عرض مصدر مصير كون متمدد

{{علم الكون}}

'''مصير كون متمدد''' في [[علم الفلك]] {{إنج|Future of an expanding universe}}، تبين المشاهدة أن [[تمدد الكون|الكون يتمدد]] باستمرار، وعلى هذا فسوف تقل درجة حرارته بسبب زيادة اتساعه، وقد يصل إلى مرحلة يصبح فيها باردًا لدرجة لا تسمح باستمرار الحياة فيه. لذلك يسمى بعض الفيزيائيون ذلك النموذج بنموذج «التجمد العظيم» ''Big Freeze''.<ref>[https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html WMAP - Fate of the Universe], ''WMAP's Universe'', [[ناسا|NASA]]. Accessed on line July 17, 2008. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170113070355/https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html |date=13 يناير 2017}}</ref>

[[ملف:WMAP 2008.png|350px|تصغير|صورة لأشعة خلفية الكون التقطها [[مسبار تباين الخواص بالأمواج الصغرية ويلكنسون]] وهي أشعة تعادل حرارتها 7.2 درجة مطلقة هي بقايا الحالة الشديدة الحرارة بعد [[الانفجار العظيم]] وقبل تكون النجوم والمجرات. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق ظهرت فيها تجمعات النجوم والمجرات فيما بعد.]]

إذا عمل [[ثابت كوني|الثابت الكوني]] على تسريع تمدد الكون فسوف تتسع المسافات بين المجرات وكذلك تتسع بين تجمعات المجرات بمعدل أسرع. وسيعمل [[انزياح نحو الأحمر|الانزياح نحو الأحمر]] على استطالة موجات الفوتونات وحتى استطالة [[طول الموجة|أطوال موجات]] [[أشعة غاما]] السالفة حتى تصل إلى موجات طويلة ذات وتضعف طاقتها.
ومن المتوقع أن تنشأ نجوما جديدة لمدة 1{{*10^|12}} إلى 1{{*10^|14}} من السنين، ذلك لأن الغاز الأولي الذي تتكون منه النجوم سيكون قد استهلك. وعندما ينطفئ الجيل الأخير من النجوم بسبب استهلاك وقودها فسوف تكف عن إصدار ضوء.

وبحسب نظريات تفترض [[اضمحلال البروتون]] فسوف تحتفي بقايا النجوم أيضا، تاركة [[ثقب أسود|الثقوب السوداء]] وحدها ولكن تلك الأخيرة سوف تتبخر هي الأخرى عن طريق إصدارها [[إشعاع هوكينغ]].<ref name=dying/>
وأخيرا حينما يصل الكون إلى درجة حرارة متساوية في كل مكان، فلن يوجد [[شغل (فيزياء)|شغل]] حركي مؤديًا إلى فناء حراري للكون.<ref name=dying/>

== علم الكون ==

ولا يحدد التمدد الانهائي انحناء الكون، فقد يكون كونًا مفتوحًا (ذو معامل انحناء سالب) أو يكون مسطحا أو مغلقا (ذو معامل انحناء موجب)، مع استمرار تواجد [[طاقة مظلمة]] فيه في حالة تواجده في حالة مغلقة وهي ستعمل على مقاومة قوى [[جاذبية|الجاذبية]] للمادة وأي قوى أخرى تكون من خصائصها العمل على انكماش الكون. وفي حالتي الكون المنبسط والمفتوح فإن الكون في تلك الحالتين سيستمر التمدد والاتساع حتى في حالة غياب الطاقة المظلمة.<ref name="calibrating">Chapter 7, ''Calibrating the Cosmos'', Frank Levin, New York: Springer, 2006, ISBN 0-387-30778-8.</ref>

وتستنبط مشاهدات إشعاع الخلفية الكونية التي تجريها [[مسبار تباين الخواص بالأمواج الصغرية ويلكنسون]] أن الكون منبسط فضائيًا، أنه توجد فيه قدرًا كبيرًا من الطاقة المظلمة.<ref name=wmap_5yr>[https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results], G. Hinshaw et al., ''The Astrophysical Journal Supplement Series'' (2008), submitted, {{arxiv|0803.0732}}, {{بيب كود|2008arXiv0803.0732H}}. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170519183048/https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf |date=19 مايو 2017}}</ref>

وفي هذه لحالة فسوف يستمر تمدد الكون مع زيادة معدل تسريعه. وتؤيد مشاهدات [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] البعيدة زيادة سرعة تمدد الكون.<ref name=calibrating/>
فإذا كان طبقًا نموذج لامدا-CDM [[علم الكون الفيزيائي|لعلم الكون الفيزيائي]] أن الطاقة المظلمة هي نوع من الثابت الكوني، فقد يزداد تمدد الكون بمعدل [[دالة أسية|دالة أسية طبيعية]] بحيث يتضاعف حجم الكون بمعدل ثابت.

