প্রসারমান মহাবিশ্বের ভবিষ্যৎ

পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে জানা যায় যে আমাদের মহাবিশ্ব অবিরত প্রসারিত হয়েছে এবং ভবিষ্যতেও প্রসারিত হতেই থাকবে। মহাবিশ্ববিজ্ঞানের তত্ত্ব অনুযায়ী, যতই মহাবিশ্ব প্রসারিত হয়েছে, ততই এর তাপমাত্রা কমেছে এবং এটি জীবের বসবাসের উপযোগী হয়েছে। ক্রমপ্রসারণের ফলে এই মহাবিশ্বের অন্তিম পরিণতি মহাবিশ্বের তাপ মৃত্যু নামে পরিচিত। যদি তমোশক্তি, যা এক অপরিবর্তনীয় শক্তি ঘনত্ব যা মহাজাগতিক ধ্রুবক দ্বারা চিত্রিত করা হয়, এই মহাবিশ্বের সমস্ত স্থান সুষমভাবে ভর্তি করে থাকে, অথবা স্কেলার ফিল্ড, যেমন "কুইন্টেসেন্স" বা " মডুলি", যাদের শক্তি ঘনত্ব সময় এবং স্থানের সাপেক্ষে পরিবর্তিত হয় - মহাবিশ্বের প্রসারণ দ্রুততর করে তোলে। এর ফলস্বরূপ বিভিন্ন ছায়াপথ ক্রমবর্ধমান হারে পরস্পরের থেকে দূরে সরে যাচ্ছে। লোহিত সরণের (Redshift) কারণে পুরাতন আলোককণার তরঙ্গদৈর্ঘ্য দীর্ঘতর হচ্ছে এবং শক্তি ঘনত্ব হ্রাস পাচ্ছে । নক্ষত্রদের প্রত্যাশিত বয়স সাধারণত ১০১২ থেকে ১০১৪ বছর। কিন্তু নক্ষত্রদের টিকে থাকার জন্য প্রয়োজনীয় গ্যাসের উৎস একদিন শেষ হয়ে যাবে এবং আমাদের মহাবিশ্ব ক্রমশ একটু একটু করে অন্ধকারতর হতে থাকবে। প্রোটন ক্ষয় তত্ত্ব অনুযায়ী নাক্ষত্রিক অবশেষ অন্তর্হিত হয়ে শুধু কৃষ্ণগহ্বর অবশেষ হিসাবে থেকে যাবে। সেগুলো একসময় হকিং বিকিরণের মাধ্যমে বিলুপ্ত হয়ে যাবে। শেষপর্যন্ত মহাবিশ্বের সর্বত্র তাপমাত্রা একই হয়ে যাবে, আর কোন কাজ করা যাবে না, এবং মহাবিশ্বের তাপ মৃত্যু ঘটবে। এই মহাবিশ্বের স্থানিক বক্রতা তিন প্রকারের - মুক্ত (ঋণাত্মক স্থানিক বক্রতা), সমতল এবং বদ্ধ (ধনাত্মক স্থানিক বক্রতা)। যদি স্থানিক বক্রতা বন্ধ হয়, তখন মহাকর্ষীয় বলকে বাধা দেওয়ার জন্য যথেষ্ট পরিমাণে তমোশক্তি উপস্থিত থাকে। কিন্তু তমোশক্তির অনুপস্থিতিতেও সমতল এবং মুক্ত মহাবিশ্ব চিরকাল প্রসারিত হতেই থাকবে। মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ এর ওপর উইলকিন্সন মাইক্রোওয়েভ অ্যানইসোট্রপি প্রব এবং প্লাংক মিশনের পর্যবেক্ষণ থেকে জানা যায় যে মহাবিশ্বের স্থানিক বক্রতা সমতল এবং পর্যাপ্ত পরিমাণে তমোশক্তি বর্তমান। এই পরিস্থিতিতে মহাবিশ্ব অবিরত ত্বরক হারে প্রসারিত হবে। দূরবর্তী সুপারনোভা নিরীক্ষণও মহাবিশ্বের ক্রমবর্ধমান হারে প্রসারণের ঘটনাকে সমর্থন করে। ভৌত বিশ্বতত্ত্বের ল্যামডা-কোল্ড-ডার্ক-ম্যাটার নকশা অনুযায়ী, মহাজাগতিক ধ্রুবকের আকারে তমোশক্তি এই প্রসারণ জ্যামিতিক হারে হবে এবং মহাবি্শ্বের আকার অপরিবর্তনীয় হারে দ্বিগুণ হয়ে যাবে। যদি স্ফীতি তত্ত্ব সত্যি বলে গণ্য করা হয়, তবে মহাবিস্ফোরণ মডেলের প্রাথমিক অবস্থায় মহাবিশ্ব বিভিন্ন রকমের তমোশক্তি দ্বারা পরিচালিত একটি যুগের মধ্যে দিয়ে গেছে। কিন্তু স্ফীতি পর্ব সমাপ্ত হয়েছে, এবং এটি তমোশক্তির একটি জটিল আবস্থার সমীকরণের প্রতি ইঙ্গিত করে। ১৯৭০-এর দশকে জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানী জামাল ইসলাম এবং ফ্রিম্যান ডাইসন প্রসারমান মহাবিশ্বের ভবিষ্যৎ নিয়ে চর্চা করেছিলেন। ১৯৯৯ সালে জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানী ফ্রেড অ্যাডামস এবং গ্রেগরি লাফলিন তাদের প্রকাশিত দ্য ফাইভ এজেস অফ দি ইউনিভার্স নামের বইতে প্রসারমান মহাবিশ্বের অতীত ও ভবিষ্যৎকে পাঁচটি যুগে ভাগ করেন। প্রথমটি আদিম (primordial) যুগ, ঠিক মহাবিস্ফোরণের পরবর্তী সময়, যখন নক্ষত্ররাও তৈরি হয়নি। দ্বিতীয়টি হচ্ছে নক্ষত্রবহুল (stelliferous) যুগ, যা বর্তমান যুগ এবং আমাদের দৃশ্যমান সমস্ত নক্ষত্র এবং ছায়াপথ এর অন্তর্ভুক্ত। এই সময়ে সংকোচনশীল বাতাসের মেঘপুঞ্জ থেকে নক্ষত্ররা তৈরি হচ্ছে। এর পরবর্তীতে আছে অধঃপতন (degenerate) যুগ, যে পর্বে নক্ষত্রের সম্পূর্ণ পুড়ে যাবে এবং নাক্ষত্রিক অবশেষ - শ্বেত বামন নক্ষত্র, নিউট্রন তারকা এবং কৃষ্ণগহ্বর অবশিষ্ট থাকবে। এর পরে কৃষ্ণগহ্বর যুগে শ্বেত বামন নক্ষত্র, নিউট্রন তারকা এবং অন্যান্য অপেক্ষাকৃত ছোটো মহাজাগতিক বস্তু প্রোটন ক্ষয়ের মাধ্যমে ধ্বংস হয়ে যাবে আর শুধু কৃষ্ণগহ্বর বাকি থাকবে। সর্বশেষে আছে তমোযুগ (Dark age), কৃষ্ণগহ্বর অন্তর্হিত হবে, প্রোটন আর লেপটনের পাতলা গ্যাসীয় মিশ্রণ পড়ে থাকবে। এই ভবিষ্যৎ ইতিহাস লেখার সময় কল্পনা করে নেওয়া হয় যে মহাবিশ্বের অবিরাম প্রসারণ ঘতে চলেছে। যদি কোন কারণে মহাবিশ্ব সঙ্কুচিত হতে থাকে তাহলে সময় সারণি আনুসারে পরবর্তী ঘটনা না-ও ঘটতে পারে, কারণ মহাবিশ্ব পুনরায় সঙ্কুচিত হয়ে উষ্ণ, ঘন, মহাবিস্ফোরণের ঠিক পরের মত অবস্থায় রূপান্তরিত হতে পারে, যা মহাসংকোচন নামে পরিচিত। মহাবিস্ফোরণের পর ১০৬ (১ মিলিয়ন) বছর থেকে ১০১৪ (১০০ ট্রিলিয়ন) বছর পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বের বয়স ১.৩৮×১০১০ (১৩.৮ বিলিয়ন) বছর। এটাই নক্ষত্রবহুল যুগের সময়কাল। মহাবিস্ফোরণের প্রায় ১৫৫ মিলিয়ন বছর পর প্রথম নক্ষত্র গঠিত হয়। তখন থেকেই ছোটো, ঘন অন্তস্তল বৃহৎ, শীতল হাইড্রোজেন গ্যাসের আণবিক মেঘের মধ্যে বিনষ্ট হবার মাধ্যমেই নক্ষত্ররা তৈরি হয়েছে। প্রথমে এইভাবে প্রোটো তারকা যেগুলি মহাকর্ষীয় সংকোচন এর জন্য উষ্ণ এবং উজ্জল, তৈরি হয়েছে। কিছুসময় পর্যন্ত প্রোটো তারকা সঙ্কুচিত হয় এবং এর কেন্দ্রস্থল এতটাই উত্তপ্ত হয়ে যায় যে হাইড্রোজেনের ফিউসন শুরু হয়ে যায় এবং তারকা হিসাবে এর জীবন কাল শুরু হয়ে যায়। যেসমস্ত নক্ষত্রের ভর খুব কম, তাদের মধ্যে দ্রাব্য হাইড্রোজেন একসময় শেষ হয়ে যাবে এবং হিলিয়াম শ্বেত বামন নক্ষত্রতে রূপান্তরিত হবে। যেসমস্ত নক্ষত্রের ভর খুব কমও নয় বা মাঝামাঝিও নয়, যেমন আমাদের সূর্য, তাদের কিছু ভর অস্থিরমতি নীহারিকার আকারে নির্গত করে শ্বেত বামন নক্ষত্রতে পরিণত হবে; অপেক্ষাকৃত ভারী নক্ষত্ররা কোর-পতন সুপারনোভাতে বিস্ফোরিত হবে, আর নিউট্রন তারকা এবং কৃষ্ণগহ্বর অবশেষ হিসাবে থেকে যাবে। যদিও প্রত্যেক ক্ষত্রে নক্ষত্রের পদার্থের কিছু অংশ নক্ষত্রমণ্ডলগত মাঝারিতে ফিরে আসে, অধ: পতিত অবশিষ্ট্যাংশ নক্ষত্রমণ্ডলগত মাঝারিতে ফিরে আসে না। সেইজন্য নক্ষত্রর তৈরির জন্য সহজলভ্য গ্যাসের পরিমাণ স্থিরভাবে ফুরিয়ে আসছে। এখন থেকে ৪-৮ বিলিয়ন বছর আগে (বিগ ব্যাং এর ১৭.৭-২১.৭ বিলিয়ন বছর পর) অ্যান্দ্রমেদা ছায়াপথ বর্তমানে আমাদের আকাশগঙ্গা ছায়াপথ থেকে আন্দাজ ২.৫ মিলিয়ন আলোকবর্ষ দূরে এবং তারা পরস্পরে দিকে আন্দাজ ৩০০ কিলোমিটার (১৮৬ মাইলস) প্রতি সেকেণড. আজ থেকে আন্দাজ ৫ বিলিয়ন বছর পর বা বিগ ব্যাং এর ১৯ বিলিয়ন বছর পর, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ এবং অ্যান্দ্রমেদা ছায়াপথ পরস্পরের সাথে ধাক্কা লাগবে এবং একটি বৃহৎ ছায়াপথের সম্পূর্ণভাবে মিশে যাবে। ২০১২ সাল পর্যন্ত এটা স্থির ভাবে জানা ছিল না যে আদৌ সংঘর্ষ হবে কিনা। ২০০২ সাল থেকে ২০১০ সাল পর্যন্ত অ্যান্দ্রমেদার গমনপথ হাবল টেলিস্কোপ এর সাহায্যে অনুসরণ করে ২০১২ সালে গবেষকরা সংঘর্ষ সম্বন্ধ্যে সুনিশ্চিত হয়েছেন। ১০১১(১০০ বিলিয়ন) থেকে ১০১২(১ ট্রিলিয়ন) বছর স্থানীয় গ্রুপের ছায়াপথগুলি, যাদের মধ্যে আকাশগঙ্গা ছায়াপথ এবং অ্যান্দ্রমেদা ছায়াপথও অন্তর্ভুক্ত, মহাকর্ষীয় বলের দ্বারা পরস্পরের বন্ধনে আবদ্ধ। আশা প্রকাশ করা হয় যে আজ থেকে ১০১১(১০০ বিলিয়ন) থেকে ১০১২(১ ট্রিলিয়ন) বছর এর মধ্যে তাদের গতিপথ ক্ষয় পাবে এবং সমগ্র স্থানীয় গ্রুপ একটি বৃহৎ ছায়াপথে মিশে যাবে। যদি কল্পনা করা হয় যে তমোশক্তির জন্য অবিরত ক্রমবর্ধমান হারে মহাবিশ্ব প্রসারমান, থালে আসন্ন ১৫০ বিলিয়ন বছরে স্থানীয় গ্রুপের বহি:স্থ সমস্থ ছায়াপথ মহাজাগতিক দিগন্তের বাইরে ছলে যাবে। তখন স্থানীয় গ্রুপের অভ্যন্তরীণ কোনো ঘটনা অন্য কোনও