گاه‌شمار آینده بسیار دور
آیندهٔ زمین، منظومهٔ شمسی و گیتی

|  | ۱۵۰–۱۰۰ میلیارد | انبساط جهان سبب خواهد شد تمامی کهشکشان‌های آن‌سویِ گروه محلیِ کهکشانِ راه شیری، ماورایِ «افق نور کهکشهانی» واقع شده و دیگر با فناوری کنونی، قابل رصد و ردیابی نباشند. |
|  | ۱۵۰ میلیارد | تابش زمینه کیهانی رو به سردی رفته و دمایش از حد کنونی آن نیز که حدود ۲٫۷ کلوین تا ۰٫۳ کلوین است، کمتر خواهد شد و بدین ترتیب، دیگر با فناوری کنونی، قابل رصد و ردیابی نیست. |
|  | ۳۲۵ میلیارد | زمان تخمینی که طی آن، انبساط جهان تمام اجرام آسمانی همبسته با نیروی گرانشی را در افق کیهانی خود منزوی می‌کند. در این مرحله، کیهان با ضریبی بیش از ۱۰۰ میلیون منبسط شده‌است و حتی ستارگانِ منفردِ جداافتاده نیز، منزوی و ایزوله خوهند شد. |
|  | ۸۰۰ میلیارد | مدت زمانی که در آن تابشِ نور از کهکشان تلفیقیِ «میلکومِـدِئا»، رو به کاهش خواهد گذاشت که علتش، تبدیل غول‌های سرخ به «غول آبی» و گذر از مرحلهٔ «حداکثر درخشندگی» خود است. |
|  | ۱۰۱۲ (۱ تریلیون) | کمترین زمانی که پیش‌بینی می‌شود ستاره‌زایی به دلیل مصرفِ تمامیِ گازهایِ کهکشانیِ موردِ نیاز برای این زایش، پایان یابد. انبساط جهان با فرض یک چگالیِ انرژی تاریک ثابت، طول‌موجِ امواجِ مایکروویوِ پس‌زمینهٔ کیهانی را ۱۰۲۹ برابر می‌کند و در نتیجه، از افق نوری کیهانی خارج ساخته و تمامیِ شواهدِ موجود برای «مه‌بانگ» را غیرقابل رصد و ردیابی می‌نماید. با این حال، همچنان می‌توان انبساط جهان را با استفاده از «ستارگان فرا سریع» اثبات و اندازه‌گیری نمود. |
|  | ۱۰۱۲ – ۱۰۱۱ (۱۰۰ میلیارد – ۱ تریلیون) | زمان تخمینی برای آنکه با فرض یک مدل «بسته»، جهان طی یک مه‌رمب به پایان برسد. بر حسب آنکه مرحلهٔ انبساط جهان تا چه اندازه طول بکشد، مرحله انقباض جهان دقیقاً برعکس آن رخ خواهد داد. ابتدا ابرخوشه‌های کهکشانی به‌هم می‌پیوندند و سپس این به‌هم پیوستن در مورد خوشه‌های کهکشانی و کهکشان‌ها رخ می‌دهد. در نهایت ستاره‌ها آنچنان به هم نزدیک می‌شوند که شروع به برخورد با یکدیگر می‌کنند. با پیشرفت انقباض جهان، دمای تابش زمینه کیهانی به بیش از دمای سطح برخی ستارگان می‌رسد و این بدان معناست که این ستارگان دیگر نمی‌توانند گرمای درونی خود را به بیرون دفع کنند و به آهستگی در درونِ خود می‌پزند تا آنکه سرانجام منفجر شوند. این فرایند در حدود ۵۰۰٬۰۰۰ سال پیش از پایان جهان و با تشکیل ستارگان کوتوله سرخ کم‌جرم، هنگامی که دمای تابش