Futuro de un universo en expansión

Escenario futuro asumiendo que la expansión del universo continuará para siempre.

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo temprano Época de Planck Época de la gran unificación Época electrodébil Época quark Época de hadrones Época de lepton Época de fotones Nucleosíntesis del Big Bang Inflación Edad Oscura Era estelífera Antecedentes Radiación cósmica de fondo (CBR) Fondo de ondas gravitacionales (GWB) Fondo cósmico de microondas (CMB)  · Fondo de neutrinos cósmicos (CNB) Fondo infrarrojo cósmico (INB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Redshift Expansión del universo Acelerando la expansión del universo Comoving y distancias adecuadas Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea Cronología del futuro lejano Futuro de un universo en expansión Destino final del universo Muerte por calor del universo Gran rasgón Gran crujido Gran rebote Deterioro de vacío falso Pequeño rasgón Decaimiento de protones Agujero negro virtual
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Materia bariónica Materia exótica Materia degenerada Neutronio Materia QCD Materia extraña Materia negativa Energía Energía negativa Energía de punto cero Energía de vacío Radiación Radiación de fondo Energía oscura Quintaesencia Energía fantasma Materia oscura Materia oscura fría Materia oscura cálida Materia oscura mixta Materia oscura caliente Materia oscura clara Materia oscura que interactúa con uno mismo Materia oscura del campo escalar Radiación oscura Fluido oscuro Flujo oscuro Materia del espejo Estructura Forma del universo Reionización  · Formación de estructuras Formación de galaxias Multiverso Universo Universo observable Volumen del Hubble Estructura a gran escala Gran grupo de cuásares Filamento Galaxy Supercúmulo Cúmulo de galaxias Grupo de galaxias Grupo local Galaxia Halo de materia oscura Cúmulo de estrellas Sistema solar Sistema planetario Vacío
Experimentos Bumerang Explorador de fondo cósmico (COBE) Encuesta de energía oscura Euclides Proyecto Illustris Observatorio Vera C. Rubin Observatorio espacial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Encuesta 2dF Galaxy Redshift ("2dF") UniversoMáquina Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copérnico de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Frotar Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historia de la asignatura Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas Historia de la teoría del Big Bang Interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang Cronología de las teorías cosmológicas
Categoría  Portal de astronomía
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Las observaciones sugieren que la expansión del universo continuará para siempre. Si es así, entonces una teoría popular es que el universo se enfriará a medida que se expanda, y eventualmente se volverá demasiado frío para sostener la vida . Por esta razón, este escenario futuro que alguna vez se llamó popularmente " Muerte por calor " ahora se conoce como "Big Chill" o "Big Freeze". ^{[1] [2]}

Si la energía oscura —representada por la constante cosmológica , una densidad de energía constante que llena el espacio de manera homogénea, ^[3] o los campos escalares , como la quintaesencia o los módulos , cantidades dinámicas cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio— acelera la expansión del universo, entonces el espacio entre los cúmulos de galaxias crecerá a un ritmo creciente. El corrimiento al rojo estirará los fotones entrantes antiguos (incluso los rayos gamma) a longitudes de onda indetectables y bajas energías. ^[4] Se espera que las estrellas se formen normalmente durante 10 ¹² a 10¹⁴ (1–100 billones) de años, pero eventualmente se agotará el suministro de gas necesario para la formación de estrellas . A medida que las estrellas existentes se queden sin combustible y dejen de brillar, el universo se oscurecerá lenta e inexorablemente. ^{[5] [6]} De acuerdo con las teorías que predicen la desintegración de protones , los remanentes estelares que quedan desaparecerán, dejando atrás solo agujeros negros , que finalmente desaparecen a medida que emiten radiación de Hawking . ^[7] En última instancia, si el universo alcanza el equilibrio termodinámico , un estado en el que la temperatura se acerca a un valor uniforme, no hay más trabajoserá posible, lo que resultará en una muerte térmica final del universo. ^[8]

Cosmología

La expansión infinita no determina la curvatura espacial general del universo . Puede ser abierto (con curvatura espacial negativa), plano o cerrado (curvatura espacial positiva), aunque si está cerrado debe estar presente suficiente energía oscura para contrarrestar las fuerzas gravitacionales o de lo contrario el universo terminará en un Big Crunch . ^[9]

