El destino final del universo es una de las cuestiones fundamentales en cosmología física. Muchos destinos posibles son predichos por teorías científicas contrarias, incluyendo futuros de duración tanto finita como infinita. Una vez que la noción de que el universo empezó con una rápida inflación denominada Big Bang, se hizo popular entre la mayoría de los científicos la cuestión del posible destino final del universo, convirtiéndose en una pregunta cosmológica válida, que dependería de las propiedades físicas de la masa/energía en el universo, su densidad promedio y la tasa de expansión.
Bases científicas emergentes La exploración científica teórica del destino final del universo se hizo posible con la teoría de la relatividad general de Albert Einstein de 1915. La relatividad general se puede emplear para describir el universo a la mayor escala posible. Hay muchas soluciones posibles a las ecuaciones de la relatividad general y cada solución implica un posible destino final del universo. Alexander Friedmann propuso algunas soluciones en 1922 y Georges Lemaître otras en 1927. Algunas de estas ecuaciones implican que el universo ha estado expandiéndose desde una singularidad inicial, es decir, esencialmente el Big Bang.
En 1927 Georges Lemaître presentó una teoría que desde entonces ha sido llamada teoría del Big Bang del origen del universo. En 1931 Edwin Hubble publicó sus conclusiones basadas en las observaciones de las estrellas variables Cefeidas en galaxias lejanas, de que el universo estaba en expansión. Desde entonces, el principio del universo y su posible final han sido objeto de seria investigación científica.
En 1948 Fred Hoyle propuso la teoría opuesta de un universo estático, llamada teoría del estado estacionario. Estas dos teorías fueron contendientes activos hasta el descubrimiento de Arno Penzias y Robert Wilson en 1965 del fondo cósmico de microondas, un hecho que es una predicción sencilla de la teoría del Big Bang y de que la teoría del estado estacionario no es válida. La teoría del Big Bang se convirtió inmediatamente en el punto de vista más ampliamente sostenido del origen del universo.
Cuando Einstein formuló la relatividad general, él y sus contemporáneos creían en un universo estático. Cuando Einstein encontró que sus ecuaciones podían ser resueltas fácilmente de tal manera que el universo estuviera en expansión y se contrajera en un futuro lejano, añadió a estas ecuaciones lo que él llamó una constante cosmológica, cuyo papel era compensar el efecto de la gravedad en el universo en conjunto de tal manera que el universo permaneciera estático. Después de que Hubble anunciara su conclusión de que el universo estaba en expansión, Einstein escribió que la constante cosmológica era su «gran metedura de pata».Did Einstein Predict Dark Energy?, hubblesite.org.
thumb|Lo que sabemos del universo hasta ahora nos hace plantearnos cuál es su posible final y qué papel jugaremos en él. En la imagen, vista del Campo Ultra Profundo por el telescopio Hubble. Empezando en 1998, las observaciones de las supernovas en galaxias distantes han sido interpretadas como consistentes con un universo cuya tasa de expansión se está acelerando. Se han formulado teorías cosmológicas posteriores para permitir esta posible aceleración, casi siempre apelando a la energía oscura y a la materia oscura. De ahí las recientes teorías sobre el destino final del universo que permiten una constante cosmológica distinta de cero.
Un parámetro importante en las teorías del destino del universo es el parámetro de densidad, Omega (Ω), definido como la densidad de materia media del universo dividido por un valor crítico de esa densidad. Esto crea tres posibles destinos del universo, dependiendo si Ω es igual, menor o mayor que 1. Estos se llaman respectivamente, universo plano, abierto y cerrado. Estos tres adjetivos se refieren a la geometría global del universo y no a la curvatura local del espacio-tiempo causada por pequeñas agrupaciones de masa (por ejemplo, las galaxias y las estrellas).
La forma del universo
thumb|250px|Diagrama de las tres posibles geometrías del universo: cerrado, abierto y plano, correspondiendo a valores del parámetro de densidad Ω0 mayores que, menores que o iguales a 1 respectivamente. En el universo cerrado si se viaja en línea recta se llega al mismo punto, en los otros dos no.
El consenso científico actual de muchos cosmólogos es que el destino final del universo depende de su forma global y de cuánta energía oscura contiene.Página de la Universidad de Berkeley sobre el papel de la forma del universo (en inglés) .
Universo cerrado Si Ω>1, entonces la geometría del espacio sería cerrada como la superficie de una esfera. La suma de los ángulos de un triángulo exceden 180 grados y no habría líneas paralelas. Al final, todas las líneas se encontrarían. La geometría del universo es, al menos en una escala muy grande, elíptico.
En un universo cerrado carente del efecto repulsivo de la energía oscura, la gravedad acabará por parar la expansión del universo, después de lo cual empezará a contraerse hasta que toda la materia en el universo se colapse en un punto. Entonces existirá una singularidad final llamada Big Crunch, por analogía con el Big Bang. Sin embargo, si el universo tiene una gran suma de energía oscura (como sugieren los hallazgos recientes), entonces la expansión será grande.
Universo abierto Si Ω<1, la geometría del espacio es abierta, p.ej., negativamente curvada como la superficie de una silla de montar. Los ángulos de un triángulo suman menos de 180 grados(llamada primera fase) y las líneas paralelas no se encuentran nunca equidistantes, tienen un punto de menor distancia y otro de mayor. La geometría del universo sería hiperbólica.
