El futuro de un universo en expansión
Escenario futuro si la expansión del universo continuará para siempre o no

Parte de una serie sobre
Cosmología física
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Las observaciones actuales sugieren que la expansión del universo continuará para siempre. La teoría predominante es que el universo se enfriará a medida que se expanda, hasta llegar a ser demasiado frío para albergar vida. Por esta razón, este escenario futuro, que antes se denominaba popularmente “ muerte térmica ”, ahora se conoce como “gran frío” o “gran congelamiento”. [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 antiguos fotones ambientales (incluidos los rayos gamma) a longitudes de onda indetectablemente largas y energías bajas. [4] Se espera que las estrellas se formen normalmente durante 10 12 a 10 14 (1–100 billones) de años, pero eventualmente el suministro de gas necesario para la formación de estrellas se agotará. A medida que las estrellas existentes se queden sin combustible y dejen de brillar, el universo se oscurecerá lenta e inexorablemente. [5] [6] Según las teorías que predicen la desintegración de protones , los restos estelares que queden desaparecerán, dejando solo agujeros negros , que finalmente desaparecerán a medida que emitan 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 será posible realizar más trabajo , lo que dará lugar a una muerte térmica final del universo. [8]

Cosmología

La expansión infinita no limita la curvatura espacial general del universo . Puede ser abierto (con curvatura espacial negativa), plano o cerrado (curvatura espacial positiva), aunque si es 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 del fondo cósmico de microondas realizadas 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 podría 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 correcta, el universo atravesó 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 supuestas hasta ahora para la energía oscura actual. Es posible que la ecuación de estado de la energía oscura pudiera cambiar nuevamente dando como resultado un evento que tendría consecuencias extremadamente difíciles de parametrizar o predecir. [ cita requerida ]

Historia futura

En la década de 1970, el futuro de un universo en expansión fue estudiado por el astrofísico Jamal Islam [12] y el físico Freeman Dyson [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 Estelífera , incluye el presente y todas las estrellas y galaxias ahora vistas. Es el tiempo durante el cual las estrellas se forman a partir del colapso de nubes de gas . En la Era Degenerada posterior , las estrellas se habrán quemado, dejando todos los objetos de masa estelar como remanentes 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 fueron destruidos por la desintegración de protones , dejando solo agujeros negros. Finalmente, en la Era Oscura , incluso los agujeros negros desaparecieron, dejando solo un gas diluido de fotones y leptones . [14]

Esta historia futura y la línea de tiempo que se muestra a continuación suponen 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 prevalecerá el Big Crunch , el colapso del universo en un estado caliente y denso similar al que siguió al Big Bang. [14] [15]

Cronología

La era estelífera

Desde el presente hasta aproximadamente 1014 (100 billones) años después del Big Bang
La imagen es de la Agencia Espacial Europea. Está catalogada como la región de formación estelar LH 95 de la Gran Nube de Magallanes. La imagen fue tomada con el telescopio espacial Hubble.
Una imagen de muchas estrellas .

El universo observable actualmente es de 1,38 × 1010 (13.8 mil millones) de años. [16] Esta época se encuentra dentro de la Era Estelífera. 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 pequeñas y densas regiones centrales en grandes nubes moleculares 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 durante un tiempo, su núcleo podría calentarse lo suficiente como para fusionar hidrógeno; si excede la masa crítica, ocurre un proceso llamado "ignición estelar" y su vida como estrella comenzará propiamente. [14]

Las estrellas de masa muy baja acabarán agotando todo su hidrógeno fusible y 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 nebulosa planetaria y acabarán convirtiéndose en enanas blancas ; las estrellas más masivas explotarán en una supernova de colapso de núcleo , dejando atrás estrellas de neutrones o agujeros negros . [18] En cualquier caso, aunque parte de la materia de la estrella pueda ser devuelta al medio interestelar , quedará un remanente degenerado cuya masa no se devuelve al medio interestelar. Por tanto, el suministro de gas disponible para la formación de estrellas se está agotando de forma constante.