زمینه کیهانی به ۲٬۴۰۰ کلوین (۲٬۱۳۰ درجه سلسیوس؛ ۳٬۸۶۰ درجه فارنهایت) برسد، آغاز می‌شود، و سپس با ایجاد  ستارگان کلاس کِی، جی، اف، اِی، بی، و سرانجام کلاس اُ در حدود ۱۰۰٬۰۰۰ سال پیش از مه‌رمب دنبال می‌شود. چندین دقیقه پیش از وقوع مه‌رمب، دما آنچنان بالاست که هسته اتم از هم می‌گسلد و ذرات آن به درون سیاه‌چاله‌ها بلعیده می‌شود. سرانجام تمامی سیاه‌چاله‌های عالم هستی به هم پیوسته و یک سیاه‌چالهٔ واحد ایجاد می‌شود که همه مواد عالم هستی را در خود جای داده‌است؛ و سپس شروع به بلعیدن تمام گیتی از جمله خودش می‌نماید. پس از آن، این احتمال وجود دارد که مه‌بانگی دیگر رخ داده و یک جهان جدید تشکیل شود. اعمال مشاهده‌شده از انرژی تاریک و شکل فعلی جهان چنین سناریویی را محتمل نمی‌نمایاند. تصور بر آن است که گیتی تخت باشد و به سبب انرژی تاریک، انبساط آن تسریع خواهد شد. اما خواص این انرژی تاریک هنوز نامعلوم است و در نتیجه ممکن است در آینده، انرژی تاریک معکوس گردد.  همچنین امکان دارد گیتی یک «مدل بسته» باشد، اما انحنای آن چنان اندک باشد که ما قادر به تشخیص و اندازه‌گیری آن در فاصله جهان قابل مشاهدهٔ فعلی نباشیم. |
|  | ۱۰۱۲ × ۱٫۰۵ (۱٫۰۵ تریلیون) | زمان تخمینی برای انبساط گیتی با ضریبی بیش از ۱۰۲۶، که چگالیِ ذرات را به کمتر از ۱ ذره در حجم «افق کیهانی» می‌رساند. ورای این هنگام، ذرات موادِ غیرمتصلِ بین‌کهکشانی، به‌طور مؤثری از هم جدا افتاده و برخورد میان آنها، دیگر تأثیری بر تکامل آتی جهان نخواهد داشت. |
|  | ۱۰۱۲ × ۱٫۴  (۱٫۴ تریلیون) | زمان تخمینی که طی آن تابش پس‌زمینه کیهانی به دمای پایه‌ای ۱۰−۳۰ کلوین می‌رسد و دیگر سردتر از این نمی‌شود. این دمای اندک باقیمانده، ناشی از تشعشعات افق کیهانی است که با گذشت زمان کاهش نمی‌یابد. |
|  | ۱۰۱۲ × ۲ (۲ تریلیون) | زمان تخمینی برای آنکه کلیهٔ اجرامِ آن سوی گروه محلی با یک ضریب بیش از ۱۰۵۳ دچار سرخ‌گَرایی شوند. حتی پُر انرژی‌ترین پرتوهای گاما چنان بسط می‌یابند که طول موج‌شان از طول فیزیکی افق بیشتر می‌شود. زمان برطرف‌شدن این تابش از سن فیزیکی جهان هستی بیشتر خواهد بود. |
|  | ۱۰۱۲ × ۴ (۴ تریلیون) | زمان تخمینی برای آنکه ستارهٔ کوتوله سرخ پروکسیما قنطورس، که نزدیک‌ترین ستاره به خورشید با فاصله‌ای در حدود ۴٫۲۵ سال نوری است، رشته اصلی را ترک کرده و به کوتوله سفید مبدل شود. |
|  | ۱۰۱۳ (۱۰ تریلیون) | زمان تخمینی برای حداکثر میزان زیست‌پذیری (قابلیت سکونت) در عالم هستی، مگر آنکه زیست‌پذیری اطراف ستاره‌های کم‌جرم، متوقف گردد. |