== تأريخ المستقبل ==

حتى عام 1970 انحصرت دراسة مستقبل الكون في أبحاث عالم الفلك جمال نصر الإسلام<ref>Possible Ultimate Fate of the Universe, Jamal N. Islam, ''Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society'' '''18''' (March 1977), pp. 3–8, {{بيب كود|1977QJRAS..18....3I}}</ref>
والفيزيائي [[فريمان دايسون|فريدمان دايسون]].<ref name=twoe>Time without end: Physics and biology in an open universe, Freeman J. Dyson, ''Reviews of Modern Physics'' '''51''' (1979), pp. 447–460, {{دوي|10.1103/RevModPhys.51.447}}.</ref>
وفي وقتنا الحاضر قام العالمان [[فريد آدمز|فريد أدمز]] وجريجوري لولين بتقسيم الماضي والمستقبل للكون إلى خمسة مراحل. المرحلة الأولى منهم وتسمى العصر البدائي وهي المرحلة التي عقبت الانفجار العظيم في وقت لم تكن فيه النجوم والمجرات التي نراها قد نشأت. وفي تلك المرحلة، تكون النجوم من سحب غازية تتقلص. وبعدها تأتي مرحلة التحلل حيث تكون النجوم قد استهلكت كل ما لديه من وقود، وتصبح أجراما شديدة الكثافة مثل [[قزم أبيض|الأقزام البيضاء]] و[[نجم نيوتروني|ونجوم نيوترونية]] و[[ثقب أسود|وثقوب سوداء]].

وفي مرحلة الثقب السوداء و[[قزم أبيض|الأقزام البيضاء]] و[[نجم نيوتروني|النجوم النيوترونية]] وأجرام أخرى أصغر منها قتختفي بسبب اضمحلال البروتون مخلفة وراءها ثقوبا سوداء. ثم أخيرا تأتي المرحلة المظلمة، تكون فيها الثقوب السوداء قد اختفت هي الأخرى تاركة بعدها غاز متبعثر من الفوتونات والليبتونات.

ويفترض تأريخ المستقبل والخط الزمني الموصوف أسفله استمرار تمدد الكون. فإذا بدأ الكون وقتا ما في الانكماش فقد لا تحدث بعض أحداث الخط الزمني حيث يتجه تطور الكون نحو [[الانسحاق الشديد|الانهيار العظيم]] Big Crunch، وهو إعادة تكون الكون في مرحلة عظيمة السخونة وعظيمة الكثافة مماثلة لحالة الكون بعد الانفجار العظيم مباشرة.

== تأريخ زمني ==
بالنسبة إلى الماضي وما يضمه من مرحلة قبل نشاة النجوم اقرأ [[تسلسل زمني للانفجار العظيم|خط زمني للانفجار العظيم]]:

=== مرحلة النجوم ===
[[ملف:CMB Timeline75 (Arabic version).jpg|300بك|يسار |تصغير|مراحل تطور الانفجار الكوني، هنا الثلاثة عشر مليار سنة الأولى، مسار الزمن من اليسار إلى اليمين (انقر الصورة). ويظهر إلى اليسار بالأزرق وقت [[إشعاع الأمواج الصغرية للخلفية الكونية]] وبعده بنحو 500 مليون سنة تبدأ [[نجم|النجوم]] في الظهور وتضيء الكون.]]
بين مليون سنة و 100 ترليون (10<sup>14</sup>) سنة بعد [[الانفجار العظيم]]:

يقدر عمر الكون في وقتنا الحالي بنحو 13.7 مليار سنة.<ref name=wmap_5yr/>
وتسمي تلك المرحلة مرحلة نشاة تكون النجوم Stelliferous Era. فقد تكون أول [[نجم]] نحو 155 مليون سنة بعد الانفجار العظيم. ومن ذلك الحين تنشأ النجوم عن طريق انكماش بؤرات زادت فيها كثافة غاز بارد من [[هيدروجين|الهيدروجين]] و[[هيليوم|الهيليوم]]. وأنتج ذلك التقلص الناتج عن قوة [[جاذبية (توضيح)|الجاذبية]] نجوما أولية ساطعة ساخنة. وبعد تقلص النجم الابتدائي بقدر مناسب تصبح [[درجة حرارة]] قلبه عالية وكافية لابتداء [[اندماج نووي]] [[هيدروجين|للهيدروجين]] وعندئذ يبدأ عمر النجم بمعناه المعهود.<ref name=fiveages/>