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

4-8 mil millones de años a partir de ahora (17,8-21,8 mil millones de años después del Big Bang)
Esta ilustración muestra una etapa de la fusión prevista entre nuestra galaxia, la Vía Láctea, y la vecina galaxia de Andrómeda, que se desarrollará durante los próximos miles de millones de años. En esta imagen, que representa el cielo nocturno de la Tierra dentro de 3.750 millones de años, Andrómeda (izquierda) llena el campo de visión y comienza a distorsionar la Vía Láctea con la atracción de las mareas.
Una ilustración artística de cómo se vería desde la Tierra durante la colisión entre la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda .

La galaxia de Andrómeda está aproximadamente a 2,5 millones de años luz de nuestra galaxia, la Vía Láctea , y se están moviendo 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 colisionarán entre sí y se fusionarán en una gran galaxia según la evidencia actual. Hasta 2012, no había forma de confirmar si la posible colisión iba a suceder 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 de Milkdromeda (también conocida 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]

La desintegración del vacío falso puede ocurrir en 20 a 30 mil millones de años si el campo de Higgs es metaestable. [23] [24] [25]

La coalescencia del Grupo Local y las galaxias fuera del Supercúmulo Local ya no son accesibles

1011 (100 mil millones) a 1012 (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 1011 (100 mil millones) y 10Dentro de 12 (1 billón) años, sus órbitas se desintegrarán y todo el Grupo Local se fusionará en una gran galaxia. [5]

Suponiendo que la energía oscura continúa haciendo que el universo se expanda a un ritmo acelerado, en unos 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 ven 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 observe se volverán exponencialmente más desplazados al rojo a medida que la galaxia se acerque al horizonte hasta que el tiempo en la galaxia distante parezca detenerse. El observador en el Supercúmulo Local nunca observa eventos después de 150 mil millones de años en su tiempo local, y eventualmente toda la luz y la radiación de fondo que se encuentran fuera del Supercúmulo Local parecerán 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 necesariamente se observará durante una cantidad infinita de tiempo 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 intergaláctica más allá del supercúmulo local se vuelven causalmente imposibles.

Las luminosidades de las galaxias comienzan a disminuir

8 × 1011 (800 mil millones) años

8 × 10Dentro de 11 (800 mil millones) años, las luminosidades de las distintas 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 las estrellas enanas rojas menos masivas comiencen a morir como enanas blancas . [26]

Grupo local y galaxias más cercanas. Las fotografías de las galaxias no están a escala.
Una ilustración del grupo local de galaxias .

Las galaxias fuera del supercúmulo local ya no son detectables

2 × 1012 (2 billones) años

2 × 10Dentro de 12 (2 billones) años, todas las galaxias fuera del supercúmulo local se verán desplazadas hacia el rojo hasta tal punto que incluso los rayos gamma que emitan tendrán longitudes de onda mayores que el tamaño del universo observable en ese momento. Por lo tanto, estas galaxias ya no serán detectables de ninguna manera. [4]

Era degenerada

A partir de 1014 (100 billones) a 1040 (10 duodecillones) años

A las 10Dentro de 14 (100 billones) años, la formación de estrellas terminará, [5] dejando todos los objetos estelares en forma de restos degenerados . Si los protones no se desintegran , los objetos de masa estelar desaparecerán más lentamente, haciendo que esta era dure más.

La formación de estrellas cesa

10 12–14 (1–100 billones) años

A las 10Dentro de 14 (100 billones) años, la formación de estrellas terminará. Este período, conocido como la "Era Degenerada", durará hasta que los remanentes degenerados finalmente se desintegren. [27] Las estrellas menos masivas son las que tardan más en agotar su combustible de hidrógeno (véase evolución estelar ). Por lo tanto, las estrellas más longevas del universo son las enanas rojas de baja masa, con una masa de aproximadamente 0,08 masas solares ( M ☉ ), que tienen una vida útil de más de 1013 (10 billones) años. [28] Casualmente, esto es comparable al tiempo que lleva la formación de estrellas. [5] Una vez que la formación de estrellas termine 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 permanecerán con más masa que la planetaria serán las enanas marrones , con masa menor a 0,08  M ​​☉ , y los remanentes degenerados ; las enanas blancas , producidas por estrellas con masas iniciales entre aproximadamente 0,08 y 8 masas solares; y las estrellas de neutrones y los 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 volverán débiles.