|  | ۱۰۱۳ × ۱٫۲ (۱۲ تریلیون) | زمان تخمینی برای آنکه کوتوله سرخ وی‌بی ۱۰، که تا سال ۲۰۱۶ کم‌جرم‌ترین ستارهٔ رشته اصلی با وزنی در حدود ۰٫۰۷۵ M☉ است، تمامی هیدروژن هستهٔ خود را از دست داده و به یک کوتوله سفید مبدل شود. |
|  | ۱۰۱۳ × ۳ (۳۰ تریلیون) | زمان تقریبی برای آنکه ستارگان کهکشان‌هایی که در همسایگی هم قرار دارند، از نزدیکی یکدیگر عبور کنند. هرگاه دو ستاره (یا بقایای ستاره‌ای) از کنار هم عبور کنند، این احتمال وجود دارد که مدار آن‌ها به‌هم بخورد و از مسیرِ همیشگیِ خود منحرف و خارج شوند. به‌طور معمول، هرچه سیاره‌ای به خورشیدِ خود (ستارهٔ مادر خود) نزدیک‌تر باشد، احتمال خارج شدنش از مدار، به سبب اثراتِ جاذبه‌ای آن ستارهٔ مادر، کمتر است. |
|  | ۱۰۱۴ (۱۰۰ تریلیون) | بیشینه زمانِ تخمینی برای پایان یافتنِ ستاره‌زایی در گیتی. در این زمان، «عصر ستاره‌زایی» خاتمه می‌یابد و جهان وارد «عصر زوال» می‌گردد و دیگر «هیدروژنِ آزاد» برای ساخت ستارگان جدید وجود ندارد و ستارگانِ موجود نیز، سوخت خود را تمام می‌کنند و رو به نابودی می‌روند. تا این زمان جهان هستی با ضریبی در حدود ۱۰۲۵۵۴ منبسط شده است. |
|  | ۱۰۱۴ × ۱٫۲–۱٫۱ (۱۱۰ تا ۱۲۰ تریلیون) | مدت زمانی که طی آن، تمام ستارگانِ گیتی، سوخت خود را مصرف کرده‌اند (پُرعمرترین ستارگان، یعنی غول‌های سرخِ کم‌جرم، طول عمری در حدود ۲۰–۱۰ تریلیون سال دارند). پس از این زمان، آنچه باقی می‌ماند عبارت است از بقایای ستاره‌ای (کوتوله‌های سفید، ستارگان نوترونی و سیاهچاله‌های ستاره‌وار). کوتوله‌های قهوه‌ای نیز باقی می‌مانند.  برخورد مابین کوتوله‌های قهوه‌ای موجب ساختِ تعدادِ اندکی غول سرخ خواهد شد. به‌طورِ متوسط، حدود ۱۰۰ ستاره در کهکشان، خواهد درخشید. برخوردِ بقایای ستاره‌ای موجب بوجودآمدنِ گاه‌به‌گاهِ ابرنواختر خواهد شد. |
|  | ۱۰۱۵ (۱ کوادریلیون) | زمان تخمینی برای آنکه عبورِ ستارگان از نزدیکی هم، موجب گسیختگیِ مدار حرکتِ سیاراتِ منظومه‌ای (از جمله منظومه شمسی) شود. در این زمان، خورشید آنچنان سرد شده‌است که دمایش به ۵ درجه بالای صفر مطلق (−۲۶۸٫۱۵ سانتی‌گراد) رسیده‌است. |