ছায়াপাথ কে প্রভাবিত করতে পারবে না। ঐভাবে, ১৫০ বিলিয়ন বছর পর দূরবর্তী কোনও ছায়াপথে কোনও পর্যবেক্ষক দেখবে যে কোনও ঘটনা স্থানীয় গ্রুপের অভ্যন্তরীণ কোনো ঘটনাকে প্রভাবিত করার সম্ভাবনা নেই। যদিও স্থানীয় গ্রুপের যেকোনো পর্যবেক্ষক অবিচ্ছিন্নভাবে দূরবর্তী ছায়াপথকে দেখতে পাবে, যতক্ষণ না ছায়াপথগুলো দিগন্তের বাইরে চলে যাবে, কিন্তু ঘটনাগুলোর সময়, সূচক হারে বিস্তৃত হয়ে (এবং লাল স্থানান্তরিত হয়ে) যাবে এবং তারপর বন্ধ হয়ে যাবে। তাই স্থানীয় গ্রুপের পর্যবেক্ষকরা স্থানীয় সময় ১৫০ বিলিয়ন বছর পরের কোনও ঘটনাই দেখতে পাবে না। সেইজন্য ১৫০ বিলিয়ন বছর পর আন্ত-ছায়াপথ পরিবহন এবং যোগাযোগ কার্যকারণসম্পর্কিতভাবে অসম্ভব। ৮x১০১১(৮০০ বিলিয়ন) বছর আজ থেকে ৮x১০১১(৮০০ বিলিয়ন) বছর পর, বিভিন্ন ছায়াপাথের উজ্জ্বলতা কমবে যখন থেকে অপেক্ষাকৃত কম ভরের লাল বামন নক্ষত্র মরে যেতে সুরু করে এবং শ্বেত বামন নক্ষত্রে পরিণত হয়। ২x১০১২(২ ট্রিলিয়ন) বছর আজ থেকে ২x১০১২(২ ট্রিলিয়ন) বছর পর, স্থানীয় সুপার ক্লাস্টারের বহি:স্থ সমস্ত ছায়াপাথগুলি এতটাই লাল স্থানান্তরতাইহ্যে যাবে যে তাদের দ্বারা নির্গত গামা রশ্মির তরঙ্গ দৈর্ঘ্য পর্যবেক্ষণীয় মহাবিশ্বের আয়তনের থেকে বড়। সেইজন্য ওই সব ছায়াপথগুলি আর কক্ষনই নির্ধারণযোগ্য নয়। ১০১৪(১০০ ট্রিলিয়ন) থেকে ১০৪০(১০ ডুওডেসিলিয়ন) বছর পর্যন্ত আজ থেকে ১০১৪(১০০ ট্রিলিয়ন) বছর পর নক্ষত্রের গঠন প্রক্রিয়া বন্ধ হয়ে যাবে। আর সমস্থ নাক্ষত্রিক বস্তু অধ:পতিত অবশেষ হিসাবে পড়ে থাকবে। এই যুগ অপেক্ষাকৃত বেশি সময় স্থায়ী থাকবে। ১০১৪(১০০ ট্রিলিয়ন) বছর এখন থেকে ১০১৪(১০০ ট্রিলিয়ন) বছর পর নক্ষত্রের গঠন প্রক্রিয়া বন্ধ হয়ে যাবে। এই পর্যায়কাল যা অধ:পতিত অবশেষ ক্ষয় না পাওয়া পর্যন্ত স্থায়ী থাকবে, অধ:পতিত (ডিজেনারেট) যুগ নামে পরিচিত। সবচেয়ে কম ভরের নক্ষত্রের তার হাইড্রোজেন শেষ হতে সবচেয়ে বেশি সময় নেয়। তাই সবচেয়ে দীর্ঘজীবী নক্ষত্র হল লাল বামন যাদের ভর প্রায় সূর্যের ভরের ((M☉)) প্রায় ০.০৮ গুণ, জীবনীকাল ১০১৩(১০ ট্রিলিয়ন) বছর। কাকতালীয়ভাবে এটি নক্ষত্রের গঠন প্রক্রিয়ার জন্য প্রয়োজনীয় সময়ের সাথে তুলনীয়। একবার নক্ষত্রের গঠন প্রক্রিয়া শেষ হয়ে গেলে এবং সবচেয়ে কম ভরের লাল বামনের হাইড্রোজেন জ্বালানী ফুরিয়ে গেলে, নিউক্লীয় সংযোজন বন্ধ হয়ে যাবে। স্বল্প ভরের লাল বামন ঠাণ্ডা হয়ে কাল বামন এ পরিণত হয়। বাকি বস্তুরা যাদের ভর গ্রহের ভরের থেকে বেশি তারা হল - বাদামী বামন যা ডিজেনারেট অবশেষ দিয়ে তৈরি এবং যার ভর ০.০৮M☉ থেকে কম; শ্বেত বামন, যা আসলে সেই সমস্ত নক্ষত্রের অন্তিম পরিণতি যাদের প্রারম্ভিক ভর ০.০৮ থেকে ৮ গুণ সৌর ভরের মাঝমাঝি; নিউট্রন তারকা এবং কৃষ্ণগহ্বর যে সেই সমস্ত নক্ষত্র থেকে তৈরি হয় যাদের ভর ৮M☉ এর থেকে বেশি। সমস্ত শ্বেত বামন নক্ষত্রের ভর সবকিছুর ভরের ৯০%। অন্য কোনও শক্তি উৎসের অনুপস্থিতিতে, এই সমস্ত ভাস্বর বস্তু ঠাণ্ডা হয়ে ক্ষীণ হয়ে যাবে। শেষ নক্ষত্রটা পুড়ে শেষ হয়ে যাবার পর মহাবিশ্ব অত্যন্ত অন্ধকার হয়ে যাবে। এটি অধ:পতিত (ডিজেনারেট) যুগ নামে পরিচিত। তবুও মহাবিশ্বে অনিয়মিত আলো থাকতে পারে। যে সমস্ত উপায়ে মহাবিশ্ব আলকিত হতে পারে তাদের মধ্যে একটি হল যখন দুটি কার্বন-অক্সিজেন শ্বেত বামন, যাদের সম্মিলিত ভর ১.৪ সৌর ভরের চন্দ্রশেখর সীমার বেশি, সম্পূর্ণভাবে যুক্ত হয়। এই প্রক্রিয়ায় উৎপন্ন বস্তুটি তাপপ্রয়োগে পারমাণবিক বিক্রিয়ার মাধ্যমে la প্রজাতির সুপেরনোভায় পরিণত হবে, এবং কিছু সপ্তাহের জন্য অধ:পতিত (ডিজেনারেট) যুগের অন্ধকার দূর করবে। যদি সম্মিলিত ভর চন্দ্রশেখর সীমার বেশি নয় কিন্তু কার্বনের নিউক্লীয় সংযোজনের নিম্ন সীমা (প্রায় ০.৯ M☉) থেকে বেশি, একটি কার্বন তারকা, যাদের জীবনীকাল ১০৬(১ মিলিয়ন) বছরের কাছাকাছি। এছাড়াও, যদি দুটি হীলিয়াম্ বামন যাদের সম্মিলিত ভর সর্বনিম্ন ০.