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 y eventualmente se volverá demasiado frío para sustentar la vida. Por esta razón, este escenario futuro alguna vez llamado popularmente " Muerte por Calor " ahora se conoce como "Gran Frío" o "Gran Helada". [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 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 cúmulos de galaxias crecerá a un ritmo cada vez mayor. El corrimiento al rojo estirará los antiguos fotones ambientales (incluidos los rayos gamma) a longitudes de onda indetectablemente largas y bajas energías. [4] Se espera que las estrellas se formen normalmente durante 10 12 a 10 14 (1-100 billones) de años, pero eventualmente se agotará el suministro de gas necesario para la formación estelar . 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 quedan desaparecerán, dejando solo agujeros negros , que eventualmente 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 será posible realizar más trabajos , lo que resultará en una muerte térmica final del universo. [8]
La expansión infinita no está determinada por 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 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 (Lambda-materia oscura fría o ΛCDM), la energía oscura está en forma de una constante cosmológica , la expansión eventualmente se volverá exponencial, con el tamaño del universo duplicándose a un ritmo tasa constante.
Si la teoría de la inflación es correcta, 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, lo que indica 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 cambie nuevamente, dando como resultado un evento que tendría consecuencias extremadamente difíciles de parametrizar o predecir. [ cita necesaria ]
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 momento del pasado justo después del Big Bang cuando las estrellas aún no se habían formado. La segunda, la Era Estelífera , incluye la actualidad y todas las estrellas y galaxias que ahora se ven. Es el tiempo durante el cual las estrellas se forman a partir del colapso de nubes de gas . En la siguiente Era Degenerada , 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 han sido destruidos por la desintegración de protones , dejando sólo agujeros negros. Finalmente, en la Era Oscura , incluso los agujeros negros han desaparecido, dejando sólo un gas diluido de fotones y leptones . [14]
Esta historia futura y la línea de tiempo a continuación suponen la expansión continua del universo. Si el espacio en el universo comienza a contraerse, es posible que los eventos posteriores en la línea de tiempo no ocurran 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 vez se encuentra dentro de la Era Estelífera. Unos 155 millones de años después del Big Bang , se formó la primera estrella. Desde entonces, las estrellas se han formado mediante el colapso de regiones centrales pequeñas y densas en grandes y frías nubes moleculares 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 contrae por un tiempo, su núcleo podría calentarse lo suficiente como para fusionar hidrógeno; si excede la masa crítica, se produce un proceso llamado "ignición estelar" y su vida como estrella comenzará adecuadamente. [14]
Las estrellas de muy baja masa 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 ; 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 pueda regresar al medio interestelar , quedará un remanente degenerado cuya masa no regresa al medio interestelar. Por lo tanto, el suministro de gas disponible para la formación de estrellas se está agotando constantemente.
La galaxia de Andrómeda está aproximadamente a 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, según la evidencia actual. Hasta 2012 no había forma de confirmar si la posible colisión iba a producirse o no. [19] En 2012, los investigadores llegaron a la conclusión de que la colisión es definitiva después de utilizar el Telescopio Espacial Hubble entre 2002 y 2010 para seguir 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 fin más temprano posible del Universo en el escenario del Gran Desgarro , suponiendo un modelo de energía oscura con w = −1,5 . [21] [22]
La falsa desintegración del vacío 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) de años, sus órbitas decaerán y todo el Grupo Local se fusionará en una gran galaxia. [5]
Suponiendo que la energía oscura siga 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 eventos ocurridos después de 150 mil millones de años, como los ven los observadores en galaxias distantes, afecten 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 hora local y, eventualmente, toda la luz y la radiación de fondo que se encuentran fuera del supercúmulo local parecerán apagarse a medida que la luz se desplaza tanto hacia el rojo que su longitud de onda se vuelve más larga que el diámetro físico. del horizonte.
Técnicamente, tomará un tiempo infinitamente largo para que cese toda interacción causal entre el Supercúmulo Local y esta luz. Sin embargo, debido al corrimiento al rojo explicado anteriormente, la luz no necesariamente se observará durante un 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.