وتستهلك النجوم الصغيرة كل ما فيها من الهيدروجين وتحوله إلى [[هيليوم]] حتى تصبح أقزاما بيضاء وهذا هو مصير نجوم [[النسق الأساسي]].<ref name=endms>The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, ''The Astrophysical Journal'', '''482''' (June 10, 1997), pp. 420–432. {{بيب كود|1997ApJ...482..420L}}. {{دوي|10.1086/304125}}.</ref>

قد تطرد نجوم ذات كتلة صغيرة أو متوسطة بعضا من مادتها فتكوّن سدما كوكبية وقد يتطور بعضها إلى قزم أبيض، في حين أن تنفجر النجوم ذات كتلة كبيرة في صورة [[مستعر أعظم]] مكونة نجما نيوترونيا أو ثقبا أسودا.<ref name="evo">[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H/abstract How Massive Single Stars End Their Life], A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, and D. H. Hartmann, ''Astrophysical Journal'' '''591''', #1 (2003), pp. 288–300. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180827021558/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H |date=27 أغسطس 2018}}</ref>

بذلك يتجمع الغاز الكوني رويدا رويدا ويتركز في نجوم تمر بمرحلة الاندماج النووي النشطة ثم تنتهي في هيئة أقزام بيضاء أو نجوم نيوترونية أو ثقوب سوداء.

==== تلاقي المجرة مع مجرة المرأة المسلسلة ====
(بعد نحو 3 مليارات من السنين من الآن وبعد 17 مليار سنة من الانفجار العظيم:)

تبعد مجرة [[المرأة المسلسلة (مجرة)]] حاليا نحو 2.5 مليون [[سنة ضوئية]] عن مجرتنا [[درب التبانة]] وتتحرك المجرتان في اتجاه بعضهما بسرعة 120 [[متر في الثانية|كيلومتر في الثانية]]. وقد تتصادم تلك المجرتين وتتداخلا بعد 3 مليارات سنة من الآن مكونتان مجرة جبارة تحوي التضم الإثنتين. ونظرا لأن الاتجاه التي تتحرك فيه مجرة المرأة المسلسلة غير معروف تماما فقد لا يحدث ذلك التصادم المنتظر.<ref>[http://www.galaxydynamics.org/papers/GreatMilkyWayAndromedaCollision.pdf The Great Milky Way-Andromeda Collision], John Dubinski, ''Sky and Telescope'', October 2006. {{بيب كود|2006S&T...112d..30D}}. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20131208071219/http://www.galaxydynamics.org/papers/GreatMilkyWayAndromedaCollision.pdf |date=08 ديسمبر 2013}}</ref>

==== تلاقي المجموعة المحلية ====
:'' من 10<sup>11</sup> (100 مليار) إلى 10<sup>12</sup> (1 تريليون) سنة''

ترتبط مجموعة المجرات المحلية والتي من ضمنها مجرة [[درب التبانة]] ومجرة [[المرأة المسلسلة (مجرة)]] بقوى [[جاذبية (توضيح)|الجاذبية]]. ومن المتوقع أن بين 10<sup>11</sup> (100 مليار) و 10<sup>12</sup> (1 تريليون) سنة من الآن أن أفلاكها سوف تتضاءل وأن تجتمع المجموعة المحلية بأكملها في مجرة عظمى واحدة.<ref name=dying/>

==== اختفاء المجرات خارج تجمع المجرات المحلية الكبير ====
:'' بعد 2×10<sup>12</sup> (2 تريليون) سنة''