El universo se volverá extremadamente oscuro después de que las últimas estrellas se quemen. Aun así, todavía puede haber luz ocasional en el universo. Una de las formas en que el universo puede iluminarse es si dos enanas blancas de carbono y oxígeno con una masa combinada de más del límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1,4 masas solares se fusionan. El objeto resultante sufrirá entonces una fusión termonuclear descontrolada, produciendo una supernova de tipo Ia y disipando la oscuridad de la Era Degenerada durante unas 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 supernovas podría potencialmente 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 106 (1 millón) de años. [14] Además, si dos enanas blancas de helio con una masa combinada de al menos 0,3  M ☉ colisionan, se puede producir una estrella de helio , con una vida de unos pocos cientos de millones de años. [14] Finalmente, las enanas marrones podrían formar nuevas estrellas al colisionar entre sí para formar estrellas enanas rojas , que pueden sobrevivir durante 1013 (10 billones) de años, [28] [29] o mediante la acumulación de gas a tasas muy lentas desde el medio interestelar restante hasta que tengan suficiente masa para comenzar a quemar hidrógeno como enanas rojas. Este proceso, al menos en las enanas blancas, podría inducir supernovas de tipo Ia. [31]

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

1015 (1 cuatrillón) años

Con el tiempo, las órbitas de los planetas se desintegrarán 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

1019 a 1020 (10 a 100 quintillones) años

Con el tiempo, los objetos de una galaxia intercambian energía cinética en un proceso llamado relajación dinámica , haciendo que su distribución de velocidad se aproxime a la distribución de Maxwell-Boltzmann . [33] La relajación dinámica puede ocurrir ya sea por encuentros cercanos de dos estrellas o por encuentros distantes menos violentos pero más frecuentes. [34] En el caso de un encuentro cercano, dos enanas marrones o remanentes estelares pasarán cerca uno del otro. Cuando esto sucede, las trayectorias de los objetos involucrados en el encuentro cercano cambian ligeramente, de tal manera que sus energías cinéticas son más iguales que antes. Luego de un gran número de encuentros, entonces, los objetos más ligeros tienden a ganar velocidad mientras que los objetos más pesados ​​la pierden. [14]

Debido a la relajación dinámica, algunos objetos ganarán suficiente energía para alcanzar la velocidad de escape galáctico y abandonarán la galaxia, dejando atrás una galaxia más pequeña y densa. Como los encuentros son más frecuentes en esta galaxia más densa, el proceso se acelera. El resultado es que la mayoría de los objetos (entre el 90% y el 99%) son expulsados ​​de la galaxia, dejando una pequeña fracción (quizás entre el 1% y el 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 cuásar , siempre que haya suficiente materia allí. [35]

Posible ionización de la materia

>10Dentro de 23 años

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

Futuro con desintegración de protones

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

Probabilidad: 1032 (100 nonillion) – 1042 años (1 tredecillón)

La evolución posterior del universo depende de la posibilidad y la velocidad de desintegración del protón . La evidencia experimental muestra que si el protón es inestable, tiene una vida media de al menos 1035 años. [37] Algunas de las teorías de Gran Unificación (GUT) predicen una inestabilidad de protones a largo plazo entre 1032 y 1038 años, con el límite superior de la desintegración estándar (no supersimétrica) de protones en 1,4 × 1036 años y un límite superior máximo general para cualquier desintegración de protones (incluidos los modelos de supersimetría ) de 6 × 1042 años. [38] [39] Investigaciones recientes muestran que la vida útil del protón (si es inestable) es igual o superior a 1036 –10El rango de 37 años descarta GUT más simples y la mayoría de los modelos no supersimétricos.

Los nucleones comienzan a desintegrarse

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 desintegrarían en un proceso simple en cascada desde elementos más pesados ​​hasta hidrógeno y finalmente fotones y leptones mientras irradian energía. [40]

Si el protón no se desintegra en absoluto, los objetos estelares desaparecerían igualmente, pero más lentamente. Véase el apartado El futuro sin desintegración del protón más abajo.

Las vidas medias de los protones más cortas o más largas acelerarán o desacelerarán el proceso. Esto significa que después de 10En 40 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 de rayos gamma y leptones a través de la desintegración de protones.

