bilimsel araştırma yapıldı.

1927 yılında Georges Lemaitre evrenin başlangıcı ile ilgili 1927’den bu yana Big Bang olarak anılan teoriyi ortaya attı. 1948 yılında Fred Hoyle ise evrenin düzenli bir şekilde genişlediği fakat istatistiksel olarak madde miktarının yaratıldığı gibi kaldığı bir evren teorisi (n kararlı hal) ortaya attı. Bu iki teori de , 1965’te Arnold Penzias ve Robert Wilson kozmik arka plan radyasyonunu keşfedene kadar kabul gördü. Kozmik arka plan radyasyonu Big Bang teorisinin öngördüğü şeyleri ispatlıyordu ve kararlı hal teorisi artık geçerliliğini yitirmişti. Böyle Big Bang teorisi, evrenin başlangıcı ile ilgili kabul gören en yaygın görüş haline geldi.

Einstein genel göreliliği formülüze ederken, o ve bilim adamları evrenin durağan olduğuna inanıyordu. Einstein denklemlerinden, evrenin genişlediği gerçeğine ulaşmıştır fakat geleceği de katabilmek için kozmolojik sabit denen bir sabiti denklemlerine eklemiştir. Bu herhangi bir patlama veya etkileşimden etkilenmeyen bir kütle yoğunluğu sabitidir. Bu sabitin görevi, hesaplamalarda kütleçekimsel kuvvetin evrenin durağan halini bozmasını önlemektir. Hubble’ın yaptığı gözlemlerin sonunda evreninin genişlediğini açıklamasının ardından 
Einstein bu sabite “ Kariyerimin en büyük hatası.” Demiştir.

Evrenin kaderindeki önemli parametrelerden biri yoğunluk Omega (Ω) parametresidir. Omega , evrendeki ortalama kütle yoğunluğunun bu yoğunluğun kritik bir değerine bölünmesi olarak tanımlanır. Bu olay üç tane olası evren geometrisini de beraberinde getirir. Omega 1’ den büyük, 1’e eşit veya 1’den küçük olabilir. Bu eşitlikler ise evrenin yassı, açık veya kapalı olduğu anlamına gelir. Bu üç kelime evrenin büyük geometrisini tanımlar fakat galaksiler ve yıldızlar gibi kütle yığıntılarının yerel uzay-zamanı bükmesini tanımlamaz. Eğer evrenin başlıca içeriği eylemsiz madde ise, 20. Yüzyılda Dust Model’lerin popülerliğinden dolayı, her geometri için ayrı bir kader olacaktır. Böylece, kozmologlar evrenin kaderine, omegayı ölçerek ya da yaklaşık olarak hangi değerde patlamanın yavaşlamaya başladığını bularak karar vermeyi amaçlamaktadır.

1998’den itibaren, uzak galaksiler ve süpernovalarda yapılan gözlemlerden evrenin genişlemesinin ivmelendiği görüldü. Sonradan gelen kozmolojik teoriler bu genişlemeye olanak sağlayacak şekilde dizayn edildi. Bu genleşme genelde karanlık maddeden kaynaklanıyordu. Karanlık enerji basitçe pozitif bir kozmolojik sabittir. Genel olarak, karanlık enerji negatif basınç oluşturan hipotezlerdeki ortak bir terimdir. Bu terim genelde evren genişledikçe değişen yoğunlukla beraberdir.

Pek çok kozmoloğun da fikir birliğine ulaştığı nokta evrenin nihai kaderinin , onun bütün şekline, ne kadar karanlık enerji içeriğine ve karanlık enerjinin genişleme üzerindeki etkisine bağlı olduğu gerçeğidir. Son gözlemler, Big Bang’den 7.5 milyar yıl sonrasından itibaren evrenin genişleme hızının düştüğü gösterdi. Bu da Açık evren teorisi ile örtüşüyordu. Fakat, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe tarafından yapılan son ölçümler, evrenin yassı olduğunu doğruladı.

Eğer omega birden büyük ise, uzayın geometrik şekli bir kürenin yüzeyi gibi kapalıdır. Bir üçgenin bütün iç açılarının toplamı 180 dereceden büyüktür ve paralel hiçbir doğru yoktur. Bütün doğrular er ya da geç kesişir. Evrenin şekli büyük kadrajda eliptiktir.