Las observaciones de la radiación cósmica de fondo por la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson y la misión Planck sugieren que el universo es espacialmente plano y tiene una cantidad significativa de energía oscura . ^{[10] [11]} En este caso, el universo debería continuar expandiéndose a un ritmo acelerado. La aceleración de la expansión del universo también ha sido confirmada por observaciones de supernovas distantes . ^[9] Si, como en el modelo de concordancia de la cosmología física (materia oscura fría lambda o ΛCDM), la energía oscura tiene la forma de una constante cosmológica, la expansión eventualmente se volverá exponencial, y el tamaño del universo se duplicará a un ritmo constante.

Si la teoría de la inflación es cierta, el universo pasó por un episodio dominado por una forma diferente de energía oscura en los primeros momentos del Big Bang; pero la inflación terminó, indicando una ecuación de estado mucho más complicada que las asumidas hasta ahora para la energía oscura actual. Es posible que la ecuación de estado de la energía oscura vuelva a cambiar, dando como resultado un evento que tendría consecuencias extremadamente difíciles de parametrizar o predecir. ^{[ cita requerida ]}

Historia futura

En la década de 1970, el astrofísico Jamal Islam ^[12] y el físico Freeman Dyson estudiaron el futuro de un universo en expansión . ^[13] Luego, en su libro de 1999 Las cinco edades del universo , los astrofísicos Fred Adams y Gregory Laughlin dividieron la historia pasada y futura de un universo en expansión en cinco eras. La primera, la Era Primordial , es el tiempo en el pasado justo después del Big Bang cuando las estrellas aún no se habían formado. La segunda, la Era Stelliferous , incluye la actualidad y todas las estrellas y galaxias.ahora visto. Es el tiempo durante el cual las estrellas se forman a partir de nubes de gas que colapsan . En la siguiente Era Degenerada , las estrellas se habrán extinguido, dejando todos los objetos de masa estelar como restos estelares : enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros . En la era de los agujeros negros , las enanas blancas, las estrellas de neutrones y otros objetos astronómicos más pequeños han sido destruidos por la desintegración de protones , dejando solo agujeros negros. Finalmente, en la Era Oscura , incluso los agujeros negros han desaparecido, dejando solo un gas diluido de fotones y leptones . ^[14]

Esta historia futura y la línea de tiempo a continuación asumen la expansión continua del universo. Si el espacio en el universo comienza a contraerse, los eventos posteriores en la línea de tiempo pueden no ocurrir porque sobrevendrá el Big Crunch , el colapso del universo en un estado denso y caliente similar al que sucedió después del Big Bang. ^{[14] [15]}

Línea de tiempo

Para el pasado, incluida la Era Primordial, consulte Cronología del universo .

Ver también: Cronología del futuro lejano

La Era Stelliferous

Ver también: Cronología gráfica de la Era Stelliferous

Desde el presente hasta aproximadamente 10 ¹⁴ (100 billones) años después del Big Bang

El universo observable tiene actualmente 1,38 × 10 ¹⁰ (13,8 mil millones) de años. ^[16] Esta vez es en la Era Stelliferous. Aproximadamente 155 millones de años después del Big Bang, se formó la primera estrella. Desde entonces, las estrellas se han formado por el colapso de regiones centrales pequeñas y densas en nubes moleculares grandes y frías de gas hidrógeno . Al principio, esto produce una protoestrella , que es caliente y brillante debido a la energía generada por la contracción gravitacional . Después de que la protoestrella se contraiga por un tiempo, su centro se calentará lo suficiente como para fusionar hidrógeno y su vida como estrella comenzará correctamente. ^[14]

Las estrellas de masa muy baja eventualmente agotarán todo su hidrógeno fusible y luego se convertirán en enanas blancas de helio . ^{[17] Las} estrellas de masa baja a media, como nuestro propio sol , expulsarán parte de su masa como una nebulosa planetaria y eventualmente se convertirán en enanas blancas ; las estrellas más masivas explotarán en una supernova de colapso del núcleo , dejando atrás estrellas de neutrones o agujeros negros . ^[18] En cualquier caso, aunque parte de la materia de la estrella puede ser devuelta al medio interestelar , un remanente degeneradoquedará atrás cuya masa no se devuelva al medio interestelar. Por lo tanto, el suministro de gas disponible para la formación de estrellas se está agotando constantemente.

La Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda se fusionan en una

Artículo principal: colisión Andrómeda-Vía Láctea

De 4 a 8 mil millones de años a partir de ahora (17,8 a 21,8 mil millones de años después del Big Bang)

La galaxia de Andrómeda se encuentra actualmente a aproximadamente 2,5 millones de años luz de nuestra galaxia, la Vía Láctea , y se mueven una hacia la otra a aproximadamente 300 kilómetros (186 millas) por segundo. Aproximadamente dentro de cinco mil millones de años, o 19 mil millones de años después del Big Bang, la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda chocarán entre sí y se fusionarán en una gran galaxia basada en la evidencia actual. Hasta 2012, no había forma de confirmar si la posible colisión iba a ocurrir o no. ^[19] En 2012, los investigadores llegaron a la conclusión de que la colisión es definitiva después de usar el telescopio espacial Hubble entre 2002 y 2010 para rastrear el movimiento de Andrómeda. ^[20] Esto da como resultado la formación deMilkdromeda (también conocido como Milkomeda ).

22 mil millones de años en el futuro es el final más temprano posible del Universo en el escenario Big Rip , asumiendo un modelo de energía oscura con w = −1.5 . ^{[21] [22]}

Puede ocurrir una falsa desintegración del vacío en 20 a 30 mil millones de años si el campo del bosón de Higgs es metaestable. ^{[23] [24] [25]}

Ya no se puede acceder a la coalescencia del grupo local y las galaxias fuera del supercúmulo local

10 ¹¹ (100 mil millones) a 10 ¹² (1 billón) años

Las galaxias del Grupo Local , el cúmulo de galaxias que incluye la Vía Láctea y la Galaxia de Andrómeda, están unidas gravitacionalmente entre sí. Se espera que entre 10 ¹¹ (100 mil millones) y 10 ¹² (1 billón) de años a partir de ahora, sus órbitas decaigan y todo el Grupo Local se fusionará en una gran galaxia. ^[5]

Suponiendo que la energía oscura continúe haciendo que el universo se expanda a un ritmo acelerado, en aproximadamente 150 mil millones de años todas las galaxias fuera del supercúmulo local pasarán detrás del horizonte cosmológico . Entonces será imposible que los eventos en el supercúmulo local afecten a otras galaxias. De manera similar, será imposible que los eventos después de 150 mil millones de años, como los observadores en galaxias distantes, afecten a los eventos en el supercúmulo local. ^[4] Sin embargo, un observador en el supercúmulo local continuará viendo galaxias distantes, pero los eventos que observen se volverán exponencialmente más desplazados al rojo.a medida que la galaxia se acerca al horizonte hasta que el tiempo en la galaxia distante parece detenerse. El observador en el supercúmulo local nunca observa eventos después de 150 mil millones de años en su hora local, y eventualmente toda la luz y la radiación de fondo que se encuentra fuera del supercúmulo local parecerá parpadear a medida que la luz se desplaza tanto al rojo que su longitud de onda se ha vuelto más larga que el diámetro físico. del horizonte.

Técnicamente, se necesitará un tiempo infinitamente largo para que cese toda interacción causal entre el supercúmulo local y esta luz. Sin embargo, debido al desplazamiento al rojo explicado anteriormente, la luz no se observará necesariamente durante un período de tiempo infinito, y después de 150 mil millones de años, no se observará ninguna nueva interacción causal.

Por lo tanto, después de 150 mil millones de años, el transporte y la comunicación intergalácticos más allá del supercúmulo local se vuelven causalmente imposibles.