Todos los nucleones se desintegran

1043 (10 tredecillones) años

Dada nuestra supuesta vida media del protón, los nucleones (protones y neutrones ligados) habrán pasado por aproximadamente 1.000 vidas medias para cuando el universo tenga 1043 años. Esto significa que habrá aproximadamente 0,5 1.000 (aproximadamente 10 −301 ) tantos nucleones; ya que se estima que hay 10De los 80 protones que hay actualmente en el universo [41] , no quedará ninguno al final de la Era Degenerada. En efecto, 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 1098 años, y que estos a su vez se desintegrarán en radiación gamma en 10176 años. [5] [6]

Se espera que los agujeros negros supermasivos sobrevivan a la desintegración de protones, pero eventualmente se evaporarán por completo.

Si los protones se desintegran en procesos nucleares de orden superior

Probabilidad: 1076 a 10220 años

Si el protón no se desintegra según las teorías descritas anteriormente, entonces la Era Degenerada durará más tiempo y se superpondrá o superará a la Era de los Agujeros Negros. En una escala de tiempo de 10Se cree que la materia sólida de 65 años puede reorganizar potencialmente sus átomos y moléculas a través de un efecto túnel cuántico , y puede comportarse como líquido y convertirse en esferas lisas debido a la difusión y la gravedad. [13] Los objetos estelares degenerados todavía 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 mayor dimensión posiblemente con una vida media de menos de 10220 años. [5]

>10Dentro de 145 años

Estimación de 2018 de la vida útil del Modelo Estándar antes del colapso de un falso vacío ; el intervalo de confianza del 95% es de 10 65 a 10 725 años debido en parte a la incertidumbre sobre la masa del quark top . [43]

>10Dentro de 200 años

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

Fotones , electrones , positrones y neutrinos son todo lo que queda después de que los últimos agujeros negros supermasivos se evaporan.

La era de los agujeros negros

1043 (10 tredecillones) años a aproximadamente 10100 (1 googol ) años, hasta 10110 años del mayor agujero negro supermasivo

Después de las 10Dentro de 43  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 × 1064 años. Como la vida de un agujero negro es proporcional al cubo de su masa, los agujeros negros más masivos tardan más en desintegrarse. Un agujero negro supermasivo con una masa de 1011 (100 mil millones) M ☉ se evaporarán en aproximadamente 2 × 1093 años. [45]

Se prevé que los agujeros negros más grandes del universo seguirán creciendo. Agujeros negros más grandes de hasta 1014 (100 billones) M ☉ pueden formarse durante el colapso de supercúmulos de galaxias. Incluso estos se evaporarían en un lapso de tiempo de 10109 [46] a 10110 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 presenta 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 1019 kilogramos. El agujero proporciona entonces una fuente temporal de luz durante la oscuridad general de la Era de los Agujeros Negros. Durante las últimas etapas de su evaporación, un agujero negro emitirá no sólo partículas sin masa, sino también partículas más pesadas, como electrones , positrones , protones y antiprotones . [14]

Era oscura y era fotónica

A partir de 10100 años (10 duotriginllones de años o 1 googol de años) y más

Una vez 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 , leptones , bariones , neutrinos , electrones y positrones volarán de un lugar a otro, sin encontrarse casi nunca entre sí. Gravitacionalmente , el universo estará dominado por materia oscura , electrones y positrones (no protones ). [47]

En esta era, cuando sólo quede materia muy difusa, la actividad en el universo acabará disminuyendo drásticamente (en comparación con eras anteriores), con niveles de energía muy bajos y escalas de tiempo muy grandes, y los acontecimientos tardarán mucho tiempo en ocurrir, si es que llegan a ocurrir. Los electrones y positrones que se desplacen por el espacio se encontrarán entre sí y, ocasionalmente, formarán átomos de positronio . Sin embargo, estas estructuras son inestables y sus partículas constituyentes acabarán aniquilándose. Sin embargo, la mayoría de los electrones y positrones permanecerán libres. [48] También se producirán otros acontecimientos de aniquilación de bajo nivel, aunque de forma extremadamente lenta. El universo alcanza ahora un estado de energía extremadamente baja.

Futuro sin desintegración de protones

Si los protones no se desintegran, los objetos de masa estelar se convertirán igualmente en agujeros negros , aunque a un ritmo aún más lento. La siguiente línea de tiempo supone que no se produce la desintegración de protones .

10161 años a partir de ahora

Estimación de 2018 de la vida útil del Modelo Estándar antes del colapso de un falso vacío ; el intervalo de confianza del 95 % es de 10 65 a 10 1383 años debido en parte a la incertidumbre sobre la masa del quark top . [43] [nota 1]

Era degenerada

La materia se descompone en hierro.

