Наша меняющаяся Вселенная
По мере того, как Вселенная растет от молодой до старой, она также меняется от горячей к холодной, от неустойчивой к стабильной, от малой к большой, от упорядоченной до неупорядоченной и от уплотненной до разряженной. Все это является частью жизненного цикла типичного пространственно-временного континуума, который длится триллионы триллионов лет от начала до конца. Это охватывает многие основные понятия современной космологии, от рождения до смерти нашей Вселенной.
От горячей к холодной
Когда наша Вселенная зародилась, первоначальная её температура была 1,42×10³² градусов по Цельсию, что было самой высокой температурой за всё время её существования. В абсолютной температурной шкале температура Планка равна 1, а температура абсолютного холода равна 0. Это соответственно температуры Большого взрыва и Большой заморозки. Когда Вселенная прекратит свое существование, она достигнет температуры абсолютного нуля −273,15 °C (0 ° K) . Таким образом, абсолютная жара и абсолютный холод (абсолютный нуль температуры) — это самые высокие и самые низкие достижимые температуры.
От нестабильности к стабильности
При температуре абсолютной жары вся материя неустойчива, поэтому Вселенная всегда будет стремиться к достижению устойчивого состояния. Другими словами, Вселенная со временем переключается с динамического на статическое состояние. При абсолютном нуле (0° К) вещество находится в основном состоянии, которое является точкой наименьшей внутренней энергии. Это момент покоя в конце жизни Вселенной. Таким образом, каждая Вселенная начинается с Большого Взрыва и заканчивается Большой Заморозкой (Тепловая смерть Вселенной).
От малого к большому
Вселенная начиналась с размера примерно на миллион миллиардов миллиардов раз меньше, чем один атом, и выросла до примерно 7 триллионов световых лет в диаметре. С течением времени Вселенная становится все больше и больше с ускоряющейся скоростью. В конечном итоге он будет продолжать становиться все больше, холоднее и темнее, пока всё не перестанет двигаться вообще. В рамках этого, примерно через 150 миллиардов лет, события в местной группе галактик станут недоступными для других галактик, и наоборот.
От упорядоченности к неупорядоченности
По мере старения Вселенной она прогрессирует от минимальной до максимальной энтропии вместе со своим размером. Это приводит к однородности в раннем почти равновесном её состоянии, которое затем растет со временем случайным образом по мере увеличения энтропии. Таким образом, локальная Вселенная начиналась в однородном состоянии с высокой плотностью на самом раннем этапе и заканчивается в случайном состоянии с низкой плотностью на самых последних стадиях. В конечном счете, чем старше Вселенная, тем дольше происходит процесс замедления и распространения.
От плотной к разряженной
Каждая Вселенная начинается как малое возмущение плотно упакованной изначальной материи. После того, как Вселенная быстро раздувается, она начинает расширяться, и всё, что не связано гравитацией внутри неё, раздвигается всё больше и больше. В конце концов всё во Вселенной становится настолько далёким от всего остального, что ничто не оказывает никакого влияния ни на что другое, поэтому в пространственно-временном континууме всё в конечном итоге просто прекращает взаимодействовать. После того, как одна Вселенная прекращает свое существование, зарождается другая.