৩ M☉, এর মধ্যে সংঘর্ষ হয়, একটি হীলিয়াম্ নক্ষত্র যাদের জীবনীকাল কয়েকশ মিলিয়ন বছর, তৈরি হয়। পরিশেষে, বাদামী বামনের সংঘর্ষে লাল বামন নক্ষত্রের, যারা ১০১৩(১০ ট্রিলিয়ন) বছর পর্যন্ত বেঁচে থাকে, জন্ম হয় অথবা পরিশিষ্ট নক্ষত্রমণ্ডলগত গ্যাস অতি ধীর হারে সম্মিলিত হয়ে লাল বামান হিসাবে হাইড্রোজেন জ্বলন শুরু করে। শ্বেত বামন এর ওপর এই একই প্রক্রিয়া la প্রজাতির সুপেরনোভার উৎপত্তি ঘটে। ১০১৫ (১ কোয়াড্রিলিয়ন) বছর সময়ের সাথে গ্রহদের কক্ষপথ হয় মহাকর্ষীয় বিকিরণের ফলে ক্ষয়প্রাপ্ত হবে অথবা অন্য নাক্ষত্রিক অবশেষের সাথে সংঘর্ষে সৃষ্ট মহাকর্ষীয় ব্যাকুলতা গ্রহগুলিকে স্থানীয় তন্ত্র থেকে প্রক্ষেপ করবে। ১০১৯ থেকে ১০২০(১০ থেকে ১০০ কুইন্টিলিয়ন) বছর সময়ের সাথে সাথে ছায়াপথের বস্তুগুলি নিজেদের মধ্যে গতিশীলতার শিথিলকরণ প্রক্রিয়ার মাধ্যমে গতিশক্তি আদানপ্রদান করার ফলে তাদের গতির বিন্যাস ম্যাক্সওয়েল-বোলজম্যান বিন্যাসে পরিণত হয়।. দুটি নক্ষত্রের ঘনিষ্ঠ সাক্ষাৎ বা অপেক্ষাকৃত কম উগ্র কিন্তু বারংবার দূরবর্তী সাক্ষাতের মাধ্যমেই গতিশীলতার শিথিলকরণ ঘটে। ঘনিষ্ঠ সাক্ষাতকারের ক্ষেত্রে দুটি বাদামী বামন অথবা নাক্ষত্রিক অবশেষ পরস্পরের খুব কাছ দিয়ে অতিক্রম করে যায় এবং তাদের গতিপথ সামান্য পরিবর্তিত হয়। প্রছুর সংখ্যক সংঘর্ষের পরে, হাল্কা বস্তু গতিশক্তি অর্জন করার প্রবণতা থাকে আর ভারী বস্তুর বর্জন করার। গতিশীলতার শিথিলকরণ প্রক্রিয়ায় কিছু বস্তু এতটাই গতিশক্তি অর্জন করে যে তারা ছায়াপথকে ছেরে যাওয়ার জন্য প্রয়োজনীয় মুক্তিবেগ পেয়ে যায় এবং যখন তারা ছায়াপথ ছেরে বেরিয়ে যায় তখন ছায়াপথটি আগের থেকে অপেক্ষাকৃত ছোটো ও ঘন হয়। যেহেতু অপেক্ষাকৃত ঘন ছায়াপথে সংঘর্ষ অপেক্ষাকৃত ঘনঘন ঘটে, তাই গতিশীলতার শিথিলকরণ প্রক্রিয়া দ্রুততর হয়। শেষ পর্যন্ত সমস্ত বস্তুর ৯০% থেকে ৯৯% ছায়াপথ থেকে নির্গত হয়ে যায় আর ১% থেকে ১০% কেন্দ্রস্থলের সুবৃহৎ কৃষ্ণগহ্বরে পতিত হয়। এটা ধারণা করা হয় যে পতনশীল অবশিষ্টাংশ, যতক্ষণ পর্যন্ত পর্যাপ্ত পদার্থ বর্তমান থাকে, নিজের চারিদিকে একটি পরিবৃদ্ধি চাকতি গঠন করবে যা কোয়েসার তৈরি করবে। সম্ভাবনা: ১০৩৪ (১০ ডেসিলিয়ন) < ১০৩৯(১ ডুওডেসিলিয়ন) বছর প্রোটন ক্ষয় বিক্রিয়ার সম্ভাবনা এবং হারের ওপর মহাবিশ্বের পরবর্তী বিবর্তন নির্ভর করে। পরীক্ষালব্ধ প্রমাণ থেকে জানা যায় যে যদি প্রোটন স্থিতিশীল না হয়, তখন এর অর্ধ জীবনকাল অন্তত ১০৩৪ বছর। কিছু মহান সমন্বিত তত্ত্ব ভবিষ্যদ্বাণী করে প্রোটনের দীর্ঘ মেয়াদী অস্থায়িত্ত ১০৩১ থেকে ১০৩৬ বছর, স্ট্যান্ডার্ড (নন-এসইউএসআই) প্রোটন ক্ষয়ের ঊর্ধ্বসীমা ১.৪ x ১০৩৬ বছর এবং সামগ্রিকভাবে প্রোটন ক্ষয়য়ের ঊর্ধ্বসীমা সবচেয়ে বেশি (এসইউএসআই মডেল অন্তর্ভুক্ত) ৬ x ১০৩৯ বছর। বর্তমানে গবেষণা দেখাচ্ছে যে প্রোটনের আয়ু (যদি অস্থায়ী হয়) হয় ১০৩৪-১০৩৫ বছরের মধ্যে বা অতিক্রম করছে, তখন অপেক্ষাকৃত অনেক সরল জিইউটি এবং বেশিরভাগ নন-এসইউএসআই মডেলকে বাতিল করে দ্যায়। নিউক্লিয়াসে বন্দী নিউট্রনগুলোর অর্ধায়ু প্রোটনের তুলনীয় হবে আশা করা যায়। গ্রহগুলো (উপ-নাক্ষত্রিক বস্তুসমূহ) যখন শক্তি বিকীর্ণ করে, তখন একটি সাধারণ নির্ঝর প্রক্রিয়ার মাধ্যমে অপেক্ষাকৃত ভারী উপাদান থেকে ক্ষয় পেয়ে বিশুদ্ধ হাইড্রোজেনে পরিণত হয়। যে সমস্থ ঘটনায় প্রোটন মোটেই ক্ষয় পায় না, নাক্ষত্রিক বস্তুসমূহ অপেক্ষাকৃত ধীরে হলেও অদৃশ্য হবে। নিছে See প্রোটন ক্ষয় ব্যতীত ভবিষ্যৎ দেখ। খাটো অথবা দীর্ঘতর প্রোটন অর্ধায়ু দ্রুততর বা মন্দীভূত করে। তাই ১০<sup৩৭ বছর (অ্যাডামস এবং লাউঘলিনের (১৯৯৭) ব্যবহৃত প্রত্নের সবচেয়ে বেশি অর্ধায়ু ) পর অর্ধেক ব্যারিয়নিক পদার্থ প্রোটন ক্ষয়ের মাধ্যমে গামা রশ্মি আলোককণা এবং