First, there are two relevant laws of thermodynamics for your question:

The zeroth law of thermodynamics says that if object A is in thermal equilibrium with object B, and B is in thermal equilibrium object C, then A is in thermal equilibrium with C.

The second law of thermodynamics says that the entropy of an isolated system (such as the universe) can only increase over time. In the context of your question, this means that an isolated system will approach homogeneous thermal equilibrium.

You're on the right track with your thinking. The expansion of the Universe prevents thermal contact of distant regions of space. However, we know that the Universe was pretty darn small for a significant period of its early life, at least enough for thermal contact between opposite ends of the Universe to occur for some time. This works because one point of space comes to equilibrium with an adjacent point, and so on, so that a long chain of thermally equilibrated points can stretch from end to end of the Universe, thus by the zeroth law, the two ends approach equilibrium.

Several experiments (COBE, WMAP, and recently Planck are the missions that come to mind) have been sent into space to observe the [cosmic microwave background radiation](_URL_0_), which is basically a measure of the average temperature of the universe at any given point in space. It is because of the CMB that we can say that the average temperature of the Universe is ~2.7 K. So by determining just how uniform the CMB is, we can get an idea of how quickly it expanded in the first seconds after the Big Bang (i.e., how much time opposite ends of the Universe had to be in equilibrium).

At first glance, the CMB seemed perfectly uniform. We had to send up better and better experiments to see just how perfect its uniformity was. Eventually, we did notice that the CMB is slightly anistropic with 1 part in 100,000. So the Universe is not even now in thermal equilibrium as a whole, and this has been the case since the inflationary period after the Big Bang.

However, the Universe is also always increasing in entropy due to the second law. So regions of the Universe that are not in thermal contact will still run out of usable energy and regress to the temperature of the CMB in that local area. And, since the Universe will (presumably) continue to expand, the temperature of the CMB will asymptotically approach 0 K, and the Universe will be in thermal equilibrium (which gives the maximum entropy of a system). This concept of the Universe's fate is known as the [heat death of the Universe](_URL_1_).
පළමුව, ඔබේ ප්‍රශ්නය සඳහා අදාළ තාප ගති විද්‍යාවේ නියම දෙකක් තිබේ: තාප ගති විද්‍යාවේ ශුන්‍ය නියමය පවසන්නේ A වස්තුව B සමඟ තාප සමතුලිතතාවයේ නම් සහ B තාප සමතුලිත වස්තුව C හි නම්, A යනු C සමඟ තාප සමතුලිතතාවයේ පවතින බවයි. තාප ගති විද්‍යාවේ දෙවන නියමය පවසන්නේ හුදකලා පද්ධතියක (විශ්වය වැනි) එන්ට්‍රොපිය කාලයත් සමඟ වැඩි විය හැකි බවයි. ඔබේ ප්‍රශ්නයේ සන්දර්භය තුළ, මෙයින් අදහස් කරන්නේ හුදකලා පද්ධතියක් සමජාතීය තාප සමතුලිතතාවයට ළඟා වන බවයි. ඔබ ඔබේ චින්තනය සමඟ නිවැරදි මාර්ගයේ ය. විශ්වයේ ප්‍රසාරණය අභ්‍යවකාශයේ ඈත ප්‍රදේශ වල තාප ස්පර්ශය වළක්වයි. කෙසේ වෙතත්, විශ්වය එහි මුල් ජීවිතයේ සැලකිය යුතු කාල පරිච්ඡේදයක් සඳහා ඉතා කුඩා වූ බව අපි දනිමු, අවම වශයෙන් විශ්වයේ ප්‍රතිවිරුද්ධ අන්තයන් අතර තාප ස්පර්ශය යම් කාලයක් සඳහා ඇති වීමට ප්‍රමාණවත් වේ. මෙය ක්‍රියා කරන්නේ එක් අවකාශයක ලක්ෂ්‍යයක් යාබද ලක්ෂ්‍යයක් සමඟ සමතුලිතතාවයට පැමිණීම සහ යනාදිය, එවිට තාප සමතුලිත ලක්ෂ්‍යවල දිගු දාමයක් විශ්වයේ කෙළවරේ සිට අවසානය දක්වා විහිදිය හැකි වන පරිදි ශුන්‍ය නියමය අනුව අන්ත දෙක සමතුලිතතාවයට ළඟා වේ. මූලික වශයෙන් ඕනෑම අවස්ථාවක විශ්වයේ සාමාන්‍ය උෂ්ණත්වයේ මිනුමක් වන [කොස්මික් ක්ෂුද්‍ර තරංග පසුබිම් විකිරණ](_URL_0_) නිරීක්ෂණය කිරීම සඳහා පරීක්ෂණ කිහිපයක් (COBE, WMAP, සහ මෑතකදී ප්ලාන්ක් යනු මතකයට එන මෙහෙයුම් වේ) අභ්‍යවකාශයට යවා ඇත. අවකාශයේ ලක්ෂ්‍යය ලබා දී ඇත. CMB නිසා තමයි අපිට විශ්වයේ සාමාන්‍ය උෂ්ණත්වය ~2.7 K කියලා කියන්න පුළුවන්.ඉතින් CMB එක කොච්චර ඒකාකාරීද කියලා නිර්ණය කිරීමෙන්, මහා පිපිරුමෙන් පසු පළමු තත්පර කිහිපයේදී එය කොතරම් ඉක්මනින් ප්‍රසාරණය වුනාද කියලා අපිට අදහසක් ගන්න පුළුවන්. (එනම්, විශ්වයේ ප්‍රතිවිරුද්ධ අන්තයන් කොපමණ කාලයක් සමතුලිතව පැවතිය යුතුද යන්න). මුලින්ම බැලූ බැල්මට, CMB සම්පූර්ණයෙන්ම ඒකාකාරී බවක් පෙනෙන්නට තිබුණි. එහි ඒකාකාරිත්වය කෙතරම් පරිපූර්ණ දැයි බැලීමට අපට වඩා හොඳ සහ වඩා හොඳ අත්හදා බැලීම් යැවීමට සිදු විය. අවසානයේදී, CMB 100,000 න් 1 කොටසකින් තරමක් අන්තරායකාරී බව අපි දුටුවෙමු. එබැවින් විශ්වය මේ වන විටත් සමස්තයක් ලෙස තාප සමතුලිතතාවයේ නොමැති අතර මහා පිපිරුමෙන් පසු උද්ධමන අවධියේ සිට මෙය සිදු විය. කෙසේ වෙතත්, දෙවන නියමය හේතුවෙන් විශ්වය ද සෑම විටම එන්ට්‍රොපිය වැඩි වේ. එබැවින් විශ්වයේ තාප සම්බන්ධතා නොමැති ප්‍රදේශ තවමත් භාවිත කළ හැකි ශක්තිය අවසන් වී එම ප්‍රදේශයේ CMB උෂ්ණත්වයට ප්‍රතිගාමී වනු ඇත. තවද, විශ්වය (අනුමාන වශයෙන්) දිගටම ප්‍රසාරණය වන බැවින්, CMB හි උෂ්ණත්වය අසමමිතිකව 0 K වෙත ළඟා වන අතර, විශ්වය තාප සමතුලිතතාවයේ (පද්ධතියක උපරිම එන්ට්‍රොපිය ලබා දෙන) වේ. විශ්වයේ ඉරණම පිළිබඳ මෙම සංකල්පය [විශ්වයේ තාප මරණය](_URL_1_) ලෙස හැඳින්වේ.