باعتبار ان [[طاقة مظلمة|الطاقة المظلمة]] سوف تستمر في جعل الكون يتوسع فمن المنتظر أنه بعد 2×10<sup>12</sup> (2 تريليون) سنة سيكون [[انزياح أحمر|الانزياح نحو الأحمر]] قد وصل إلى حد تصل فيه [[طول الموجة|طول موجة]] [[أشعة غاما]] الصادرة من مجرات بعيدة قد وصلت إلى أطوال طويلة لا يمكن مشاهدتها، وبالتالي فلا يمكن عندئذ رؤية تلك المجرات.<ref name=lun>Life, the Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-expanding Universe, Lawrence M. Krauss and Glenn D. Starkman, ''Astrophysical Journal'', '''531''' (March 1, 2000), pp. 22–30. {{دوي|10.1086/308434}}. {{بيب كود|2000ApJ...531...22K}}.</ref>

=== مرحلة التحلل ===
:''من 10<sup>14</sup> (100 تريليون) إلى 10<sup>40</sup> سنة''

بعد 10<sup>14</sup> (100 تريليون) سنة من الآن سينتهي تكوّن النجوم وتتبقى الأجرام السماوية في هيئة نجوم خامدة. وتعرف تلك المرحلة بمرحلة التحلل حيث تتحلل خلالها بقايا النجوم نهائيا.<ref name=dying/>

==== تكوّن النجوم يتوقف ====
: بعد ''10<sup>14</sup> (100 تريليون) سنة''

يعتقد أنه بعد نحو 10<sup>14</sup> (100 تريليون) سنة من الآن سوف يتوقف تكون نجوم جديدة. وتستهلك النجوم الصغيرة الكتلة ما لديها من وقود خلال عمر نجمي طويل. وطبقا لذلك فإن النجوم المعمرة ستكون نجوما صغيرة، تبلغ كتلتها نحو 80.0 من [[كتلة]] [[الشمس]] والتي يبلغ عمرها نحو 10<sup>13</sup> (10 تريليون) سنة.<ref name=low_mass_lifetime>Adams & Laughlin (1997), §IIA and Figure&nbsp;1.</ref>
وهذا هو العمر الذي تبلغه النجوم تقريبا. فمبجرد أن ينتهي تكون نجوم جديدة وأن يستهلك نجم من نجوم [[قزم أحمر|الأقزام الحمر]] ما بقي فيه من وقود فيتوقف [[اندماج نووي|الاندماج النووي]] ويبرد النجم ويتحول إلى قزم أبيض.<ref name=endms/>
وتتبقى أجرام تبلغ كتلتها كتلة الكواكب الكبيرة وتصبح [[قزم بني|أقزاما بنية]]، تبلغ كتلتها أقل من 80.0 من كتلة الشمس، وأجراما خاملة وأقزاما بيضاء، ناتجة عن نجوم كانت كتلتها الابتدائية بين 80.0 و 8 أضعاف كتلة الشمس، وونجوم نيوترونية وثقوب سوداء نتجت من نجوم كان أصل كتلتها أكثر من 8 أضعاف [[كتلة]] [[الشمس]].

ومن المتوقع ان تكون 90% من تلك البقايا من نوع الأقزام البيضاء. ومع اختفاء مصادر الطاقة فسوف تبرد جميع تلك الأجرام ويضعف ضوؤها.

ويصبح الكون مظلما بعد نهاية الاندماج النووي. ولكن قد يصدر بعض الضوء في الكون مثلا عندما يجتمع قزم أبيض من الكربون مع قزم أبيض من الأكسجين حينما تتعدى كتلهما المجتمعة 4.1 من كتلة الشمس. فسوف يجري الجرم المتكون منهما تفاعلات الاندماج النووي وينتج عنه مستعر أعظم من نوع Ia supernova ويضيئ المرحلة المظلمة لمدة عدة أسابيع.<ref name=dying/><ref>[http://spiff.rit.edu/classes/phys240/lectures/future/future.html The Future of the Universe], M. Richmond, lecture notes, "Physics 240", [[معهد روشيستر للتكنولوجيا]]. Accessed on line July 8, 2008. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170803142618/http://spiff.rit.edu/classes/phys240/lectures/future/future.html |date=03 أغسطس 2017}}</ref>

وإذا لم تزيد الكتلة الكلية عن كتلة شاندراسيخار ولكنها أكبر من الكتلة الصغرى لتفاعل الاندماج الكربوني (نحو 9.0 من كتلة الشمس) فقد يتكون نجم كربوني قد يبلغ عمره مليون سنة.<ref name=fiveages/> كذلك إذا اصتدم قزمان أبيضان من الهيليوم وتبلغ كتلتهما معا 3.0 من كتلة الشمس فقد يتكون نجم من الهيليوم وهذا يعمر عدة ملايين من السنين.<ref name=fiveages/>