|  | ۱۰۱۹ - ۱۰۲۰  (۱۰ تا ۱۰۰ کوئینتیلیون) | مدت زمان تقریبی که در آن ۹۹٪-۹۰٪ کوتوله‌های قهوه‌ای و بقایای ستاره‌ای (از جمله خورشید) از کهشکشانِ منظومهٔ شمسی به بیرون پرتاب خواهند شد. توضیح آنکه، وقتی دو جرمِ آسمانی از کنار هم عبور می‌کنند، نوعی مبادلهٔ انرژیِ مداری، بین آن‌ها رخ داده و آن‌هایی که جرم کمتری دارند، انرژی دریافت می‌کنند. وقتی این عبور کردن‌ها از نزدیکی هم، تکرار شود، اجرامی که جرم کمتری دارند، آن اندازه انرژی دریافت می‌کنند که آن‌ها را به بیرون از کهکشان پرتاب کند. این پدیده سبب می‌شود که یک کهکشان، در نهایت، تمام کوتوله‌های قهوه‌ای و بقایای ستاره‌ای درونِ خود را به بیرون پرتاب کند. |
|  | ۱۰۲۰ (۱۰۰ کوئینتیلیون) | مدت زمانِ تخمینی که طی آن، زمین به سبب زوالِ مداریِ ناشی از تابشِ موج گرانشی، با خورشید که اینک به یک کوتوله سیاه مبدل گشته، تصادم و برخورد خواهد کرد، مشروط بر آنکه، پیشتر از این، کرهٔ زمین به دلیل نیروهایِ گرانشیِ سایر اجرامِ آسمانی، از محور خود خارج نشده یا در اثر افزایش حجم خورشید، توسط آن بلعیده نشده باشد. |
|  | ۱۰۲۳ (۱۰۰ سکستیلیون) | در این بازه زمانی، بیشتر بقایای ستارگان و سایر اجرام آسمانی از بقایای خوشهٔ کهکشانی خود به بیرون پرت می‌شوند. |
|  | ۱۰۳۰ | مدت زمانی که لازم است، تا آن معدود ستاره‌هایی که از کهکشان‌هایشان به بیرون پرتاب نشده‌اند (حدود ۱۰٪-۱٪ ستارگان)، به‌داخلِ سیاه‌چاله کلان‌جرم مرکز کهکشان‌شان سقوط کنند. در این زمان و به سبب موج گرانشی، ستارگان دوگانه به روی یکدیگر و سیاره‌ها به روی ستارگان مربوطه، سقوط خواهند کرد و تنها اجرامِ آسمانیِ منفرد و تک‌افتاده (کوتوله‌های قهوه‌ای، بقایای ستاره‌ای، سیارات پرتاب‌شده به بیرون و سیاه‌چاله‌ها) در گیتی باقی خواهد ماند. |
|  | ۱۰۳۶ × ۲ (۲ آندیسیلیون) | مدت زمانی که لازم است تا تمام ذرات هسته‌ای موجود در گیتی تجزیه شده و از بین برود؛ با فرض آنکه کوتاه‌ترین زمانِ لازم برای واپاشی پروتون، یعنی (۱۰۳۳ × ۸٫۲ سال) را در نظر بگیریم. |
|  | ۱۰۳۶–۱۰۳۸ (۱ تا ۱۰۰ آندیسیلیون) | زمان تخمینی برای متلاشی شدن تمام سیارات و اجرامی که جرم ستاره‌ای دارند و تا آن زمان باقی‌مانده‌اند؛ از جمله خورشید. این در صورت است که واپاشی پروتون قابل انجام باشد. |
|  | ۱۰۴۳ × ۳ (۳۰ تری‌دیسیلیون) | مدت زمانی که لازم است تا تمام ذرات هسته‌ای موجود در گیتی تجزیه شده و از بین برود؛ با فرض آنکه بلندترین زمانِ لازم برای واپاشی پروتون، یعنی (۱۰۴۱ سال) را در نظر بگیریم، و مشروط بر آنکه فرض کنیم «مه‌بانگ» منجر به «تورم کیهانی» شده و دقیقاً همان فرایندی که منجر بر غلبهٔ تعداد «باریون» بر «آنتی-باریون» شد، همان نیز موجب تجزیهٔ پروتون شود. در این هنگام، اگر واقعاً پروتون‌ها تجزیه شوند، «عصر سیاه‌چاله‌ها» آغاز خواهد شد، دوره‌ای که فقط سیاه‌چاله‌ها، در کیهان باقی‌مانده‌است و هیچ چیز دیگری نیست. |