Las luminosidades de las galaxias comienzan a disminuir

8 × 10 ¹¹ (800 mil millones) años

Dentro de 8 × 10 ¹¹ (800 mil millones) de años, las luminosidades de las diferentes galaxias, aproximadamente similares hasta entonces a las actuales gracias a la luminosidad creciente de las estrellas restantes a medida que envejecen, comenzarán a disminuir, a medida que el rojo menos masivo las estrellas enanas comienzan a morir como enanas blancas . ^[26]

Las galaxias fuera del supercúmulo local ya no son detectables

2 × 10 ¹² (2 billones) años

2 × 10 ¹² (2 billones) de años a partir de ahora, todas las galaxias fuera del supercúmulo local se desplazarán al rojo hasta tal punto que incluso los rayos gamma que emiten tendrán longitudes de onda más largas que el tamaño del universo observable de la época. Por lo tanto, estas galaxias ya no serán detectables de ninguna manera. ^[4]

Era degenerada

De 10 ¹⁴ (100 billones) a 10 ⁴⁰ (10 duodecillones) años

En 10 ¹⁴ (100 billones) de años a partir de ahora, la formación estelar terminará, ^[5] dejando todos los objetos estelares en forma de remanentes degenerados . Si los protones no decaen , los objetos de masa estelar desaparecerán más lentamente, haciendo que esta era dure más .

La formación estelar cesa

10 ^12-14 (1-100 billones) años

En 10 ¹⁴ (100 billones) de años a partir de ahora, la formación estelar terminará. Este período, conocido como la "Era degenerada", durará hasta que los restos degenerados finalmente decaigan. ^[27] Las estrellas menos masivas tardan más en agotar su combustible de hidrógeno (ver evolución estelar ). Por lo tanto, las estrellas vivientes más largas del universo son enanas rojas de baja masa , con una masa de aproximadamente 0,08 masas solares ( M ☉ ), que tienen una vida útil del orden de 10 ¹³ (10 billones) de años. ^[28] Casualmente, esto es comparable al período de tiempo durante el cual tiene lugar la formación de estrellas. ^[5]Una vez que termine la formación estelar y las enanas rojas menos masivas agoten su combustible, la fusión nuclear cesará. Las enanas rojas de baja masa se enfriarán y se convertirán en enanas negras . ^[17] Los únicos objetos que quedarán con más de masa planetaria serán las enanas marrones , con una masa inferior a 0,08  M _☉ , y restos degenerados ; enanas blancas , producidas por estrellas con masas iniciales entre aproximadamente 0.08 y 8 masas solares; y estrellas de neutrones y agujeros negros , producidos por estrellas con masas iniciales superiores a 8  M _☉. La mayor parte de la masa de esta colección, aproximadamente el 90%, estará en forma de enanas blancas. ^[6] En ausencia de cualquier fuente de energía, todos estos cuerpos anteriormente luminosos se enfriarán y se debilitarán.

El universo se volverá extremadamente oscuro después de que se apaguen las últimas estrellas. Aun así, todavía puede haber luz ocasional en el universo. Una de las formas en que se puede iluminar el universo es si se fusionan dos enanas blancas de carbono y oxígeno con una masa combinada superior al límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 masas solares. El objeto resultante luego se someterá a una fusión termonuclear descontrolada, produciendo una supernova de Tipo Ia y disipando la oscuridad de la Era Degenerada durante unas pocas semanas. Las estrellas de neutrones también podrían colisionar, formando supernovas aún más brillantes y disipando hasta 6 masas solares de gas degenerado en el medio interestelar. La materia resultante de estas supernovaspotencialmente podría crear nuevas estrellas. ^{[29] [30]} Si la masa combinada no está por encima del límite de Chandrasekhar pero es mayor que la masa mínima para fusionar carbono (aproximadamente 0,9  M _☉ ), se podría producir una estrella de carbono , con una vida útil de alrededor de 10 ⁶ (1 millón ) años. ^[14] Además, si dos enanas blancas de helio con una masa combinada de al menos 0,3  M _☉ chocan, se puede producir una estrella de helio , con una vida útil de unos pocos cientos de millones de años. ^[14] Finalmente, las enanas marrones pueden formar nuevas estrellas que chocan entre sí para formar una estrella enana roja, que puede sobrevivir durante 10¹³ (10 billones) años, ^{[28] [29]} o acumulando gas a velocidades muy lentas del medio interestelar restantehasta que tengan suficiente masa para comenzar a quemar hidrógeno también como enanas rojas. Este proceso, al menos en las enanas blancas, también podría inducir supernovas de Tipo Ia. ^[31]

Los planetas caen o son arrojados de órbitas por un encuentro cercano con otra estrella