101100 a 10Dentro de 32.000 años
Virutas de hierro puro (99,97 %+), refinadas electrolíticamente, así como un cubo de hierro de 1 cm3 de alta pureza (99,9999 % = 6N) para comparación.
Toda la materia se descompondrá lentamente en hierro, que tomará de 101100 a 1032 000 años.

En 10En 1500 años, la fusión fría que se produce a través de un efecto túnel cuántico debería hacer que los núcleos ligeros de los objetos de masa estelar se fusionen en núcleos de hierro-56 (ver isótopos de hierro ). La fisión y la emisión de partículas alfa también deberían hacer que los núcleos pesados ​​se desintegren en hierro, dejando a los objetos de masa estelar como esferas frías de hierro, llamadas estrellas de hierro . [13] Sin embargo, antes de que esto suceda, se espera que en algunas enanas negras el proceso reduzca su límite de Chandrasekhar , lo que dará lugar a una supernova en 101100 años. Se ha calculado que el silicio no degenerado se transforma en hierro en aproximadamente 1032 000 años. [49]

La era de los agujeros negros

Colapso de estrellas de hierro en agujeros negros

10 1030 a 1010Dentro de 105 años

El efecto túnel cuántico también debería convertir objetos grandes en agujeros negros , que (en estas escalas de tiempo) se evaporarían instantáneamente en partículas subatómicas. Dependiendo de las suposiciones realizadas, el tiempo que esto lleva a cabo puede calcularse a partir de 10 1026 años a 101076 años. El efecto túnel cuántico también puede hacer que las estrellas de hierro se colapsen enestrellas de neutronesen aproximadamente 101076 años.[13]

Era oscura (sin desintegración de protones)

10 10105 a 1010Dentro de 120 años

Al haberse evaporado los agujeros negros, casi toda la materia bariónica se habrá desintegrado en partículas subatómicas (electrones, neutrones, protones y quarks). El universo es ahora un vacío casi puro (posiblemente acompañado de la presencia de un falso vacío ). La expansión del universo hace que se enfríe lentamente hasta el cero absoluto . El universo alcanza ahora un estado de energía incluso más bajo que el mencionado anteriormente. [50] [51]

Más allá de

Más allá de 102500 años si se produce la desintegración de protones, o 10 1076 años sin desintegración de protones

Cualquier acontecimiento que ocurra más allá de esta era es altamente especulativo. Es posible que un evento Big Rip pueda ocurrir muy lejos en el futuro. [52] [53] Esta singularidad tendría lugar en un factor de escala finito.

Si el estado de vacío actual es un falso vacío , el vacío puede decaer a un estado de energía aún más baja. [54]

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

El universo podría posiblemente evitar la muerte térmica eterna a través de un túnel cuántico aleatorio y fluctuaciones cuánticas , dada la probabilidad no nula de producir un nuevo Big Bang creando un nuevo universo en aproximadamente 10 10 1056 años.[55]

Durante un tiempo infinito, también podría haber una disminución espontánea de la entropía , por una recurrencia de Poincaré o por fluctuaciones térmicas (véase también el teorema de fluctuación ). [56] [57] [58]

Las enanas negras masivas también podrían potencialmente explotar en supernovas después de hasta10 32 000  años , suponiendo que los protones no se desintegran. [59]

Las posibilidades anteriores se basan en una forma simple de energía oscura . Sin embargo, la física de la energía oscura todavía es un área de investigación muy especulativa y la forma real de energía oscura podría ser mucho más compleja.

Líneas de tiempo gráficas

Si los protones se desintegran:

Logarithmic scale

Si los protones no se desintegran:

Logarithmic scale

Véase también

Notas

  1. ^ El manuscrito se actualizó después de su publicación; los números de vida útil se toman de la última revisión en https://arxiv.org/abs/1707.08124.