وأخيرا إذا اصتدمت أقزام بنية مع بعضها البعض وتكون منها قزم أحمر فقد يعمر القزم الأحمر 10 تريليون سنة.<ref name=dying/><ref name=low_mass_lifetime/>

==== تقارب النجوم وسقوط الكواكب ====

: بعد ''10<sup>15</sup> سنة''

مع مرور الزمن تتحلل أفلاك الكواكب بسبب موجات جاذبية وتتطاير كواكب أخرى من أفلاكها بسبب اختلال في الجاذبية ناتج عن تقابل بقايا نجومية.<ref name=dying/>

==== بقايا النجوم تفلت من المجرات أو تسقط في أحد الثقوب السوداء ====

: بين ''10<sup>19</sup> إاى 10<sup>20</sup> سنة''

ومع الزمن ستتبادل البقايا الموجودة في المجرات طاقة حركتها في عملية تسمى التراخي الحركي dynamical relaxation تكتسب خلالها تلك البقايا توريعا مشابه ل [[توزيع ماكسويل-بولتزمان]].<ref>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, {{بيب كود|2005BASI...33..421T}}.</ref>
وقد يكون التراخي الحركي بسبب اقتراب شديد لنجمين من بعضهما أو عن بسبب مجرد اقتراب من بعيد متعدد.<ref>[http://webusers.astro.umn.edu/~llrw/a4002/SG_notes.txt Reading notes], Liliya L. R. Williams, Astrophysics II: Galactic and Extragalactic Astronomy, [[جامعة منيسوتا|جامعة مينيسوتا]], accessed on line July 20, 2008. {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160303205345/http://webusers.astro.umn.edu/~llrw/a4002/SG_notes.txt |date=03 مارس 2016}}</ref>
وفي حالة الاقتراب شديد بين قزمين بنيين أو أجرام بقايا فإن البقايا قليلة الكتلة تكتسب تسريع بينما تبطأ حركة الأجرام الكبيرة.<ref name="fiveages">''[[The Five Ages of the Universe]]'', Fred Adams and Greg Laughlin, New York: The Free Press, 1999, ISBN 0-684-85422-8.</ref>

وبسبب التراخي الحركي فسوف تكتسب بعض البقايا طاقة حركة تكفي لكي تغادر تلك البقايا المجرة التي تتبعها تاركة ورائها مجرة أقل كثافة بالأجرام. ويشتد تقابل بقايا النجوم كلما كانت مجرة من المجرات مليئة بالنجوم. والنتيجة النهائية لذلك أن تفلت معظم البقايا من مجراتها بينما ينهار جزءا صغيرا منها (ربما 1% إلى 15%) على [[ثقب أسود|الثقب الأسود]] البالغ الكبر الموجود في مركز مجرة.<ref name=dying/><ref name=fiveages/>

[[ملف:Black hole (NASA).jpg|تصغير|يسار|245px|عندما اضمحلال البروتونات فمن المفترض أن تتبقى الثقوب السوداء العظيمة الكتلة، ولكنها هي الأخرى من المفترض أن تتبخر إلى فوتونات.]]

==== [[نوية (ذرة)|النوكليونات]] تتحلل ====
:''بعد>10<sup>34</sup> سنة''

يعتمد تطور الكون بعد ذلك على الوجود الفعلي [[اضمحلال البروتون|لاضمحلال البروتون]] ومعدله. وتبين التجارب أنه لو افترض وأن البروتون يتحلل فإن [[عمر النصف]] لتحلله يبلغ 10<sup>34</sup> سنة على الأقل.<ref>G Senjanovic ''Proton decay and grand unification'', Dec 2009</ref>
وإذا كانت [[النظرية الموحدة العظمى|نظرية التوحيد الكبرى]] صحيحة فتوجد مؤشرات لأن يكون [[عمر النصف|نصف العمر]] للبروتون أقل من 10<sup>41</sup> سنة.<ref name=dying/> ومن المتوقع أن [[نيوترون|النيوترونات]] المربوطة في [[نواة الذرة|أنوية]] [[ذرة|الذرات]] سوف تتحلل هي الأخرى بنصف عمر مقارب لعمر النصف للبروتون.<ref name=dying>A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, ''Reviews of Modern Physics'' '''69''', #2 (April 1997), pp. 337–372. {{بيب كود|1997RvMP...69..337A}}. {{دوي|10.1103/RevModPhys.69.337}} {{arxiv|astro-ph|9701131}}.</ref>

وفي حالة عدم اضمحلال البروتون فإن مادة النجوم سوف تختفي رغم ذلك ولكن أكثر بطءا. (أقرأ مستقبل بدون اضمحلال البروتون أسفله).