Incluso sin energía oscura, un universo negativamente curvado se expandirá para siempre, con la gravedad apenas ralentizando la tasa de expansión. Con energía oscura, la expansión no solo continúa sino que se acelera. El destino final de un universo abierto es la «muerte térmica» o Big Freeze, o Big Rip, donde la aceleración causada por la energía oscura terminará siendo tan fuerte que aplastará completamente los efectos de las fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y los enlaces débiles.
Universo plano Si la densidad media del universo es exactamente igual a la densidad crítica tal que Ω=1, entonces la geometría del universo es plana: como en la geometría euclidiana, la suma de los ángulos de un triángulo es 180 grados y las líneas paralelas nunca se encuentran.
Sin energía oscura, un universo plano se expande para siempre pero a una tasa continuamente desacelerada: la tasa de expansión se aproxima asintóticamente a cero. Con energía oscura, la tasa de expansión del universo es inicialmente baja, debido al efecto de la gravedad, pero finalmente se incrementa. El destino final del universo es igual que en un universo abierto, la muerte térmica del universo (el «Big Freeze») o «Big Rip». En 2005 se propuso la teoría del destino del universo Fermión-bosón, proponiendo que gran parte del universo estaría finalmente ocupada por el condensado de Bose-Einstein y la quasipartícula análoga al fermión, tal vez resultando una implosión. Muchos datos astrofísicos hasta la fecha son consistentes con un universo plano.
Teorías sobre el final del universo El destino del universo está determinado por la densidad del universo. La preponderancia de las pruebas, basadas en las medidas de la tasa de expansión y de la densidad de masa, favorecen la teoría de que el universo continuará expandiéndose indefinidamente, resultando en el escenario del «big freeze» ,WMAP - Fate of the Universe, WMAP's Universe, NASA. Consultado en línea el 17 de julio de 2008. descrito a continuación. Sin embargo, nuevas interpretaciones sobre la naturaleza de la materia oscura también sugieren que sus interacciones con la masa y la gravedad avalan la posibilidad de un universo oscilador.«Phoenix Universe», Princeton Center For Theoretical Science. Consultado en línea el 15 de abril de 2009.
Big Freeze o muerte térmica del universo
Este escenario es considerado como el más probable y ocurrirá si el universo continúa en expansión como hasta ahora. Sobre la escala de tiempo en el orden de un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del universo se volverá oscuro. El universo se aproxima a un estado altamente entrópico. Sobre una escala del tiempo mucho más larga en las eras siguientes, las galaxias colapsarían en agujeros negros con la evaporación consecuente vía la radiación de Hawking. En algunas teorías de la gran unificación, la descomposición de protones convertirá el gas interestelar subyacente en positrones y electrones, que se aniquilarán en fotones y leptones. En este caso, el universo indefinidamente consistirá solamente en una sopa de radiación uniforme que estará ligeramente corrida hacia el rojo con cada vez menos energía, enfriándose.
El Big Freeze es un escenario bajo el que la expansión continúa indefinidamente en un universo que es demasiado frío para tener vida. Podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica, porque tales geometrías son una condición necesaria para un universo que se expande por siempre. Un escenario relacionado es la muerte térmica, que dice que el universo irá hacia un estado de máxima entropía en el que cada cosa se distribuye uniformemente y no hay gradientes, que son necesarios para mantener el tratamiento de la información, una forma de vida. El escenario de muerte térmica es compatible con cualquiera de los tres modelos espaciales, pero necesita que el universo llegue a una eventual temperatura mínima.
El universo podría llegar a conseguir fluctuaciones cuánticas, recibiendo la pequeña probabilidad de producir un nuevo Big Bang creando un nuevo universo idéntico o muy similar al actual dentro de 10101056 años, de acuerdo con los físicos Sean Carroll y Jennifer Chen.
Después de un periodo de tiempo infinito, podría haber una entropía espontánea por un teorema de recurrencia de Poincaré o fluctuaciones térmicas.
Big Rip
thumb|250px|Simulación del Big Rip. En un universo abierto, la relatividad general predice que el universo tendrá una existencia indefinida, pero con un estado donde la vida que se conoce no puede existir. Bajo este escenario, la energía oscura causa que la tasa de expansión del universo se acelere. Llevándolo al extremo, una aceleración de la expansión eterna significa que toda la materia del universo, empezando por las galaxias y finalmente todas las formas de vida, no importa cuanto de pequeñas sean, se disgregarán en partículas elementales desligadas. El estado final del universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita.
Big Crunch
250px|thumb|El Big Crunch. El eje vertical se puede considerar como tiempo positivo o negativo. La teoría del Big Crunch es un punto de vista simétrico del destino final del universo. Justo con el Big Bang empezó una expansión cosmológica, esta teoría postula que la densidad media del universo es suficiente para detener su expansión y empezar la contracción. De ser así, se vería cómo las estrellas tienden a ultravioleta, por efecto Tudón. El resultado final es desconocido; una simple extrapolación sería que toda la materia y el espacio-tiempo en el universo se colapsarían en una singularidad espaciotemporal adimensional, pero a estas escalas se desconocen los efectos cuánticos necesarios para ser considerados (Véase gravedad cuántica).