Referencias

  1. ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1 de abril de 1997). "Un universo moribundo: el destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos" (PDF) . Reseñas de Física Moderna . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Código Bibliográfico :1997RvMP...69..337A. doi :10.1103/RevModPhys.69.337. ISSN  0034-6861. Archivado desde el original el 17 de mayo de 2021.
  2. ^ "¿Cuál es el destino final del universo?". Universo de WMAP . NASA . 29 de junio de 2015. Consultado el 19 de febrero de 2023 .
  3. ^ Carroll, Sean M. (2001). "La constante cosmológica". Living Reviews in Relativity . 4 (1): 1. arXiv : astro-ph/0004075 . Bibcode :2001LRR.....4....1C. doi : 10.12942/lrr-2001-1 . PMC 5256042 . PMID  28179856. 
  4. ^ abc Krauss, Lawrence M.; Starkman, Glenn D. (2000). "La vida, el universo y la nada: vida y muerte en un universo en constante expansión". Astrophysical Journal . 531 (1): 22–30. arXiv : astro-ph/9902189 . Código Bibliográfico :2000ApJ...531...22K. doi :10.1086/308434. S2CID  18442980.
  5. ^ abcdefgh Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (1997). "Un universo moribundo: el destino a largo plazo y la evolución de los objetos astrofísicos". Reseñas de Física Moderna . 69 (2): 337–372. arXiv : astro-ph/9701131 . Código Bibliográfico :1997RvMP...69..337A. doi :10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID  12173790.
  6. ^ abc Adams y Laughlin (1997), §IIE.
  7. ^ Adams y Laughlin (1997), §IV.
  8. ^ desde Adams y Laughlin (1997), §VID.
  9. ^ ab Levin, Frank S. (2007). Calibración del cosmos: cómo la cosmología explica nuestro universo del Big Bang . Astronomers' universe. Nueva York: Springer. ISBN 978-0-387-30778-7.
  10. ^ et al (2008). "Observaciones de cinco años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): procesamiento de datos, mapas del cielo y resultados básicos" (PDF) . The Astrophysical Journal Supplement Series . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Bibcode :2009ApJS..180..225H. doi : 10.1088/0067-0049/180/2/225 . ISSN  0067-0049.
  11. ^ Colaboración Planck; et al. (1 de septiembre de 2016). "Resultados de Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode :2016A&A...594A..13P. doi : 10.1051/0004-6361/201525830 .
  12. ^ Islam, Jamal N. (marzo de 1977). "Posible destino final del universo". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 18 : 3. Bibcode :1977QJRAS..18....3I.
  13. ^ abcd Dyson, Freeman J. (1979). "Tiempo sin fin: Física y biología en un universo abierto". Reseñas de Física Moderna . 51 (3): 447–460. Bibcode :1979RvMP...51..447D. doi :10.1103/RevModPhys.51.447.
  14. ^ abcdefgh Fred Adams y Greg Laughlin, Las cinco edades del universo , Nueva York: The Free Press, 1999, ISBN 0-684-85422-8 . 
  15. ^ Adams y Laughlin (1997), §VA.
  16. ^ Colaboración Planck (2013). "Resultados de Planck 2013. XVI. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 571 : A16. arXiv : 1303.5076 . Código Bibliográfico :2014A&A...571A..16P. doi :10.1051/0004-6361/201321591. S2CID  118349591.
  17. ^ ab Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "El final de la secuencia principal". The Astrophysical Journal . 482 (1): 420–432. Bibcode :1997ApJ...482..420L. doi : 10.1086/304125 .
  18. ^ Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). "Cómo las estrellas individuales masivas terminan su vida". Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Código Bibliográfico :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID  59065632.
  19. ^ van der Marel, G.; et al. (2012). "El vector de velocidad M31. III. Futura evolución orbital M31-M33 de la Vía Láctea, fusión y destino del Sol". La revista astrofísica . 753 (1): 9. arXiv : 1205.6865 . Código Bib : 2012ApJ...753....9V. doi :10.1088/0004-637X/753/1/9. S2CID  53071454.
  20. ^ Cowen, R. (31 de mayo de 2012). "Andrómeda en curso de colisión con la Vía Láctea". Nature . doi :10.1038/nature.2012.10765. S2CID  124815138.
  21. ^ "El universo puede acabar en una gran explosión". CERN Courier . 30 de abril de 2003.
  22. ^ Siegel, Ethan. "Pregúntale a Ethan: ¿Podría el universo desgarrarse en una gran grieta?". Forbes .
  23. ^ Crane, Leah. "Los físicos tienen un problema enorme porque el bosón de Higgs se niega a comportarse mal". New Scientist .