|  | ۱۰۵۰ × ۳٫۱۴ (۳۱۴ کوئیندیسیلیون) | زمان تخمینی برای آنکه یک ریزسیاه‌چاله با جرمی به اندازهٔ کرهٔ زمین در اثر تابش هاوکینگ به ذرات زیراتمی تجزیهٔ شود. |
|  | ۱۰۵۴ × ۱٫۵۹ | زمان تخمینی برای آنکه یک ریزسیاه‌چاله با شعاع شوارتزشیلد ۶ اینچ و جرمی در حدود ۱۷٫۲ جرم زمین در اثر تابش هاوکینگ تجزیه شود. |
|  | ۱۰۵۵ × ۵٫۶۲ | زمان تخمینی برای آنکه یک ریزسیاه‌چاله با شعاع شوارتزشیلد ۰٫۵ متر و جرمی در حدود ۵۶٫۴ جرم زمین در اثر تابش هاوکینگ تجزیه شود. |
|  | ۱۰۶۵ (۱۰۰ ویجینتیلیون) | اگر فرض کنیم که پروتون‌ها تجزیه و دچار زوال نگردند، مدتِ زمانِ تقریبی‌ای که لازم است تا سنگ‌ها، اتم‌ها و مولکول‌هایشان را از طریق تونل‌زنی کوانتومی بازآرایی کنند. در این هنگام، بدنهٔ ناهمبسته و گسستهٔ «ماده»، «رفتاری همچون مایع» خواهد داشت و به سبب واپخش و گرانش، به شکل یک کرهٔ نرم در خواهد آمد. |
|  | ۱۰۶۷ × ۱٫۱۶ (۱۱٫۶ آن‌ویجینتیلیون) | مدت زمانی که لازم است تا یک سیاه‌چاله با جرمی معادل ۱ جرم خورشیدی، در اثر پدیدهٔ تابش هاوکینگ تجزیه شده و به ذرات بنیادی مبدل گردد. |
|  | ۱۰۷۷ × ۱٫۱۷ | زمان تخمینی برای آنکه یک ریزسیاه‌چاله به اندازهٔ کرهٔ زمین با جرم خورشیدی ۲۱۶۰ در اثر تابش هاوکینگ به ذرات زیراتمی تجزیهٔ شود. |
|  | ۱٫۵۴×۱۰۹۱–۱٫۴۱×۱۰۹۲  (۱۵٫۴ –۱۴۱ ناوِم‌ویجینتیلیون) | مدت زمانی که لازم است تا سیاه‌چاله کلان‌جرمی که در اثر ادغام کمان ای* و خوشه ستاره‌ای پی۲ در مرکز کهکشان آندرومدا طی برخورد راه شیری و آندرومدا به‌وجود آمده است در اثر تابش هاوکینگ تجزیه شده و از بین برود، مشروط بر آنکه هیچ «ماده» اضافی تولید نشود و با سیاهچاله‌های دیگر نیز ادغام نگردد - اگرچه به احتمال زیاد این سیاهچاله عظیم با دیگر سیاهچاله‌های پرجرم دیگر در طول فروپاشی گرانشی و تبدیل میلکومدا/میلکدرومامدا ادغام می‌شود. این سیاه‌چاله کلان‌جرم احتمالاً آخرین چیزی از دو کهکشان باشد که ناپدید شده و همچنین آخرین شاهد وجود آنها باشد. |
|  | ۱۰۹۹ × ۳٫۳۴ | زمان تخمینی برای آنکه سیاه‌چاله کلان‌جرم تی‌اوان ۶۱۸, که تا سال ۲۰۱۸ میلادی، بزرگترین سیاه‌چالهٔ شناخته شدهٔ گیتی با جرمی معادل ۶۶ میلیارد جرم خورشیدی است، در اثر «تابش هاوکینگ» از هم بپاشد با این فرض که تکانه زاویه‌ای آن صفر باشد (هیچ‌گونه چرخشی نداشته باشد). |