লেপটনে রূপান্তরিত হবে। ১০৪০ (১০ ডুওডেসিলিয়ন) বছর ধরে নেওয়া যাক যখন মাহাবিশ্বের বয়স ১০৪০ বছর তখন প্রোটন, নিউক্লিয়ন (প্রোটন এবং বন্দী নিউট্রন) তাদের ১,০০০ অর্ধায়ু অতিবাহিত করে ফেলেছে। দৃষ্টিকোণের মধ্যে এটা লাগাতে, বর্তমানে মহাবিশ্বে আনুমানিক ১০৮০ সংখ্যক প্রোটন বর্তমান। যখন মাহাবিশ্বের বয়স ১০৪০ বছর হবে তখন নিউক্লিয়নের সংখ্যা বর্তমানের (১/২)১০০০ গুণ হয়ে যাবে। অত:পর মোটামুটিভাবে তখন বর্তমানের ১০(-৩০১) সংখ্যক নিউক্লিয়ন অবশিষ্ট থাকবে; অর্থাৎ অধ:পতিত (ডিজেনারেট) যুগের শেষে শুন্য সংখ্যক অবশিষ্ট থাকবে। কার্যকরীভাবে সমস্ত ব্যারিয়নিক পদার্থ আলোককণা এবং লেপটনে রূপান্তরিত হবে। কিছু নকশা অনুযায়ী স্থায়ী পসিট্রোনিয়াম গঠিত হবে এবং পর্যবেক্ষণীয় মহাবিশ্বের ব্যাস ১০৮৫ বছরের মধ্যে বর্তমান ব্যাসের থেকে বেশি হবে, এবং এটি ১০১৪১ বছরের মধ্যে গামা বিকিরণে ক্ষয় পাবে। সম্ভবনা : ১০১০০ থেকে ১০২০০ বছর জিইউটি তত্ত্ব অনুযায়ী , যে সমস্ত ঘটনায় প্রোটন ক্ষয় পায় না, অধ:পতিত (ডিজেনারেট) যুগ অনেক দিন পর্যন্ত বর্তমান হবে, এবং কৃষ্ণগহ্বর যুগের সাথে সমাপতিত হবে অথবা অথিক্রম করে যাবে। যাহোক, ডিজেনারেট নাক্ষত্রিক অবশেষ প্রোটন ক্ষয় প্রক্রিয়ার মধ্যে দিয়ে যাবে, উদাহরণ হিসাবে বলা যায় ভার্চুয়াল কৃষ্ণগহ্বর পদ্ধতি, বা উচ্চ মাত্রার সুপারসিমেট্রি যার অর্ধায়ু ১০২০০ বছর এর নিচে। ১০৪০ (১০ ডুওডেসিলিয়ন) বছর থেকে ১০১০০ (১ গোগোল (ইংরাজি googol)) বছর ১০৪০ বছর পর কৃষ্ণগহ্বর মহাবিশ্বে প্রাধান্য লাভ করবে। তারা ধীরে ধীরে হকিং বিকিরণের মাধ্যমে বাষ্পীভূত হয়ে যাবে।  একটি কৃষ্ণগহ্বর যার ভর 1 M☉ এর কাছাকাছি, তারা ২×১০৬৬ বছরের কাছাকাছি সময়ে বিলুপ্ত হবে। যেহেতু একটি কৃষ্ণগহ্বরের আয়ু ভরের ঘনক্ষেত্রের সমানুপাতিক, অপেক্ষাকৃত ভারী কৃষ্ণগহ্বর ক্ষয় পেতে অপেক্ষাকৃত বেশি সময় নেয়। একটি অসীম ভরের কৃষ্ণগহ্বর যার ভর ১০১১ (১০০ বিলিয়ন) M☉ ২×১০৯৯ বছরের কাছাকাছি সময়ে বাষ্পীভূত হবে।. হকিং বিকিরণের একটা তাপ বর্ণালি আছে। বেশিরভাগ কৃষ্ণগহ্বরের জীবনকালে, বিকিরণ তাপমাত্রা খুব কম হয় এবং প্রধানত ভরহীন কণা যেমন আলোক কণা এবং প্রকল্পিত গ্রাভিটন এর আকারে। যেহেতু কৃষ্ণগহ্বরের ভর কমছে, এর তাপমাত্রা বৃদ্ধি পাচ্ছে, এবং সূর্য।সূর্যের সঙ্গে তুলনাযোগ্য হবে যখন কৃষ্ণগহ্বরের ভর কমে ১০১৯ কিলগ্রাম হবে। গহ্বরটি তখন কৃষ্ণগহ্বর যুগের সাধারণ অন্ধকারে অস্থায়ী আলোর উৎস প্রদান করবে। বাষ্পীভবনের শেষ পর্যায়ে, একটি কৃষ্ণগহ্বর শুধুমাত্র ভরহীন কণা নির্গত করবে না, অপেক্ষাকৃত ভারী কণা, যেমন ইলেক্ট্রন, পজিট্রন, প্রোটন, এবং অ্যান্টি প্রোটন ও নির্গত করে। ১০১০০ বছর (১০ ডুওট্রিগিনট্রিলিয়ন বছর) সমস্থ কৃষ্ণগহ্বর বাষ্পীভূত হয়ে যাবার পর (এবং প্রোটন দিয়ে তৈরি সমস্থ সাধারণ পদার্থ, যদি প্রোটন অস্থায়ী হয়, ভেঙ্গে যাবার পর), মহাবিশ্ব প্রায় খালি। প্রোটন, নিউট্রন, ইলেক্ট্রন, এবং পজিট্রনগুলো এখান থেকে ওখানে উড়ে বেড়াবে, খুব কমই তারা ইন্টারাক্ট করবে। মহাকর্ষীয়ভাবে, কৃষ্ণ পদার্থ, ইলেক্ট্রন, এবং পজিট্রনগুলো (প্রোটন নয়) মহাবিশ্বে প্রাধান্য লাভ করবে। এই যুগে, যখন শুধুমাত্র বিকীর্ণ পদার্থ অবশিষ্ট থাকবে, মহাবিশ্বে কার্যকলাপ খুব নিম্ন শক্তিস্তরে এবং বৃহৎ সময়ের সময় স্কেলএর সাথে নাটকীয়ভাবে কমে যাবে (পূর্ববর্তী যুগের তুলনায়)। ইলেক্ট্রন, এবং পজিট্রনগুলো প্রবাহিত হবার সময় পরস্পরের সম্মুখীন হবে এবং কদাচিৎ পজিট্রননিয়াম পরমাণু গঠন করবে। যাহোক, এই গঠন অস্থায়ী, এবং উপাদানের কণাগুলি ঘটনাক্রমে ধ্বংস হবে। যদিও খুব ধীরে, তবুও অন্য দুই-স্তর ধ্বংসের ঘটনা ঘটবে। এখন মহাবিশ্ব অত্যন্ত নিম্ন শক্তিস্তরে পোঁছে যাবে। ১০২৫০০ বছর আতিক্রম করে অসীম ভবিষ্যৎ পর্যন্ত এর পর কি ঘটবে তা দূরকল্পনাভিত্তিক। বৃহৎ চেরা এবং বৃহৎ জমাট বাঁধা এর মত ঘটনা