Kapalı evrende, karanlık enerji azdır ve yerçekimi en sonunda evrenin genişlemesini durdurur. Bu noktadan sonra ise çekim kuvvetinin etkisiyle bütün maddeler bir noktaya çöker ve en sonunda büyük sıkışma ya da büyük ezilme denilen “ Big Crunch “ oluşur. Büyük patlama diye bilinen Big Bang olayının tam tersidir. Fakat, eğer evren büyük bir miktar karanlık enerjiye sahipse, evrenin genişlemesi omega bir’den küçük olsa da, sonsuza kadar devam edecektir.

Eğer omega birden küçükse, evrenin geometrisi bir eyer yüzeyi gibi açıktır. Üçgenin iç açıları toplamı 180 dereceden küçüktür ve doğrular asla aynı mesafede değildir. En az diğer doğruları kesmeyecek kadar bir mesafeye sahiplerdir. Böyle bir evrenin şekli hiperboliktir.

Karanlık enerji olmasa bile, negatif bükülmüş bir evren sonsuza kadar genişleyebilir ve kütleçekim bu etkiyi neredeyse kayda değmeyecek bir ölçekte engelleyebilir. Karalık enerji ile beraber , evrenin genişlemesi sadece devam etmez, aynı zamanda da ivmelenir. Böyle bir evrenin nihai kaderi , ya ısı ölümü olarak bilinen Büyük Donma ( Big Freeze ) ya da karanlık enerjinin neden olduğu ivemenin geri kalan bütün kuvvetleri ( yer çekimsel, elektromanyetik ve güçlü çekim kuvvetleri) ezmesiyle oluşan büyük çözülme ( Big Rip) olarak tahmin ediliyordu.

Aksine karanlık enerjiyi ve pozitif basıncı karşılayacak bir negatif kozmolojik sabit açık bir evrenin bile yeniden çökmesine neden olabilir. Bu görüş, yapılan gözlemler sonucu çürütülmüştür.

Eğer evrenin ortalama yoğunluğu olan omega bire eşitse, evrenin geometrisi, Öklit Geometrisinde olduğu gibi, yassıdır. Bir üçgenin iç açıları toplamı 180 derecedir ve paralel doğrular, her yerde uzaklıklarını koruyarak devam ederler. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe evrenin yassı olduğunu sadece % 0.4 gibi bir yanılma payı ile ölçmüştür.

Karanlık enerjinin yokluğu, evren azalan bir ivme ile patlama asimptotik olarak 0’a yaklaşana kadar sonsuza dek büyür. Karanlık enerji ile evrenin genişleme hızı ilk başlarda kütleçekiminden dolayı yavaştır fakat daha sonra yükselir. Yassı evren, Açık Evren ile aynı nihai kaderi paylaşır.

Evrenin kaderi, yoğunluğu tarafından belirlenir. Verilerin sunduğu kanıtların, genişlemenin hızı ve kütlesel yoğunluğun ağır basması ile evrenin süresiz olarak büyümeye devam edeceği söylenebilir. Bu olay ise, Big Freeze denilen olay ile sonuçlanacaktır. Fakat, gözlemler kesin değil ve alternatif modeller hala mümkün

Büyük donma, asimptotik olarak ısısı mutlak sıfıra yaklaşan bir evrende yaşanacak senaryodur. Karanlık enerjinin yokuluğundan dolayı yassı veya hiperbolik bir evrende yaşanacak bir senaryodur . Pozitif bir kozmolojik sabit olduğu müddetçe, aynı zamanda kapalı evren modelinde de yaşanabilir. Bu senaryoda, yıldızların normalde  10 10 e  kadar olan boyutlarda olması beklenir. Ancak, eninde sonunda yıldız oluşumu için gerekli olan gaz miktarı tükenmiş olacaktır. Ve var olan yıldızların yakıtının tüketmesi ve parlaklıklarını yitirmesi ile evren yavaşça ve merhametsizce karanlığa bürünecektir. Sonunda kara delikler Hawking Radyasyonu’nu emerek kendilerini tüketene kadar evrene hakim olacaktır. Isı ölümü ile ilgili senaryo ise, yaşam ve evrenin devinimi için gerekli olan hiçbir ham maddenin kalmadığı, maksimum entropinin en sonunda dağıldığı bir evren geleceğidir. Isının ölümü senaryosu bütün evren modellerinde, evreninin en son entropisinin minimuma inmesi şartı ile, geçerlidir . Süregelen kuantum dalgalanmaları ve tünellenmeleri gelecek  formula_1 yıl içerisinde yen bir büyük patlama yaratabilir. Evrenin başlangıcından bu yana Poincaré recurrence theorem, thermal fluctuations ve Fluctuation theorem tarafından düzenli olarak düşürülen bir entropi vardır.