|  | ۱۰۱۰۶–۲٫۱×۱۰۱۰۹ | مدت زمانی که لازم است تا اَبَـرسیاه‌چاله‌هایی با جرم در حدود ۱۰۰ تریلیون (۱۰۱۴) جرم خورشیدی که پیش‌بینی می‌گردد طی رمبش گرانشی ابرخوشه‌های کهکشانی ایجاد شده باشند، در اثر «تابش هاوکینگ» از هم بپاشند. در این زمان، «عصر سیاه‌چاله‌ها» به پایان می‌رسد. پس از این زمان، اگر پروتون‌ها واقعاً دچار واپاشی شوند، گیتی وارد «عصر تاریکی» می‌شود که در آن تمامیِ اجسام، به ذرات زیراتمی تجزیه شده و تدریجاً انرژیِ درونی خود را از دست داده و طی پدیدهٔ «مرگ گرمای کیهان» به پائین‌ترین و آخرین سطح انرژی خود می‌رسند. |
|  | ۱۰۱۶۱ | تخمین سال ۲۰۱۸ از طول عمر حیات «مدل استاندارد» پیش از آنکه خلاء کاذب در هم فرو ریزد؛ بازهٔ اطمینان ۹۵٪ برای این تخمین، چیزی میان ۱۰۶۵ تا ۱۰۱۳۸۳ سال است که علت آن، عدم اطلاع قطعی از بیشینه جرم کوارک است. |
|  | ۱۰۲۰۰ | بیشینه زمانی که در آن تمامِ ذرات هسته‌ای در عالمِ هستی، تجزیه خواهند شد. اگر این تجزیه، از طریق مکانسیم یادشده نباشد، از طریق یکی از چند مکانیسم مختلفی که دانشِ «فیزیک ذرات» مدرن پیش‌بینی کرده (فرآیندهای غیرحفاظتی باریون مرتبه بالا، سیاه‌چاله‌های مجازی، سفالرون و غیره)، ظرف ۱۰۴۶ تا ۱۰۲۰۰ رخ خواهد داد. |
|  | ۱۰۱۱۰۰–۳۲۰۰۰ | زمان تخمینی برای آنکه کوتوله‌های سیاه با جرم خورشیدی ۱٫۲ یا بیشتر در نتیجهٔ همجوشی آهسته سیلیسیم-نیکل-آهن دچار ابرنواختر شود، چرا که کسر الکترونی رو به کاهش، حد چاندراسخار کوتوله‌های سیاه را کاهش می‌دهد، با فرض اینکه پروتون‌ها تجزیه نشوند. |
|  | ۱۰۱۵۰۰ | اگر فرض کنیم که پروتون‌ها دچار واپاشی نشوند، مدت زمانی که طول می‌کشد تا تمام موادِ باریونی، یا به‌هم پیوسته و آهن-۵۶ را پدیدآورند، یا آنکه از یکی از عناصرِ با جرمِ بالاتر، تجزیه شده و آهن-۵۶ را بسازند. (ستاره آهنی را ببینید) |
|  |  10^{10^{26}} | تخمین محافظه‌کارانه برای مدت زمان لازم جهت آنکه تمامِ ستارگان آهنی در اثر فرایند «تونل‌زنی کوانتومی» به سیاه‌چاله مبدل گردند، مشروط بر آنکه «واپاشی پروتون» رخ نداده باشد یا سیاه‌چالهٔ مجازی ایجاد نشده باشد. در چنین زمان طولانی و وسیعی، حتی «ستاره‌های آهنیِ» بسیار پایدار هم از طریق فرایندِ تونل‌زنی کوانتومی تجزیه خواهند شد. نخست، ستاره‌های آهنی‌ای که جرم کافی دارند، از طریقِ این فرایند، به ستارگان نوترونی مبدل می‌شوند [منظور از «جرم کافی» چیزی مابین  ۰٫۲ جرم خورشیدی و حد چاندراسخار است؛ چرا که وقتی جرم ستارگان آهنی ۰٫۲ جرم خورشیدی یا کمتر