  24. ^ "El bosón de Higgs hace que el universo sea estable. ¿Es una coincidencia?". New Scientist .
  25. ^ "La muerte por Higgs libera al cosmos de la amenaza del cerebro espacial". New Scientist .
  26. ^ Adams, FC; Tumbas, GJM; Laughlin, G. (diciembre de 2004). García-Segura, G.; Tenorio-Tagle, G.; Franco, J.; Yorke (eds.). "Colapso gravitacional: de estrellas masivas a planetas. / Primera reunión de Astrofísica del Observatorio Astronómico Nacional. / Una reunión para celebrar a Peter Bodenheimer por sus destacados aportes a la Astrofísica: las enanas rojas y el fin de la secuencia principal". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias . 22 : 46-149. Código Bib : 2004RMxAC..22...46A.Véase la figura 3.
  27. ^ Adams y Laughlin (1997), § III–IV.
  28. ^ ab Adams y Laughlin (1997), §IIA y Figura 1.
  29. ^ desde Adams y Laughlin (1997), §IIIC.
  30. ^ Richmond, M. "El futuro del universo". hysics 420 . Instituto Tecnológico de Rochester . Consultado el 19 de febrero de 2023 .
  31. ^ Cirkovic, MM (diciembre de 2005). "Acreción de enanas marrones: formación estelar no convencional en escalas de tiempo muy largas". Revista astronómica serbia . 171 : 11–17. Código Bibliográfico :2005SerAJ.171...11C. doi : 10.2298/SAJ0571011C .
  32. ^ Adams y Laughlin (1997), §IIIF, Tabla I.
  33. ^ pág. 428, Un enfoque profundo en NGC 1883, AL Tadross, Boletín de la Sociedad Astronómica de la India 33 , No. 4 (diciembre de 2005), págs. 421–431, Bibcode :2005BASI...33..421T.
  34. ^ Notas de lectura Archivado el 3 de marzo de 2016 en Wayback Machine , Liliya LR Williams, Astrofísica II: Astronomía galáctica y extragaláctica, Universidad de Minnesota . Consultado el 20 de julio de 2008.
  35. ^ Darling, David J. (1989). Tiempo profundo. Nueva York, NY: Delacorte Press. ISBN 978-0-440-50195-4.
  36. ^ Baez, John (7 de febrero de 2016). "El fin del universo". math.ucr.edu . Consultado el 19 de febrero de 2023 .
  37. ^ Senjanovic, Goran; Alverson, George; Nath, Pran; Nelson, Brent (2009). "Decaimiento de protones y gran unificación". La 17.ª Conferencia Internacional sobre Supersimetría y la Unificación de Interacciones Fundamentales . Actas de la Conferencia AIP: 131–141. arXiv : 0912.5375 . doi :10.1063/1.3327552.
  38. ^ Pavel (2007). "Límite superior de la vida útil del protón y la teoría mínima no SUSY de la gran unificación". Actas de la conferencia AIP . 903 : 385–388. arXiv : hep-ph/0606279 . Código Bibliográfico :2007AIPC..903..385P. doi :10.1063/1.2735205. S2CID  119379228.
  39. ^ Nath, Pran; Perez, Pavel Fileviez (abril de 2007). "Estabilidad de protones en teorías unificadas de gran magnitud, en cuerdas y en branas". Physics Reports . 441 (5–6): 191–317. arXiv : hep-ph/0601023 . Bibcode :2007PhR...441..191N. doi :10.1016/j.physrep.2007.02.010. S2CID  119542637.
  40. ^ Adams y Laughlin (1997), §IV-H.
  41. ^ deGrasse Tyson, Neil ; Tsun-Chu Liu, Charles ; Irion, Robert (2000). "Solución, ejercicio 17". Un universo: en casa en el cosmos . Washington, DC: Joseph Henry Press. ISBN 0-309-06488-0.
  42. ^ Page, Don N.; McKee, M. Randall (1981). "Aniquilación de materia en el universo tardío". Physical Review D . 24 (6): 1458–1469. Código Bibliográfico :1981PhRvD..24.1458P. doi :10.1103/PhysRevD.24.1458.
  43. ^ ab Andreassen, Anders; Frost, William; Schwartz, Matthew D. (12 de marzo de 2018). "Instantones invariantes en escala y la duración completa del modelo estándar". Physical Review D . 97 (5): 056006. arXiv : 1707.08124 . Código Bibliográfico :2018PhRvD..97e6006A. doi :10.1103/PhysRevD.97.056006. S2CID  118843387.
  44. ^ 't Hooft, T. (1976). "Ruptura de simetría a través de las anomalías de Bell-Jackiw". Physical Review Letters . 37 (1): 8. Bibcode :1976PhRvL..37....8T. doi :10.1103/physrevlett.37.8.
  45. ^ Page, Don N. (1976). "Tasas de emisión de partículas de un agujero negro: partículas sin masa de un agujero no cargado y no rotatorio". Physical Review D . 13 (2): 198–206. Bibcode :1976PhRvD..13..198P. doi :10.1103/PhysRevD.13.198.. Véase en particular la ecuación (27).
  46. ^ Frautschi, S. (1982). "Entropía en un universo en expansión". Science . 217 (4560): 593–599. Bibcode :1982Sci...217..593F. doi :10.1126/science.217.4560.593. PMID  17817517. S2CID  27717447.Véase la página 596: tabla 1 y la sección "desintegración del agujero negro" y la oración anterior en esa página.