Hayali karanlık enerjinin özel bir olayı , basit bir kozmolojik sabitten çok daha fazla negatif baskı oluşturabilir, karanlık enerjininin yoğuluğunun zamanla düşmesidir. Bu olay, ivmenin ve Hubble Sabiti’nin mıktarında artışa neden olur. Sonuç olarak, evrendeki maddesel bütün objeler, galaksilerden başlarak en sonunda ( mutlak sonda) bütün formlar ne kadar küçük oldukları önem teşkil etmeden elementel boyutlarına, radyasyona kadar hayali kuvvet tarafından ayrılacaktır. Evrenin en son hali tekilliktir ve bu halde karanlık enerjinin yoğunluğu ve büyüme hızı en baştaki ( tekillikteki) halini alır.

Büyük çöküş hipotezi, evreninin nihai kaderi ile simetrik değerlendirilebilir. Aynı Büyük Patlama'nın bir kozmolojik patlama ile olması gibi , bu teori de evrenin ortalama yoğunluğunun genişlemeyi durdurmaya yetecek kadar olup, büzülmeye neden olacağını söyler. Sonuç tam olarak bilinmiyor, basit bir tahmin olarak evrendeki bütün maddeler ve uzayzaman boyutsuz bir tekilliğe dönüşecektir. Fakat, boyutlardaki farklılık nedeni ile, bu alanda da bilinmeyen kuantum etkileri göz önüne alınmalıdır.

Bu senaryo, önceki evrende yaşanan Büyük Çöküşten sonra bir Büyük Patlama yaşanmasına olanak tanımaktadır. Eğer bu olaylar sürekli bir devinim halinde ise, döngüsel evren ya da aynı zamanda salınımlı evren olarak bilinen bir model oluşturur. O zaman evren, sonsuz sayıda oluşacak olan bütün sonlu evrenlerden oluşabilir. Her evrende meydana gelecek Büyük Çöküş bir sonraki evrenin Büyük Patlaması olacaktır. Teorik olarak, döngüsel bir evren fikri termodinamiğin ikinci yasası ile uyuşmaz, entropi salınımdan oluşur ve salınım ısının ölümüne neden olur. Güncel kanıtlar aynı zamanda evrenin kapalı olmadığını işaret ediyor. Bu durum, kozmologların devinimli (döngüsel) evren modelinden vazgeçmelerine neden oldu. Devinimli evren modelince benimsenen bir fikir, fakat bu fikir ısının ölümünü ihmal eder, brane patlamasının bir önceki devinimde biriken entropiyi seyrelttiğini söyler.

Büyük Sıçrama bilinen evrenin başlangıcına göre şekillendirilmiş bilimsel bir teoridir. Döngüsel evren veya ilk kozmolojik olayın bir önceki evrenin çöküşü olduğu Büyük Patlama'nın, devinimsel olarak meydana gelmesinin farklı bir yorumlanışıdır.

Büyük Patlama'nın bir başka versiyonuna göre, evrenin başlangıcında yoğunluk sonsuzdu. Bu tarz bir tanım, fizikteki diğer her şey ile ,özellikle kuantum mekaniği ve belirsizlik ilkesi, bir anlaşmazlık içinde gibi görünebilir Bu şaşırtıcı değildir, bu nedenle, kuantum mekaniği Büyük Patlama'ya alternatif bir bakış açısı getirdi. Aynı zamanda eğer ki evren kapalı ise, evren bir kere çöktükten sonra evrensel bir tekilliğe ulaşarak ya da itici bir kuantum gücü ile çökerek, Büyük Patlama'ya benzer bir olayla sürekli yeni evrenler meydana getirecektir.

Basitçe, bu teori Büyük Patlama ve Büyük Çöküşün sürekli bir devinim halinde olacağını söyler.

Çoklu evren hipotezlerinden bir tanesi gözlemlenebilir evrenimizin yalnızca  sonsuz