باشد (ستارگان نوترونی که در حدود ۰٫۲ جرم خورشیدی، جرم داشته باشند، پایدار هستند)، از نظر انرژی در حد مطلوبی قرار دارند و از طریق تونل‌زنی کوانتومی تجزیه نخواهند شد]؛ سپس ستارگان نوترونی و تمام «ستاره‌های آهنی» باقی‌مانده که سنگین‌تر از حد چاندراسخار باشند، از طریقِ همین فرایند، به سوی «سیاه‌چاله‌شدن» فرو می‌ریزند. تبدیل سیاه‌چاله‌های حاصله، به ذراتِ زیراتمی، (فرایندی که در حدود ۱۰۱۰۰ سال طول می‌کشد) و همچنین گُذار به مرحله عصر تاریکی در این بازهٔ زمانی، به سانِ «یک لحظه کوتاه» یا «یک آن» است. |
|  |  10^{10^{50}} | زمان تخمینی برای آفرینش یک «مغز بولتسمان» از طریق کاهشِ ناگهانی آنتروپی |
|  |  10^{10^{76}} | زمان تخمینی برای آنکه، تمام اجسامِ عالم، به‌داخلِ سیاه‌چاله‌ها فرو بریزند، مشروط بر آنکه واپاشی پروتون رخ نداده باشد یا «سیاه‌چاله مجازی» ایجاد نشده باشد، که باز در این بازهٔ زمانی، در «لحظه‌ای» به ذرات زیراتمی تبخیر و مبدل خواهند شد.  این بیشینه زمان تخمینی ممکن برای آغاز عصر سیاه‌چاله‌ها (و متعاقباً عصر تاریکی) است. بعد از این زمان، به‌طور یقین گیتی دیگر مادهٔ باریونی نخواهد داشت و جهان در وضعیت خلاء تقریباً مطلق (احتمالاً به‌همراه خلاء کاذب) قرار خواهد داشت که ویژگی «جهان در عصر تاریکی» است، تا آنکه به مرحلهٔ مرگ گرمای کیهان برسد؛ با این فرض که، مرگ گرمای کیهان پیشتر از این به وقوع نپیوسته باشد. |
|  |  10^{10^{120}} | بیشینه زمان تخمینی برای آنکه عالمِ هستی، به آخرین (پائین‌ترین) سطحِ انرژی خود برسد، حتی اگر «خلاء کاذب» وجود داشته باشد. |
|  |  10^{10^{10^{56}}} | حوالی چنین بازهٔ زمانی دور و بزرگی، پدیدهٔ تونل‌زنی کوانتومی در تکه‌های تک‌افتادهٔ جهان تهی از همه چیز، شروع به ایجاد وقایع تورم‌زای جدیدی خواهد نمود که به یک مه‌بانگ جدید خواهد انجامید و جهانی نوین زاده خواهد شد. از آنجایی که تعداد حالات ممکن برای ترکیب کلیهٔ ذرات زیراتمی در جهان قابل مشاهده در حدود  10^{10^{115}} است، (عددی که اگر در   10^{10^{10^{56}}} ضرب شود، در اثر خطای گردکردن ناپدید می‌شود)، همین مدت زمان لازم است تا یک «مه‌بانگِ تونل کوانتمی‌زده و دارای نوسان کوانتومی»، یک جهانِ جدید، عیناً مشابه با جهان فعلی ما ایجاد کند؛ مشروط بر آنکه تمامی جهان‌های نوین خلق‌شده دست‌کم‌تعداد ذرات زیراتمی مشابهی داشته باشند و از قوانین فیزیکی درون پهنهٔ نظریه ریسمان که توسط این نظریه پیش‌بینی شده‌است، پیروی نمایند. |