সুদুর ভবিষ্যতে ঘটতে পারে। পূর্ববর্তী সিঙ্গুলারিটি ঘটে যখন স্কেল ফ্যাক্টর সসীম, পরবর্তীটি ঘটে যখন স্কেল ফ্যাক্টর সীমাহীনরুপে বৃহৎ ব্যাসার্ধে। এছাড়াও মহাবিশ্ব দ্বিতীয় কোনো ইনফ্লেসন যুগে প্রবেশ করতে পারে অথবা, যদি কল্পনা করে নেওয়া হয় যে বর্তমান শুন্যস্থান (ইংরাজি : vacuum) অবস্থা একটি মিথ্যা শুন্যস্থান (ইংরাজি : false vacuum), সেই শুন্যস্থান নিম্ন শক্তিস্তরে ক্ষয় পেতে পারে। সম্ভবত, অতিরিক্ত নিম্ন শক্তিস্তরগুলো পরোক্ষভাবে ইঙ্গিত করে যে স্থানীয় কোয়ান্টাম ঘটনাগুলো নগণ্য আণুবীক্ষণিক ঘটনা না হয়ে ম্যাক্রোস্কোপিক ঘটনা হয়ে যাবে, কারণ ক্ষুদ্রতম উত্তেজনা (ইংরাজি: perturbation) এই যুগে বৃহৎ পার্থক্য তৈরি করবে, এবং কোনো গুরুত্বপূর্ণ ঘটনা স্থান ও কালে হয়ত ঘটবে না। এতা অনুভূত হয় যে "ম্যাক্রো-পদার্থবিদ্যার" সুত্রগুলি ভেঙ্গে পরবে আর "কোয়ান্টাম-পদার্থবিদ্যার" সুত্রগুলি প্রভাবশালী হয়ে উঠবে। মহাবিশ্ব এলোমেলো কোয়ান্টাম টানেলিং এবং কোয়ান্টাম ফ্লাকচুয়েসন-এর মাধ্যমে সম্ভবত অনন্ত তাপ মৃত্যু এড়াতে পারে, প্রদত্ত যে নতুন বিগ ব্যাং তৈরির সম্ভাবনা মোটামুটিভাবে ১০−১০১০৫৬. অসীম সময় ধরে পোয়াঁকারে পুনরাবৃত্তির অথবা তাপ ফ্লাকচুয়েসন-এর দ্বারা এনট্রপি স্বতস্ফূর্তভাবে কমে যেতে পারে। যদি প্রোটন ক্ষয় না হয়, নাক্ষত্রিক-ভর বস্তুসমগ্র অপেক্ষাকৃত ধীরে কৃষ্ণগহ্বরে পরিণত হবে। নিম্নলিখিত সময় সারণীতে প্রোটন ক্ষয় ঘটবে না ধরে নেওয়া হয়েছে। আজ থেকে >১০২৩ বছর পর প্রসারমান মহাবিশ্বে, যেখানে ঘনত্ব হ্রাসমান এবং অশূন্য স্কেল ফ্যাক্টর বর্তমান, পদার্থের ঘনত্ব শুন্যে পোঁছে যাবে, ফলত নাক্ষত্রিক-ভর বস্তুসমগ্র এবং গ্রহ সহ সমস্ত পদার্থ তাপীয় সাম্যাবস্থায় আয়নীত এবং দ্রুত নিঃশেষিত হবে। আজ থেকে ১০১৫০০ বছর পর ১০১৫০০ বছরের মধ্যে কোয়ান্টাম সুড়ঙ্গ এর মাধ্যমে ঘটা শীতল কেন্দ্রকীয় সংযোজন পদার্থের মধ্যে থাকা হাল্কা নিউক্লিয়াসগুলি কেন্দ্রকীয় সংযোজনে আয়রন-৫৬ নিউক্লিয়াসে পরিণত হবে। কেন্দ্রকীয় বিদারণ এবং আলফা কণা নির্গমনের মাধ্যমে ভারী নিউক্লিয়াসগুলিও আয়রন এ পরিবর্তিত হবে। নাক্ষত্রিক-ভর বস্তুসমগ্র আয়রনের শীতল গোলায় পরিণত হবে যা আয়রন নক্ষত্র নামে পরিচিত। 'আজ থেকে ১০(১০২৬) থেকে ১০(১০৭৬) বছরের মধ্যে কোয়ান্টাম সুড়ঙ্গ বৃহৎ বস্তুকে কৃষ্ণগহ্বরে পরিণত করে। যে আনুমান গুলো সত্য বলে ধরে নেওয়া হয়েছে, সেগুলোর ওপর নির্ভর করে সময় গণনা করা হয়েছে ১০(১০২৬) থেকে ১০(১০৭৬) বছর। কোয়ান্টাম সুড়ঙ্গের ফলে আয়রন নক্ষত্র নিউট্রন নখত্রে বিলুপ্ত হতে ১০(১০৭৬) বছর লেগে যায়। বড় চেরা মহা সংকোচন বিগ বাউন্স বিগ ব্যাং মহাবিশ্বের কালপঞ্জি আবর্তনশীল মডেল ডাইসনের অনন্ত বুদ্ধিমত্তা এনট্রপি(সময়ের তীর) চূড়ান্ত মনুষ্য নীতি স্তেল্লিফেরউস যুগের চিত্রানুগ সময়রেখা বিগ ব্যাং-এর চিত্রানুগ সময়রেখা বিগ ব্যাং থেকে তাপ মৃত্যু পর্যন্ত চিত্রানুগ সময়রেখা.এই সময়রেখা ডাবল লগারিদমিক স্কেল ব্যবহার করেছে যাতে এই নিবন্ধে অন্তর্ভুক্ত চিত্রানুগ সময়রেখার সাথে তুলনা করা যায়। মহাবিশ্বের চিত্রানুগ সময়রেখা. এই সময়রেখা অপেক্ষাকৃত বেশি স্বজ্ঞাত রৈখিকভাবে সময়কে ব্যবহার করেছে, কারণ এই নিবন্ধের সাথে যাতে তুলনা করা যায় মহাবিশ্বের তাপীয় মৃত্যু বিগ ব্যাং-এর কালপঞ্জি সুদূর ভবিষ্যতে কালপঞ্জি শেষ প্রশ্ন, আইজাক আসিমভের লেখা একটি ছোট গল্প যেটি অনিবার্য এবং আগত মহাবিশ্বের তাপীয় মৃত্যু এবং কীভাবে সেটি পশ্চাদ্দিকে ফিরান যায় সেটাই বিবেচনা করেছে। মহাবিশ্বের চূড়ান্ত পরিণতি WMAP – Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Accessed on line July 17, 2008. Sean Carroll (২০০১)। "The cosmological constant"। Living Reviews in Relativity (ইংরেজি ভাষায়)। 