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]
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 ]
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]
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 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]
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.
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]
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]
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.
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]
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]
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]
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]
La siguiente línea de tiempo supone que los protones se desintegran.
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.
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.
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]
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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]
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]
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.
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]
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.
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 .
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]
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]
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]
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]
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.
Si los protones se desintegran:
Si los protones no se desintegran:
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 ☉ .