10 ¹⁵ (1 cuatrillón) años

Con el tiempo, las órbitas de los planetas se descompondrán debido a la radiación gravitacional , o los planetas serán expulsados de sus sistemas locales por perturbaciones gravitacionales causadas por encuentros con otro remanente estelar . ^[32]

Los restos estelares escapan de las galaxias o caen en agujeros negros

10 ¹⁹ a 10 ²⁰ (10 a 100 trillones) años

Con el tiempo, los objetos en una galaxia intercambian energía cinética en un proceso llamado relajación dinámica , haciendo que su distribución de velocidades se acerque a la distribución de Maxwell-Boltzmann . ^{[33] La} relajación dinámica puede producirse mediante encuentros cercanos de dos estrellas o mediante encuentros distantes menos violentos pero más frecuentes. ^[34] En el caso de un encuentro cercano, dos enanas marrones o restos estelares pasarán cerca una de la otra. Cuando esto sucede, las trayectorias de los objetos involucrados en el encuentro cercano cambian levemente, de tal manera que sus energías cinéticasson más casi iguales que antes. Luego de una gran cantidad de encuentros, los objetos más livianos tienden a ganar velocidad mientras que los objetos más pesados ​​la pierden. ^[14]

Debido a la relajación dinámica, algunos objetos obtendrán la energía suficiente para alcanzar la velocidad de escape galáctico y abandonar la galaxia, dejando atrás una galaxia más pequeña y densa. Dado que los encuentros son más frecuentes en esta galaxia más densa, el proceso se acelera. El resultado final es que la mayoría de los objetos (del 90% al 99%) son expulsados ​​de la galaxia, dejando una pequeña fracción (tal vez del 1% al 10%) que cae en el agujero negro supermasivo central . ^{[5] [14]} Se ha sugerido que la materia de los restos caídos formará un disco de acreción a su alrededor que creará un quásar , siempre que haya suficiente materia presente allí. ^[35]

Posible ionización de la materia

> 10 ²³ años a partir de ahora

En un universo en expansión con una densidad decreciente y una constante cosmológica distinta de cero , la densidad de la materia llegaría a cero, lo que haría que la mayor parte de la materia, excepto las enanas negras , las estrellas de neutrones , los agujeros negros y los planetas, se ionizaran y disiparan en equilibrio térmico . ^[36]

Futuro con desintegración de protones

La siguiente línea de tiempo asume que los protones se desintegran.

Oportunidad: 10 ³⁴ (10 decillones) - 10 ³⁹ años (1 duodecillion)

La posterior evolución del universo depende de la posibilidad y la tasa de desintegración de los protones . La evidencia experimental muestra que si el protón es inestable, tiene una vida media de al menos 10 ³⁴ años. ^[37] Algunas de las teorías Grand Unified (GUT) predicen la inestabilidad de protones a largo plazo entre 10 ³¹ y 10 ³⁶ años, con el límite superior de la desintegración de protones estándar (no supersimetría) en 1,4 × 10 ³⁶ años y un límite superior general máximo para cualquier desintegración de protones (incluidos los modelos de supersimetría ) a 6 × 10 ³⁹ años.^{[38] [39]} Una investigación reciente que muestra la vida útil del protón (si es inestable) en unrango de10 ^{34 a} 10 ³⁵ años o más, descarta las GUT más simples y la mayoría de los modelos sin supersimetría.

Los nucleones comienzan a decaer

Ver también: Nucleon

También se sospecha que los neutrones unidos a los núcleos se desintegran con una vida media comparable a la de los protones. Los planetas (objetos subestelares) se descompondrían en un simple proceso en cascada desde elementos más pesados ​​hasta hidrógeno puro mientras irradian energía. ^[40]

En el caso de que el protón no decaiga en absoluto, los objetos estelares aún desaparecerían, pero más lentamente. Consulte Futuro sin desintegración de protones a continuación.

Las vidas medias de los protones más cortas o más largas acelerarán o desacelerarán el proceso. Esto significa que después de 10 a ³⁷ años (la vida media máxima del protón utilizada por Adams y Laughlin (1997)), la mitad de toda la materia bariónica se habrá convertido en fotones y leptones de rayos gamma a través de la desintegración de protones.