والحقبة الأخيرة من الخط الزمني الموصوف هنا تفترض أن نصف العمر لتحلل [[بروتون|البروتون]] يبلغ 10<sup>37</sup> سنة. ويعمل عمر نصف أقصر أو أطول على تسريع أو إبطاء عملية التحلل. أي أنه بعد 10<sup>37</sup> من السنين ستكون نصف الكتلة الباريونية قد تحولت بالتحلل إلى [[أشعة غاما]] و[[فوتون]]ات و[[ليبتون]]ات.

==== كل النوكليونات تتحلل ====
:'' بعد 10 <sup>40</sup> سنة''

وعلى أساس نصف العمر المفترض للبروتون و[[نوية (ذرة)|النوكليونات]] (البروتونات والنيوترونات المرتبطة في [[نواة الذرة|أنوية]] [[ذرة|الذرات]]) فإنها ستـُجرى 1000 تحلل على مدى 10<sup>40</sup> من السنين. ولتخيل ذلك فيوجد في الكون نحو 10<sup>80</sup> من البروتونات، <ref>[https://www.nap.edu/resource/oneuniverse/frontiers_solution_17.html 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. ISBN 0-309-06488-0. {{استشهاد بويب |مسار=https://www.nap.edu/resource/oneuniverse/frontiers_solution_17.html |عنوان=نسخة مؤرشفة |تاريخ الوصول=11 أكتوبر 2010 |تاريخ أرشيف=24 نوفمبر 2004 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20041124111704/http://www.nap.edu/html/oneuniverse/frontiers_solution_17.html |حالة المسار=bot: unknown }}</ref>
وهذا يعني أن عدد النوكليونات سوف ينخفض إلى النصف في كل تحلل وبعد 10<sup>40</sup> سنة من عمر الكون يكون قد أعترى البروتونات 1000 تحلل، وبناء على ذلك فمن المفترض أن يتبقى نحو ½<sup>1,000</sup> (بالتقريب 10<sup>−301</sup>) من النوكليونات بالمقارنة بعددها حاليا. أي أنه لن يبقى من البروتونات شيئا بعد مرحلة التحلل. فمن المفترض أن مصير كل الكتلة [[باريون|الباريونية]] هو التحول إلى [[فوتون]]ات و[[ليبتون]]ات.

=== مرحلة الثقوب السوداء ===
:'' بين 10 <sup>40</sup> سنة إلى 10<sup>100</sup> سنة''

بعد 10<sup>40</sup>&nbsp;سنة سيغلب وجود [[ثقب أسود|الثقوب السوداء]] في الكون. وسوف تتبخر تلك الأخرى عن طريق [[إشعاع هوكينغ]].<ref name=dying/>

وسيوف يختفي مثلا ثقب أسود بكتلة معادلة لكتلة الشمس خلال
2×10<sup>66</sup> سنة. ولكن من المحتمل أن تندمج كثير منها في ثقوب سوداء كبيرة تكون موجودة في أواسط مجراتها. وبما أن عمر الثقب الأسود يتناسب مع مكعب كتلته فإن الثقوب السوداء الكبيرة سوف تعمر أطول حتى ينتهي تحللها. ومن المفترض أن يتبخر ثقب أسود له كتلة تعادل 100 مليار كتلة شمسية خلال 2×10<sup>99</sup> من السنين.<ref name=page>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. {{دوي|10.1103/PhysRevD.13.198}}. See in particular equation (27).</ref>

ويتميز [[إشعاع هوكينغ]] بأن له طيف حراري، وتكون درجة الحرارة خلال معظم عمر الثقب الأسود منخفضة ويكون التبخر غالبا في صورة جسيمات ليست ذات كتلة مثل [[فوتون|الفوتون]] و[[جرافتون|الجرافيتون]]. ومع انخفاض كتلة الثقب الأسود ترتفع درجة حرارته ويقترب من حالة الشمس عندما تكون كتلة الثقب الأسود قد انخفضت غلى نحو 10<sup>19</sup> [[كيلوغرام|كيلوجرام]].
فيشع الثقب الأسود [[ضوء]]ا خلال مرحلة سيادة الثقوب السوداء.

