erreicht. Dynamische Entspannung kann entweder durch nahe Begegnungen von zwei Sternen oder durch weniger starke, aber dafür häufigere Begegnungen erfolgen. Im Falle einer nahen Begegnung begegnen sich zwei Braune Zwerge oder Sternenreste und die Umlaufbahnen der beteiligten Objekte ändern sich leicht. Nach vielen Begegnungen verlieren schwere Objekte an kinetischer Energie, während leichte Objekte kinetische Energie hinzugewinnen.

Aufgrund der dynamischen Entspannung werden manche Objekte genug Energie gewinnen, um die galaktische Fluchtgeschwindigkeit zu erreichen und die Galaxie verlassen, wonach eine kleinere, dichtere Galaxie zurückbleibt. Dadurch verlassen die meisten Objekte (90 % bis 99 %) die Galaxie, während ein kleiner Rest (1 % bis 10 %) übrig bleibt und in das zentrale Supermassive Schwarze Loch fällt. Es wird vermutet, dass die Materie der Sternenreste sich in einer Akkretionsscheibe sammelt und einen Quasar bildet, solange genug Materie vorhanden ist.

in 10⁴⁰ bis 10¹⁰⁰ Jahren

Nach 1040 Jahren werden Schwarze Löcher das Universum dominieren. Diese verdampfen langsam durch Hawking-Strahlung. Ein Schwarzes Loch mit etwa der Masse der Sonne besteht etwa 2 · 1066 Jahre lang. Da die Lebensdauer eines Schwarzen Lochs proportional zur dritten Potenz seiner Masse ist, brauchen massivere Schwarze Löcher länger um zu zerfallen. Ein Supermassives Schwarzes Loch mit einer Masse von 100 Milliarden Sonnenmassen verdampft in 2 · 1099 Jahren.[26]

Hawking-Strahlung entspricht einer Wärmestrahlung. Während des Großteils der Lebenszeit des Schwarzen Loches hat dieses eine niedrige Temperatur, die Strahlung besteht hauptsächlich aus masselosen Teilchen wie Photonen und den hypothetischen Gravitonen. Während die Masse des Schwarzen Loches kleiner wird, steigt seine Temperatur; wenn die Masse auf 1019 Kilogramm gefallen ist, entspricht sie etwa der der Sonne. Das Loch sorgt dann für eine zeitweilige Lichtquelle während der allgemeinen Dunkelheit in der Ära der schwarzen Löcher. Am Ende ihres Lebens emittieren Schwarze Löcher nicht nur masselose Teilchen, sondern auch schwerere Teilchen wie Elektronen, Positronen, Protonen  und Antiprotonen.[12]

In etwa 1065 Jahren werden vermeintlich starre Objekte, wie zum Beispiel Steine, fähig sein, ihre Atome und Moleküle über den Tunneleffekt neu anzuordnen, sich zu verhalten wie eine Flüssigkeit, nur langsamer.

Materie zerfällt zu Eisen

in 10¹⁵⁰⁰ Jahren

In 101500 Jahren könnte kalte Fusion durch den Tunneleffekt leichte Elemente in Eisen-56 verwandeln. Kernspaltung und Alphastrahlung wird auch schwere Elemente zu Eisen zerfallen lassen, stellare Objekte bleiben schließlich als kalte Eisenkugeln zurück, sogenannte Eisensterne.

Kollaps von Eisensternen zu Schwarzen Löchern

In 10^10^26 bis 10^10^76 

Der Tunneleffekt wird auch große Objekte in Schwarze Löcher verwandeln. Das könnte in 10^10^26 bis 10^10^76 Jahren stattfinden. Der Tunneleffekt könnte auch den Kollaps von Eisensternen in Neutronensterne verursachen, was in etwa 10^10^76 Jahren stattfinden soll. Nun haben auch die Zeitangaben selbst astronomische Maßstäbe erreicht. Wollte man die Zahl 10^10^26 ohne Potenzdarstellung auf Papierseiten im Format DIN A4 (1500 Zeichen pro Seite) ausdrucken, würde der Seitenstapel etwa 1.000 Lichtjahre ins All bis über den Stern Rigel hinaus reichen. Für eine derartige Darstellung der Zahl wäre die heutige Ausdehnung des beobachtbaren Universums um Größenordnungen zu klein.