Todos los nucleones decaen

10 ⁴⁰ (10 duodecillion) años

Dada nuestra supuesta vida media del protón, los nucleones (protones y neutrones ligados) habrán experimentado aproximadamente 1000 vidas medias para cuando el universo tenga 10 ⁴⁰ años. Esto significa que habrá aproximadamente 0.5 ^1,000 (aproximadamente 10 ⁻³⁰¹ ) tantos nucleones; como hay un estimado de 10 ⁸⁰ protones actualmente en el universo, ^[41] ninguno quedará al final de la Era Degenerada. Efectivamente, toda la materia bariónica se habrá transformado en fotones y leptones . Algunos modelos predicen la formación de átomos de positronio estables con diámetros mayores que el diámetro actual del universo observable (aproximadamente 6 · 10³⁴ metros) ^[42] en 10 ⁸⁵ años, y que estos, a su vez, se descompondrán en radiación gamma en 10 ¹⁴¹ años. ^{[5] [6]}

Los agujeros negros supermasivos son todo lo que queda de las galaxias una vez que todos los protones se desintegran, pero incluso estos gigantes no son inmortales.

Si los protones se desintegran en procesos nucleares de orden superior

Oportunidad: 10 ⁶⁵ a ¹⁰²⁰⁰ años

En el caso de que el protón no decaiga de acuerdo con las teorías descritas anteriormente, la Era Degenerada durará más y se superpondrá o superará a la Era del Agujero Negro. En una escala de tiempo de 10 a ⁶⁵ años, se teoriza que la materia sólida reorganice potencialmente sus átomos y moléculas a través de un túnel cuántico , y puede comportarse como líquido y convertirse en esferas lisas debido a la difusión y la gravedad. ^[13] Los objetos estelares degenerados aún pueden experimentar potencialmente la desintegración de protones, por ejemplo, a través de procesos que involucran la anomalía de Adler-Bell-Jackiw , agujeros negros virtuales o supersimetría de dimensión superior.posiblemente con una vida media de menos de 10 ²⁰⁰ años. ^[5]

> ¹⁰¹³⁹ años a partir de ahora

Estimación de 2018 de la vida útil del modelo estándar antes del colapso de un vacío falso ; El intervalo de confianza del 95% es de 10 ⁵⁸ a 10 ²⁴¹ años debido en parte a la incertidumbre sobre la masa del quark top . ^[43]

> 10 ¹⁵⁰ años a partir de ahora

Aunque los protones son estables en la física del modelo estándar, puede existir una anomalía cuántica en el nivel electrodébil , lo que puede hacer que grupos de bariones (protones y neutrones) se aniquilen en antileptones a través de la transición del esfalerón . ^[44] Tales violaciones bariónicas / leptónicas tienen un número de 3 y solo pueden ocurrir en múltiples o grupos de tres bariones, lo que puede restringir o prohibir tales eventos. Aún no se ha observado evidencia experimental de esfalerones a bajos niveles de energía, aunque se cree que ocurren regularmente a altas energías y temperaturas.

El fotón , el electrón , el positrón y el neutrino son ahora los restos finales del universo cuando se evapora el último de los agujeros negros supermasivos .

Era del Agujero Negro

10 ⁴⁰ (10 duodecillones) años a aproximadamente 10 ¹⁰⁰ (1 googol ) años, hasta 10 ¹⁰⁸ años para los agujeros negros supermasivos más grandes

Después de 10 ⁴⁰  años, los agujeros negros dominarán el universo. Se evaporarán lentamente a través de la radiación de Hawking . ^[5]  Un agujero negro con una masa de alrededor de 1  M _☉ desaparecerá en aproximadamente 2 × 10 ⁶⁶ años. Como la vida útil de un agujero negro es proporcional al cubo de su masa, los agujeros negros más masivos tardan más en descomponerse. Un agujero negro supermasivo con una masa de 10 ¹¹ (100 mil millones) M _☉ se evaporará en alrededor de 2 × 10 ⁹⁹ años. ^[45]

Se prevé que los agujeros negros más grandes del universo sigan creciendo. Pueden formarse agujeros negros más grandes de hasta 10 ¹⁴ (100 billones) M _☉ durante el colapso de supercúmulos de galaxias. Incluso estos se evaporarían en una escala de tiempo de 10 ^{106 [46]} a 10 ¹⁰⁸ años.