    Dado que hemos asumido una escala máxima de enlace gravitacional (por ejemplo, supercúmulos de galaxias), la formación de agujeros negros finalmente llega a su fin en nuestro modelo, con masas de hasta 1014 M ☉ ... la escala de tiempo para que los agujeros negros irradien todos sus rangos de energía... hasta 10109 años para agujeros negros de hasta 1014 M ☉ .

  47. ^ Adams y Laughlin (1997), §VD.
  48. ^ Adams y Laughlin (1997), §VF3.
  49. ^ Caplan, ME (7 de agosto de 2020). "Supernova enana negra en el futuro lejano". MNRAS . 497 (1–6): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . Código Bibliográfico :2020MNRAS.497.4357C. doi : 10.1093/mnras/staa2262 . S2CID  221005728.
  50. ^ "Las cinco edades del universo". The New York Times .
  51. ^ Dicus, Duane A.; Letaw, John R.; Teplitz, Doris C.; Teplitz, Vigdor L. (1983). "El futuro del universo". Scientific American . 248 (3): 90–101. doi :10.1038/scientificamerican0383-90. JSTOR  24968855 – vía JSTOR.
  52. ^ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Nevin N. (2003). "Energía fantasma y día del juicio final cósmico". Phys. Rev. Lett . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Código Bibliográfico :2003PhRvL..91g1301C. doi :10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID  12935004. S2CID  119498512.
  53. ^ Bouhmadi-López, Mariam; González-Díaz, Pedro F.; Martín-Moruno, Prado (2008). "¿Peor que un gran desgarro?". Letras de Física B. 659 (1–2): 1–5. arXiv : gr-qc/0612135 . Código Bib : 2008PhLB..659....1B. doi :10.1016/j.physletb.2007.10.079. S2CID  119487735.
  54. ^ Adams y Laughlin (1997), §VE.
  55. ^ Carroll, Sean M.; Chen, Jennifer (2004). "Inflación espontánea y origen de la flecha del tiempo". arXiv : hep-th/0410270 .
  56. ^ Tegmark, Max (2003). "Universos paralelos". Scientific American . 288 (5): 40–51. arXiv : astro-ph/0302131 . Código Bibliográfico :2003SciAm.288e..40T. doi :10.1038/scientificamerican0503-40.
  57. ^ Werlang, T.; Ribeiro, GAP; Rigolin, Gustavo (2013). "Interacción entre transiciones de fase cuántica y el comportamiento de correlaciones cuánticas a temperaturas finitas". Revista Internacional de Física Moderna B . 27 . arXiv : 1205.1046 . Código Bibliográfico :2013IJMPB..2745032W. doi :10.1142/S021797921345032X. S2CID  119264198.
  58. ^ Xing, Xiu-San (2007). "Disminución espontánea de la entropía y su fórmula estadística". arXiv : 0710.4624 [cond-mat.stat-mech].
  59. ^ Caplan, ME (2020). "Supernova enana negra en el futuro lejano". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 497 (4): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . Código Bibliográfico :2020MNRAS.497.4357C. doi : 10.1093/mnras/staa2262 . S2CID  221005728.
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