وخلال المراحل الأخيرة من عملية التبخر فسوف يُصدر [[ثقب أسود|الثقب الأسود]] [[جسيم أولي|جسيمات]] ذات كتلة مثل البروتونات و[[مضاد البروتون|نقيض البروتونات]] و[[إلكترون|الإلكترونات]] و[[بوزيترون|البوزيترونات]] إلى جانب الجسيمات التي ليست لها كتلة (فوتونات وجرافيتونات).<ref name=fiveages/>

==== حالة عدم اضمحلال البروتون ====

في حالة عدم اضمحلال البروتون كما وصفناه أعلاه فسوف تستمر مرحلة التحلل مدة أطول وتلحق بمرحلة سيادة الثقوب السوداء. وخلال زمن يقد بنحو 10<sup>65</sup> سنة فمن المفترض أن المواد المتصلبة والصخور ستعيد تنظيم [[ذرة|الذارات]] و[[جزيء|الجزيئات]] فيها عن طريق [[ويكيبيديا:مسابقة مؤسسة الملك عبد العزيز ورجاله للموهبة والإبداع/مقالات/ظاهرة النفق|الأنفاق الكمومية]] بطريقة مشابهة للسوائل ولكن بمعدل منخفض.<ref name=twoe/>
ولكن من المفترض أن يتحلل [[بروتون|البروتون]] مثلا عن طريق تفاعل يشابه الثقب الأسود التخيلي وذلك ب [[عمر النصف]] أقل من 10<sup>200</sup> سنة.<ref name=dying/>

=== المرحلة المظلمة ===
:''بعد 10<sup>100</sup> سنة وأكثر''

[[ملف:Photon waves.png|تصغير|يسار|245px|البقايا الوحيدة هي الفوتونات ومن المفترض أنها ستخلف تبخر الثقوب السوداء عظيمة الكتلة.]]

بعد تبخر جميع الثقوب السوداء (وبعد تحلل جميع المادة المكونة من البروتونات في حالة عدم استقرار البروتونات) فسيكون الكون فارغا. وستطاير فوتونات ونيورينوات وإلكترونات وبوزيترومات من مكان لآخر من دون أن تصتدم ببعضها البعض.

وعند تلك المرحلة والتي تتميز بتلك البقايا المادية المتخلخلة فيكون كل نشاط للكون قد خمد بالمقارنة بالمراحل السابقة، وتكون الطاقة فيه قليلة جدا والزمن طويل جدا. فقد تتقابل إلكترونات وبوزيترونات وقد ينشأ منها ذرات [[بوزترونيوم|بوزيترونيوم]]. ولكن تلك الهياكل ليست مستقرة، ولا بد أن مكوناتها من إلكترون وبوزيترون أن تفني بعضها الآخر.<ref name=dying/>
كما من الممكن أن تحدث عمليات إفناء أخرى ولكن بمعدل أقل.

ويصبح الكون في حالة قليلة الطاقة وما يجري بعد ذلك فهو من فرض الخيال، فقد يحدث النهيار العظيم في زمن تالي في المستقبل. أو قد يمر الكون بمرحلة انتفاخ ثانية أو بافتراض أن حالة الفراغ الحالي هي فراغ زائف فقد يتحلل الفراغ أيضا إلى حالة طاقة أقل.<ref name=dying/>
وأخيرا فقد يستقر الكون على تلك الحالة إلى مالانهاية، ويقترب من [[الموت الحراري]] والذي يعني فناء الحرارة.<ref name=dying/>

== مستقبل بلا اضمحلال البروتون ==

إذا لم يضمحل البروتون فمن المفترض أن تبقى كتلة النجوم في ثقوب سوداء ولكن بسرعة أقل. ويفترض الخط الزمني اللاحق عدم اضمحلال البروتونات.