Viele Szenarien des Big Freeze legen die Existenz des Protonenzerfalls zugrunde. Es wird außerdem erwartet, dass auch im Kern gebundene Neutronen mit einer Halbwertszeit zerfallen, die mit der des Protons vergleichbar ist.

Bei instabilen Protonen wäre die Ära der Degeneration deutlich kürzer. Die konkreten Zeitangaben sind von der zugrundegelegten Halbwertszeit der Nukleonen abhängig. Experimente deuten auf eine untere Schranke dieser Halbwertszeit von mindestens 10^34 Jahren hin. Bei der Suche nach einer „Großen vereinheitlichten Theorie“ geht man für das Proton von einer Halbwertszeit von weniger als 10^41 Jahren aus. In diesem Szenario wird für das Proton eine Halbwertszeit von etwa 10^37 Jahren angenommen. Kürzere oder längere Halbwertszeiten beschleunigen oder verlangsamen den Prozess.

Es wird geschätzt, dass es momentan 10^80 Protonen im Universum gibt. Mit der oben angenommenen Halbwertszeit des Protons sind etwa 1000 Halbwertszeiten vergangen, wenn das Universum 10^40 Jahre alt ist. Das bedeutet, dass sich die Anzahl der Protonen 1000 mal halbiert hat. Da ungebundene Neutronen innerhalb von Minuten zerfallen, wird es zu diesem Zeitpunkt damit praktisch keine Nukleonen mehr geben. Alle baryonische Materie hat sich in Photonen und Leptonen umgewandelt. Manche Modelle sagen die Bildung von stabilen   Positronium mit einem größeren Durchmesser als das heutige beobachtbare Universum in 10^85 Jahren voraus, und, dass dieses in 10^141 Jahren in Gammastrahlung zerfällt.

Es existieren auch Vorhersagen zu anderen Zerfallsmöglichkeiten des Protons, zum Beispiel über Prozesse wie Virtuelle Schwarze Löcher oder andere übergeordnete Prozesse, mit einer Halbwertszeit von unter 10200 Jahren.

ab 10¹⁰⁰ Jahren

Nachdem alle schwarzen Löcher verdampft sind (und nachdem – im Falle instabiler Protonen – alle Materie aus Nukleonen sich aufgelöst hat), wird das Universum so gut wie leer sein. Photonen, Neutrinos, Elektronen und Positronen werden umherfliegen und sich dabei kaum begegnen. Die höchste Schwerkraft besitzen daraufhin die Dunkle Materie, Elektronen und Positronen.

In dieser Ära fällt die Aktivität im Universum dramatisch ab (verglichen mit den vorherigen Ären), zwischen Vorgängen mit sehr kleinen Energieumwandlungen liegen große Zeitabstände. Elektronen und Positronen, die durch den Raum fliegen, werden sich begegnen und in manchen Fällen Positronium bilden. Dieses ist instabil, denn die Bestandteile annihilieren sich. Das Universum erreicht zu diesem Zeitpunkt eine sehr niedrige Energiedichte.

Was danach passieren könnte, ist rein spekulativ. Möglicherweise wird es weit in der Zukunft zum Big Rip kommen. Andere Möglichkeiten sind eine zweite Inflation oder, vorausgesetzt, das Vakuum ist ein falsches Vakuum, der Zerfall des Vakuums in einen niedrigeren Energiezustand.

Bei den vorliegenden niedrigen Energiedichten werden Quantenereignisse wesentlicher als vernachlässigbare mikroskopische Ereignisse, folglich dominieren die Gesetze der Quantenphysik.

Das Universum kann möglicherweise dem Wärmetod durch Quantenfluktuationen  entgehen, die einen neuen Urknall in etwa {\displaystyle 10^{10^{56}}} Jahren verursachen können.

Über eine unendliche Zeit könnte nach dem Wiederkehrsatz eine spontane Reduktion von Entropie stattfinden, hervorgerufen durch Fluktuationen.

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