звезд будут все более короткоживущими из-за уменьшения доли водорода в их составе на момент их образования. Звезды предыдущих поколений просто уменьшат долю водорода в космосе, создавая из него всю таблицу Менделеева в ходе ядерных реакций и своих взрывов. Галактики будут становиться все более изолированными, космос будет постепенно гаснуть, лишаясь всяких светящихся объектов. А далее, есть варианты. Например такой: с расширением Вселенной начнут изменяться мировые константы, при этом вся сложная материя распадется с переходом в длинноволновое излучение, затухающее со временем. Это относительно «быстрый» сценарий, речь тут может идти о сотнях миллиардов лет. Гораздо более длительные сценарии связаны с гипотезой спонтанного распада протонов, из которых состоят ядра атомов, и самые длительные сценарии связаны с вариантом стабильного протона. В этом случае жизнь Вселенной растянется на триллионы триллионов триллионов лет. Вселенная будет огромна и почти абсолютно пуста, звезды будут превращаться в черные дыры или медленно остывать, превращаясь в черные карлики, которые тоже будут изредка сталкиваться и превращаться в черные дыры. Вся последняя материя соберется в сверхгигантские черные дыры, которые будут медленно испаряться в вакуум длинноволновым излучением, пока окончательно не прекратят свое существование. Еще какое-то время длинноволновое излучение будет создавать хоть какой-то радиофон, а потом и этот фон полностью выровняется. Это состояние и будет соответствовать абсолютному нулю температуры Вселенной.
Величина энтропии Вселенной в этом состоянии будет максимальной, хотя и не ясно, какой именно по абсолютной величине.
В своей истории физика давала противоречивые, взаимоисключающие ответы на этот вопрос. Рудольф Клаузиус в 1865 году на основе формул классической термодинамики обосновал гипотезу о «тепловой смерти» Вселенной. Так как температура стоит в знаменателе формулы для расчёта энтропии, то в теории получалось так, что со временем, при повсеместном достижении веществом температуры абсолютного нуля, энтропия достигнет бесконечно большой величины и все процессы теплообмена во Вселенной необратимо и навсегда прекратятся, что и будет означать её «смерть».
В 1872 году Людвиг Больцман выдвинул гипотезу, что на самом деле Вселенная пребывает в равновесном состоянии (то есть, не изменяется во времени), а отклонения от неравновесного состояния, такие как, например, в Солнечной и в других звёздных системах – суть случайные флуктуации, вероятность которых крайне мала. Для расчёта энтропии Больцман предложил статистическую формулу S = k ln(W), где W – термодинамическая вероятность нахождения рассматриваемой системы в текущем состоянии, k – фундаментальная константа. Формула Больцмана оказалась настолько важна для современной физики, что даже была размещена на его надгробном памятнике в Вене (Австрия).
Макс Планк в 1911 году предложил гипотезу о том, что при абсолютном нуле энтропия Вселенной будет нулевой. Это предположение Планк ввёл в физику в виде постулата – своей формулировки третьего начала термодинамики.