=== تتحلل المادة إلى [[حديد|الحديد]] ===
:'' بعد 10 <sup>1500</sup> سنة من الآن ''

بعد 10<sup>1500</sup> سنة من المفترض أن يحدث اندماج بارد عن طريق الأنفاق الكمومية التي تؤدي إلى اندماج أنوية الذرات الخفيفة في أنوية [[حديد|الحديد]]-56 (أنظر نطائر [[حديد|الحديد]]). وسوف يؤدي انشطار العناصر الثقيلة وإصدار [[جسيم ألفا|جسيمات ألفا]] أيضا إلى تكون الحديد، حتى تصبح كتلة النجم كلها من الحديد البارد وتسمى [[نجوم حديدية]].<ref name=twoe/>

=== انهيار النجوم الحديدية إلى ثقوب سوداء ===

:'' بعد <math>10^{10^{26}}</math> إلى <math>10^{10^{76}}</math> سنة من الآن''

ستحول الأنفاق الكمومية أيضا الأجرام الكبيرة إلى ثقوب سوداء. وبأخذ الافتراضات المفروضة في الاعتبار يمكن حساب زمن حدوث ذلك بين
<math>10^{10^{26}}</math> سنة إلى <math>10^{10^{76}}</math> سنة. (لحساب تلك الأعداد أقرأ tetration.)

وقد تؤدي الأنفاق الكمومية أيضا إلى انهيار النجوم الحديدية لتكوين [[نجم نيوتروني|نجوم نيوترونية]] بعد نحو <math>10^{10^{76}}</math> سنة.<ref name=twoe/>

== رسم بياني للخط الزمني ==
روعي في الرسم البياني تسلسل الأحداث الافتراضية من اليسار ([[الانفجار العظيم]]) إلى اليمين بمرور الزمن حتي [[الموت الحراري للكون|الموت الحراري]] Heat death. كما يراعى أن المحور الأفقي الذي يعطي الزمن أنه مقسما تقسيما لوغاريتميا لاعتبار أزمنة طويلة جدا جدا.(ترتيب الأحداث على الرسم البياني هو نفس الترتيب المتبع في المقالة، حيث صعب وضع الأحدات باللغة العربية على الرسم).

<timeline>
#ImageSize = width:1100 height:370 # too wide
ImageSize = width:1000 height:370
PlotArea = left:40 right:235 bottom:75 top:75

Colors =
 id:period1 value:rgb(1,1,0.7) # light yellow
 id:period2 value:rgb(0.7,0.7,1) # light blue
 id:events value:rgb(1,0.7,1) # light purple
 id:era2 value:lightorange
 id:era1 Value:yellowgreen

DateFormat = yyyy
Period = from:-51 till:500
TimeAxis = format:yyyy orientation:horizontal
ScaleMajor = unit:year increment:100 start:0
ScaleMinor = unit:year increment:10 start:-50

AlignBars = justify

BarData =
 bar:Era
 bar:Events

TextData =
 fontsize:M
 pos:(0,260)
 text:"Big"
 text:"Bang"
# pos:(880,260)
 pos:(780,260)
 text:"Heat"
 text:"Death"
# pos:(880,90)
 pos:(780,90)
 text:"[[مقياس لوغاريتمي]]"
 text:"year"

PlotData=
 textcolor:black fontsize:M

 width:110
 bar:Era mark:(line,white) align:left shift:(0,0)
 from:-51 till:6 shift:(0,35) color:era1 text:"The Primordial Era" 
 from:6 till:14 shift:(0,15) color:era2 text:"The Stelliferous Era"
 from:14 till:40 shift:(0,-5) color:era1 text:"The Degenerate Era"
 from:40 till:100 shift:(0,-25) color:era2 text:"The Black Hole Era"
 from:100 till:500 shift:(0,-45) color:era1 text:"The Dark Era"

 width:110
 bar:Events 
 color:events align:left shift:(43,3) mark:(line,teal)
 at:-8 shift:(0,35) text:"One second"
 at:8 shift:(-2,15) text:"First star began to shine"
 at:10 shift:(-2,-5) text:"13.7 billion years, the present day"
 at:14 shift:(0,-25) text:"The last star has died"
 at:100 shift:(0,-45) text:"The last supermassive black holes have evaporated."

</timeline>

== اقرأ أيضا ==
* [[الكون|كون]]
* [[جمال نصر الإسلام]]
* [[مصير الكون]]
* [[تسلسل زمني للانفجار العظيم|خط زمني للانفجار العظيم]]
* [[الانفجار العظيم]]

== المراجع ==
{{مراجع}}

{{مواضيع علم الكون}}
{{روابط شقيقة}}
{{شريط بوابات|الفضاء|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|علم الفلك|علم الكون|علوم|نجوم}}

[[تصنيف:أمثلة كونية]]
[[تصنيف:المستقبل]]
[[تصنيف:تنبؤ]]
[[تصنيف:خطوط زمنية فلكية]]
[[تصنيف:سيناريوهات نهاية العالم]]
[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]