La radiación de Hawking tiene un espectro térmico . Durante la mayor parte de la vida de un agujero negro, la radiación tiene una temperatura baja y se encuentra principalmente en forma de partículas sin masa, como fotones y gravitones hipotéticos . A medida que la masa del agujero negro disminuye, su temperatura aumenta, volviéndose comparable a la del Sol cuando la masa del agujero negro ha disminuido a 10 ¹⁹ kilogramos. El agujero proporciona una fuente de luz temporal durante la oscuridad general de la Era del Agujero Negro. Durante las últimas etapas de su evaporación, un agujero negro emitirá no solo partículas sin masa, sino también partículas más pesadas, como electrones , positrones , protones yantiprotones . ^[14]

Era Oscura y Era de los Fotones

A partir de 10 ¹⁰⁰ años (10 duotrigintillones de años o 1 googol años)

Después de que todos los agujeros negros se hayan evaporado (y después de que toda la materia ordinaria hecha de protones se haya desintegrado, si los protones son inestables), el universo estará casi vacío. Los fotones, neutrinos, electrones y positrones volarán de un lugar a otro, casi nunca se encontrarán. Gravitacionalmente, el universo estará dominado por materia oscura , electrones y positrones (no protones). ^[47]

Para esta era, con solo materia muy difusa restante, la actividad en el universo habrá disminuido drásticamente (en comparación con eras anteriores), con niveles de energía muy bajos y escalas de tiempo muy grandes. Los electrones y positrones que se desplazan a la deriva por el espacio se encontrarán y ocasionalmente formarán átomos de positronio . Sin embargo, estas estructuras son inestables y sus partículas constituyentes deben eventualmente aniquilarse. Sin embargo, la mayoría de los electrones y positrones permanecerán sueltos. ^[48] También se producirán otros eventos de aniquilación de bajo nivel, aunque muy lentamente. El universo ahora alcanza un estado de energía extremadamente baja.

Futuro sin desintegración de protones

Esta sección necesita expansión . Puede ayudar agregando más . ( Julio de 2020 )

Si los protones no decaen, los objetos de masa estelar seguirán convirtiéndose en agujeros negros , pero más lentamente. La siguiente línea de tiempo asume que la desintegración de protones no tiene lugar.

> ¹⁰¹³⁹ años a partir de ahora

Estimación de 2018 de la vida útil del modelo estándar antes del colapso de un vacío falso ; El intervalo de confianza del 95% es de 10 ⁵⁸ a 10 ²⁴¹ años debido en parte a la incertidumbre sobre la masa del quark top . ^[43]

Era degenerada

La materia se descompone en hierro

10 ¹¹⁰⁰ -10 ^{32 000} años a partir de ahora

En 10 ¹⁵⁰⁰ años, la fusión fría que se produce a través de un túnel cuántico debería hacer que los núcleos de luz en los objetos de masa estelar se fusionen en núcleos de hierro-56 (ver isótopos de hierro ). La fisión y la emisión de partículas alfa deberían hacer que los núcleos pesados ​​también se descompongan en hierro, dejando los objetos de masa estelar como esferas frías de hierro, llamadas estrellas de hierro . ^[13] Antes de que esto suceda, en algunas enanas negras se espera que el proceso reduzca su límite de Chandrasekhar dando como resultado una supernova en 10 ^1100.años. Se ha calculado que el silicio no degenerado formará un túnel al hierro en aproximadamente 10 ^{32 000} años. ^[49]

Era del Agujero Negro

Colapso de estrellas de hierro en agujeros negros

10 ^{10 26} a 10 ^{10 76} años a partir de ahora

Los túneles cuánticos también deberían convertir los objetos grandes en agujeros negros , que (en estas escalas de tiempo) se evaporarán instantáneamente en partículas subatómicas. Dependiendo de las suposiciones hechas, el tiempo que esto tarda en suceder puede calcularse entre 10 ^{10 26} años y 10 ^{10 76} años. Los túneles cuánticos también pueden hacer que las estrellas de hierro colapsen en estrellas de neutrones en alrededor de 10 ^{10 76} años. ^[13]

Era oscura (sin desintegración de protones)

10 ^{10 76} años a partir de ahora

Con los agujeros negros evaporados, prácticamente no existe materia todavía, el universo se ha convertido en un vacío casi puro (posiblemente acompañado de un vacío falso ). La expansión del universo lo enfría lentamente hasta el cero absoluto . ^{[ cita requerida ]}

Más allá de

Ver también: Destino final del universo

Más allá de 10 ²⁵⁰⁰ años si ocurre la desintegración de protones, o 10 ^{10 76} años sin desintegración de protones

Es posible que ocurra un evento Big Rip en el futuro. ^{[50] [51]} Esta singularidad tendría lugar en un factor de escala finito.