8 × 10Dentro de 11 (800 mil millones) años, las luminosidades de las diferentes galaxias, aproximadamente similares hasta entonces a las actuales gracias a la creciente luminosidad de las restantes estrellas a medida que envejecen, comenzarán a disminuir, a medida que las enanas rojas menos masivas comiencen a morir como enanas blancas . [26]
2 × 10Dentro de 12 (2 billones) de años, todas las galaxias fuera del supercúmulo local estarán desplazadas 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 esa época. Por lo tanto, estas galaxias ya no serán detectables de ninguna manera. [4]
Por 10Dentro de 14 (100 billones) de años, la formación estelar 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.
Por 10Dentro de 14 (100 billones) de años la formación de estrellas 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 ). Así, las estrellas más longevas del universo son enanas rojas de baja masa , con una masa de unas 0,08 masas solares ( M ☉ ), que tienen una vida útil de más de 10 años.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 masa que la planetaria serán las enanas marrones , con 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 sufrirá una fusión termonuclear galopante, 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 al 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 ☉ 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 podrían formar nuevas estrellas colisionando entre sí para formar estrellas enanas rojas , que pueden sobrevivir durante 1013 (10 billones) de años, [28] [29] o acumulando gas a velocidades 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 decaerán debido a la radiación gravitacional , o los planetas serán expulsados de sus sistemas locales por perturbaciones gravitacionales provocadas 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 velocidades se acerque 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 restos 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 cercanas que antes. Luego de un gran número 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 ganarán 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 es que la mayoría de los objetos (90% a 99%) son expulsados de la galaxia, dejando una pequeña fracción (quizás 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]
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 provocaría que la mayor parte de la materia, excepto las enanas negras , las estrellas de neutrones , los agujeros negros y los planetas , se ionice y se disipe en el equilibrio térmico . [36]
La siguiente línea de tiempo supone que los protones se desintegran.
La evolución posterior del universo depende de la posibilidad y el ritmo de desintegración de los protones . 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 la Gran Unificación (GUT) predicen la inestabilidad de protones a largo plazo entre 1032 y 1038 años, con el límite superior de la desintegración de protones estándar (no supersimetría) en 1,4 × 1036 años y un límite máximo general superior para cualquier desintegración de protones (incluidos los modelos de supersimetría ) en 6 × 1042 años. [38] [39] Investigaciones recientes que muestran una vida útil del protón (si es inestable) igual o superior a 1036 –10El rango de 37 años descarta los GUT más simples y la mayoría de los modelos sin supersimetría.
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 simple proceso en cascada desde elementos más pesados hasta hidrógeno y finalmente hasta fotones y leptones mientras irradian energía. [40]
Si el protón no se desintegra en absoluto, los objetos estelares desaparecerían igualmente, pero más lentamente. Ver § 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 10En 40 años (la vida media máxima de los protones utilizada por Adams y Laughlin (1997)), la mitad de toda la materia bariónica se habrá convertido en fotones y leptones de rayos gamma mediante la desintegración de protones.
Dada nuestra supuesta vida media del protón, los nucleones (protones y neutrones unidos) habrán pasado por aproximadamente 1.000 vidas medias cuando el universo tenga 10 años.43 años. Esto significa que habrá aproximadamente 0,5 · 1.000 (aproximadamente 10 −301 ) tantos nucleones; ya que se estima que hay 1080 protones hay actualmente en el universo, [41] ninguno quedará al final de la Era Degenerada. Efectivamente, toda la materia bariónica habrá sido transformada 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 éstas 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 y se superpondrá o superará a la Era de los Agujeros Negros. En una escala de tiempo de 1065 años Se teoriza que la materia sólida potencialmente reorganiza sus átomos y moléculas a través de túneles cuánticos , y puede comportarse como líquido y convertirse en esferas suaves 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 dimensiones superioresposiblemente con una vida media inferior a 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 los modelos físicos 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 esfaleron . [44] Tales violaciones de bariones/leptones tienen un número de 3 y solo pueden ocurrir en múltiplos 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.