4। arXiv:astro-ph/0004075 । ডিওআই:10.12942/lrr-2001-1। বিবকোড:2001LRR.....4....1C। ২০০৬-১০-১৩ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ২০০৬-০৯-২৮।  Krauss, Lawrence M.; Starkman, Glenn D. (২০০০)। "Life, the Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-expanding Universe"। Astrophysical Journal (ইংরেজি ভাষায়)। 531: 22–30। arXiv:astro-ph/9902189 । ডিওআই:10.1086/308434। বিবকোড:2000ApJ...531...22K।  Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (১৯৯৭)। "A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects"। Reviews of Modern Physics (ইংরেজি ভাষায়)। 69: 337–372। arXiv:astro-ph/9701131 । ডিওআই:10.1103/RevModPhys.69.337। বিবকোড:1997RvMP...69..337A।  Adams & Laughlin (1997), §IIE. Adams & Laughlin (1997), §IV. Adams & Laughlin (1997), §VID Chapter 7, Calibrating the Cosmos, Frank Levin, New York: Springer, 2006, আইএসবিএন ০-৩৮৭-৩০৭৭৮-৮. Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results ওয়েব্যাক মেশিনে আর্কাইভকৃত ১০ এপ্রিল ২০১৫ তারিখে, G. Hinshaw et al., The Astrophysical Journal Supplement Series (2008), submitted, টেমপ্লেট:Arxiv, টেমপ্লেট:Bibcode. Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters টেমপ্লেট:Arxiv Possible Ultimate Fate of the Universe, Jamal N. Islam, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society 18 (March 1977), pp. 3–8, টেমপ্লেট:Bibcode Dyson, Freeman J. (১৯৭৯)। "Time without end: Physics and biology in an open universe"। Reviews of Modern Physics (ইংরেজি ভাষায়)। 51: 447–460। ডিওআই:10.1103/RevModPhys.51.447। বিবকোড:1979RvMP...51..447D।  The Five Ages of the Universe, Fred Adams and Greg Laughlin, New York: The Free Press, 1999, আইএসবিএন ০-৬৮৪-৮৫৪২২-৮. Adams & Laughlin (1997), §VA Planck collaboration (২০১৩)। "Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters"। Astronomy & Astrophysics (ইংরেজি ভাষায়)। 571: A16। arXiv:1303.5076 । ডিওআই:10.1051/0004-6361/201321591। বিবকোড:2014A&A...571A..16P।  Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (১৯৯৭)। "The End of the Main Sequence"। The Astrophysical Journal (ইংরেজি ভাষায়)। 482: 420–432। ডিওআই:10.1086/304125। বিবকোড:1997ApJ...482..420L।  Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (২০০৩)। "How Massive Single Stars End Their Life"। Astrophysical Journal (ইংরেজি ভাষায়)। 591: 288–300। arXiv:astro-ph/0212469 । ডিওআই:10.1086/375341। বিবকোড:2003ApJ...591..288H।  van der Marel, G.; ও অন্যান্য (২০১২)। "The M31 Velocity Vector. III. Future Milky Way M31-M33 Orbital Evolution, Merging, and Fate of the Sun"। The Astrophysical Journal (ইংরেজি ভাষায়)। 753: 9। arXiv:1205.6865 । ডিওআই:10.1088/0004-637X/753/1/9। বিবকোড:2012ApJ...753....9V।  Cowen, R. (৩১ মে ২০১২)। "Andromeda on collision course with the Milky Way"। Nature (ইংরেজি ভাষায়)। ডিওআই:10.1038/nature.2012.10765।  Adams, F. C.; Graves, G. J. M.; Laughlin, G. (ডিসেম্বর ২০০৪)। García-Segura, G.; Tenorio-Tagle, G.; Franco, J.; Yorke, H. W., সম্পাদকগণ। "Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. / First Astrophysics meeting of the Observatorio Astronomico Nacional. / A meeting to celebrate Peter Bodenheimer for his outstanding contributions to Astrophysics: Red Dwarfs and the End of the Main Sequence"। Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (Serie de Conferencias)। 