Si el estado de vacío actual es un vacío falso , el vacío puede decaer a un estado de menor energía. ^[52]

Presumiblemente, los estados de energía extremadamente baja implican que los eventos cuánticos localizados se convierten en fenómenos macroscópicos importantes en lugar de eventos microscópicos insignificantes porque las perturbaciones más pequeñas marcan la mayor diferencia en esta era, por lo que no se sabe qué puede suceder en el espacio o en el tiempo. Se percibe que las leyes de la "macrofísica" se romperán y prevalecerán las leyes de la física cuántica. ^[8]

El universo posiblemente podría evitar la muerte por calor eterna a través de túneles cuánticos aleatorios y fluctuaciones cuánticas , dada la probabilidad distinta de cero de producir un nuevo Big Bang en aproximadamente 10 ^{10 10 56} años. ^[53]

Durante un período infinito de tiempo, podría haber una disminución de entropía espontánea , por una recurrencia de Poincaré o por fluctuaciones térmicas (ver también el teorema de fluctuación ). ^{[54] [55] [56]}

Las enanas negras masivas también podrían potencialmente explotar en supernovas después de hasta 10 ^{32 000}  años , asumiendo que los protones no decaen. ^[57]

Las posibilidades anteriores se basan en una forma simple de energía oscura . Sin embargo, la física de la energía oscura sigue siendo un área de investigación muy activa, y la forma real de energía oscura podría ser mucho más compleja. Por ejemplo, durante la inflación, la energía oscura afectó al universo de manera muy diferente a como lo hace hoy, por lo que es posible que la energía oscura pueda desencadenar otro período inflacionario en el futuro. Hasta que se comprenda mejor la energía oscura, sus posibles efectos son extremadamente difíciles de predecir o parametrizar.

Línea de tiempo gráfica

Artículo principal: Cronología gráfica desde Big Bang hasta Heat Death

Ver también: Cronología gráfica del universo y Cronología gráfica del Big Bang

Ver también

• Big Rip  : modelo cosmológico basado en una tasa de expansión que aumenta exponencialmente
• Big Crunch  : escenario teórico para el destino final del universo
• Big Bounce  : modelo cosmológico hipotético para el origen del universo conocido
• Big Bang  - Modelo cosmológico
• Cronología del universo  - Historia y futuro del universo
• Modelo cíclico
• La inteligencia eterna de Dyson  : concepto hipotético en astrofísica
• Entropía (flecha del tiempo)
• Principio antrópico final
• Cronología gráfica de la Era Stelliferous
• Cronología gráfica del Big Bang
• Cronología gráfica desde Big Bang hasta Heat Death . Esta línea de tiempo utiliza la escala logarítmica doble para comparar con la línea de tiempo gráfica incluida en este artículo.
• Cronología gráfica del universo  : una cronología visual del universo. Esta línea de tiempo utiliza el tiempo lineal más intuitivo, para compararlo con este artículo.
• Muerte térmica del universo  - Posible destino del universo
• Cronología del Big Bang
• Cronología del futuro lejano  : proyecciones científicas sobre el futuro lejano
• La última pregunta : una historia corta de Isaac Asimov que considera el inevitable inicio de la muerte por calor en el universo y cómo puede revertirse.
• Destino final del universo  : rango de hipótesis y escenarios cosmológicos que describen el destino final del universo tal como lo conocemos

Referencias

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    Dado que asumimos una escala máxima de unión gravitacional, por ejemplo, supercúmulos de galaxias, la formación de agujeros negros finalmente llega a su fin en nuestro modelo, con masas de hasta 10 ¹⁴ M _☉ ... la escala de tiempo para que los agujeros negros se irradien todos sus rangos de energía ... hasta 10 ¹⁰⁶ años para agujeros negros de hasta 10 ¹⁴ M _☉ .

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