después de las 10Dentro de 43 años, los agujeros negros dominarán el universo. Se evaporarán lentamente mediante la radiación de Hawking . [5] Un agujero negro con una masa de alrededor de 1 M ☉ desaparecerá en alrededor de 2 × 1064 años. Como la vida útil 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 plazo 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 hipotéticos gravitones . 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. Luego, el agujero proporciona una fuente temporal de luz durante la oscuridad general de la Era del Agujero Negro. 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]
Después de que todos los agujeros negros se hayan evaporado (y después de que toda la materia ordinaria formada por protones se haya desintegrado, si los protones son inestables), el universo estará casi vacío. Fotones , leptones , bariones , neutrinos , electrones y positrones volarán de un lugar a otro y casi nunca se encontrarán entre sí. Gravitacionalmente , el universo estará dominado por la materia oscura , los electrones y los positrones (no los protones ). [47]
En esta era, en la que sólo queda materia muy difusa, la actividad en el universo eventualmente disminuirá dramáticamente (en comparación con eras anteriores), con niveles de energía muy bajos y escalas de tiempo muy grandes, y los eventos tardarán mucho en ocurrir si alguna vez ocurren. suceder en absoluto. Los electrones y positrones que se desplazan por el espacio se encontrarán y ocasionalmente formarán átomos de positronio . Sin embargo, estas estructuras son inestables y sus partículas constituyentes eventualmente deben aniquilarse. Sin embargo, la mayoría de los electrones y positrones permanecerán libres. [48] Otros eventos de aniquilación de bajo nivel también tendrán lugar, aunque muy lentamente. El universo alcanza ahora un estado de energía extremadamente baja.
Si los protones no se desintegran, los objetos de masa estelar seguirán convirtiéndose en agujeros negros , aunque aún más lentamente. La siguiente línea de tiempo que supone que la desintegración de protones no ocurre.
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 10Dentro de 1500 años, la fusión fría que se produce mediante túneles cuánticos 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 deberían hacer que los núcleos pesados también se descompongan en hierro, dejando los objetos de masa estelar como frías esferas de hierro, llamadas estrellas de hierro . [13] Sin embargo, antes de que esto suceda, en algunas enanas negras se espera que el proceso reduzca su límite de Chandrasekhar, lo que resultará en una supernova en 101100 años. Se ha calculado que el silicio no degenerado forma un túnel hacia el hierro en aproximadamente 1032 000 años. [49]
Los túneles cuánticos también deberían convertir objetos grandes en agujeros negros , que (en estas escalas de tiempo) se evaporarán instantáneamente en partículas subatómicas. Dependiendo de las suposiciones realizadas, el tiempo que esto tarda en ocurrir se puede calcular a partir de 10 1026 años a 101076 años. Los túneles cuánticos también pueden hacer que las estrellas de hierro colapsen y se conviertan enestrellas de neutronesen aproximadamente 101076 años.[13]
Con la evaporación de 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 lentamente se enfríe hasta el cero absoluto . El universo alcanza ahora un estado energético aún más bajo que el mencionado anteriormente. [50] [51]
Cualquier evento que suceda más allá de esta era es altamente especulativo. Es posible que ocurra un evento Big Rip en un futuro lejano. [52] [53] 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 energía aún más baja. [54]
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 incluso las perturbaciones más pequeñas marcan la mayor diferencia en esta era, por lo que no se sabe qué sucederá o podría suceder con el espacio o el tiempo. Se percibe que las leyes de la "macrofísica" fracasarán y prevalecerán las leyes de la física cuántica. [8]
El universo posiblemente podría evitar la muerte eterna por calor a través de túneles cuánticos aleatorios y fluctuaciones cuánticas , dada la probabilidad distinta de cero de producir un nuevo Big Bang que cree un nuevo universo en aproximadamente 10 10 1056 años.[55]
Durante un período de tiempo infinito, también podría haber una disminución espontánea de la entropía , por una recurrencia de Poincaré o por fluctuaciones térmicas (ver también el teorema de la fluctuación ). [56] [57] [58]
Las enanas negras masivas también podrían explotar en supernovas después de hasta10 32 000 años , suponiendo que los protones no se desintegren. [59]
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 especulativa y la forma real de la 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 unión gravitacional (por ejemplo, supercúmulos de galaxias), en nuestro modelo la formación de agujeros negros eventualmente llega a su fin, 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 1014M ☉ .