22: 46–49। বিবকোড:2004RMxAC..22...46A।  See Fig. 3. Adams & Laughlin (1997), § III–IV. Adams & Laughlin (1997), §IIA and Figure 1. Adams & Laughlin (1997), §IIIC. The Future of the Universe, M. Richmond, lecture notes, "Physics 240", Rochester Institute of Technology. Accessed on line July 8, 2008. Brown Dwarf Accretion: Nonconventional Star Formation over Very Long Timescales, Cirkovic, M. M., Serbian Astronomical Journal 171, (December 2005), pp. 11–17. টেমপ্লেট:Bibcode Adams & Laughlin (1997), §IIIF, Table I. p. 428, A deep focus on NGC 1883, A. L. Tadross, Bulletin of the Astronomical Society of India 33, #4 (December 2005), pp. 421–431, টেমপ্লেট:Bibcode. Reading notes ওয়েব্যাক মেশিনে আর্কাইভকৃত ৩ মার্চ ২০১৬ তারিখে, Liliya L. R. Williams, Astrophysics II: Galactic and Extragalactic Astronomy, University of Minnesota, accessed on line July 20, 2008. Deep Time, David J. Darling, New York: Delacorte Press, 1989, আইএসবিএন ৯৭৮-০-৩৮৫২৯-৭৫৭-৮. G Senjanovic Proton decay and grand unification, Dec 2009 "Upper Bound on the Proton Lifetime and the Minimal Non-SUSY Grand Unified Theory", Pavel Fileviez Perez, Max Planck Institute for Nuclear Physics, June 2006. DOI: 10.1063/1.2735205 https://www.researchgate.net/publication/2020161_Upper_Bound_on_the_Proton_Lifetime_and_the_Minimal_Non-SUSY_Grand_Unified_Theory Pran Nath and Pavel Fileviez Perez, "Proton Stability in Grand Unified Theories, in Strings and in Branes", Appendix H; 23 April 2007. arXiv:hep-ph/0601023 http://arxiv.org/abs/hep-ph/0601023 Adams & Laughlin (1997), §IV-H. Solution, exercise 17, One Universe: At Home in the Cosmos, Neil de Grasse Tyson, Charles Tsun-Chu Liu, and Robert Irion, Washington, D.C.: Joseph Henry Press, 2000. আইএসবিএন ০-৩০৯-০৬৪৮৮-০. Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole, Don N. Page, Physical Review D 13 (1976), pp. 198–206. ডিওআই:10.1103/PhysRevD.13.198. See in particular equation (27). Adams & Laughlin (1997), §VD. Adams & Laughlin (1997), §VF3. Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; and Weinberg, Nevin N. (2003). "Phantom energy and cosmic doomsday" (ইংরেজি ভাষায়)। arXiv:astro-ph/0302506 ।  Bohmadi-Lopez, Mariam; Gonzalez-Diaz, Pedro F.; and Martin-Moruno, Prado (2008). "Worse than a big rip?" (ইংরেজি ভাষায়)। arXiv:gr-qc/0612135 ।  Adams & Laughlin (1997), §VE. Carroll, Sean M. and Chen, Jennifer (2004). "Spontaneous Inflation and Origin of the Arrow of Time" (ইংরেজি ভাষায়)। arXiv:hep-th/0410270 ।  Tegmark, Max (2003) "Parallel Universes" (ইংরেজি ভাষায়)। arXiv:astro-ph/0302131 ।  Werlang, T., Ribeiro, G. A. P. and Rigolin, Gustavo (2012) "Interplay between quantum phase transitions and the behavior of quantum correlations at finite temperatures" (ইংরেজি ভাষায়)। arXiv:1205.1046 ।  Xing, Xiu-San (2007) "Spontaneous entropy decrease and its statistical formula" (ইংরেজি ভাষায়)। arXiv:0710.4624 ।  Linde, Andrei (2007) "Sinks in the Landscape, Boltzmann Brains, and the Cosmological Constant Problem" (ইংরেজি ভাষায়)। arXiv:hep-th/0611043 ।  John Baez, University of California-Riverside (Department of Mathematics), "The End of the Universe" 7 Feb 2016 http://math.ucr.edu/home/baez/end.html