Avenir d'un univers en expansion - Future of an expanding universe

La plupart des observations suggèrent que l' expansion de l' univers se poursuivra pour toujours. Si tel est le cas, une théorie populaire veut que l'univers se refroidisse au fur et à mesure qu'il s'étend, devenant finalement trop froid pour maintenir la vie . Pour cette raison, ce futur scénario autrefois communément appelé " Heat Death " est maintenant connu sous le nom de " Big Chill " ou " Big Freeze ".

Si l'énergie noire - représentée par la constante cosmologique , une densité d'énergie constante remplissant l'espace de manière homogène, ou des champs scalaires , tels que la quintessence ou les modules , des quantités dynamiques dont la densité d'énergie peut varier dans le temps et dans l'espace - accélère l'expansion de l'univers, alors l'espace entre les amas de galaxies va croître à un rythme croissant. Redshift étendra les anciens photons entrants (même les rayons gamma) à des longueurs d'onde indétectables et à de faibles énergies. On s'attend à ce que les étoiles se forment normalement pendant 10 12 à 10 14 (1 à 100 billions) d'années, mais finalement, l'approvisionnement en gaz nécessaire à la formation des étoiles sera épuisé. Alors que les étoiles existantes manquent de carburant et cessent de briller, l'univers s'assombrira lentement et inexorablement. Selon les théories qui prédisent la désintégration du proton , les restes stellaires laissés derrière disparaîtront, ne laissant derrière eux que des trous noirs , qui eux-mêmes finiront par disparaître en émettant un rayonnement de Hawking . En fin de compte, si l'univers atteint l'équilibre thermodynamique , un état dans lequel la température approche une valeur uniforme, aucun autre travail ne sera possible, entraînant une mort thermique finale de l'univers.

Cosmologie

L'expansion infinie ne détermine pas la courbure spatiale globale de l'univers . Il peut être ouvert (avec une courbure spatiale négative), plat ou fermé (courbure spatiale positive), bien que s'il est fermé, une énergie noire suffisante doit être présente pour contrer les forces gravitationnelles, sinon l'univers se terminera par un Big Crunch .

Les observations du rayonnement de fond cosmique par la sonde d'anisotropie micro-onde Wilkinson et la mission Planck suggèrent que l'univers est spatialement plat et a une quantité importante d' énergie noire . Dans ce cas, l'univers devrait continuer à s'étendre à un rythme accéléré. L'accélération de l'expansion de l'univers a également été confirmée par des observations de supernovae lointaines . Si, comme dans le modèle de concordance de la cosmologie physique (matière noire froide Lambda ou ΛCDM), l'énergie noire se présente sous la forme d'une constante cosmologique , l'expansion finira par devenir exponentielle, la taille de l'univers doublant à un rythme constant.

Si la théorie de l' inflation est vraie, l'univers a traversé un épisode dominé par une autre forme d'énergie noire dans les premiers instants du Big Bang ; mais l'inflation a pris fin, indiquant une équation d'état beaucoup plus compliquée que celles supposées jusqu'à présent pour l'énergie noire actuelle. Il est possible que l'équation d'état de l'énergie noire change à nouveau, entraînant un événement qui aurait des conséquences extrêmement difficiles à paramétrer ou à prévoir.

Histoire future

Dans les années 1970, l'avenir d'un univers en expansion a été étudié par l'astrophysicien Jamal Islam et le physicien Freeman Dyson . Puis, dans leur livre de 1999 Les cinq âges de l'univers , les astrophysiciens Fred Adams et Gregory Laughlin ont divisé l'histoire passée et future d'un univers en expansion en cinq ères. La première, l' ère primordiale , est la période dans le passé juste après le Big Bang où les étoiles ne s'étaient pas encore formées. La seconde, l' ère stellifère , comprend l'époque actuelle et toutes les étoiles et galaxies observées aujourd'hui. C'est le temps pendant lequel les étoiles se forment à partir de nuages ​​de gaz qui s'effondrent . Dans l' ère dégénérée suivante , les étoiles se seront éteintes, laissant tous les objets de masse stellaire comme restes stellaires - naines blanches , étoiles à neutrons et trous noirs . À l' époque du trou noir , des naines blanches, des étoiles à neutrons et d'autres objets astronomiques plus petits ont été détruits par la désintégration du proton , ne laissant que des trous noirs. Enfin, à l' ère sombre , même les trous noirs ont disparu, ne laissant qu'un gaz dilué de photons et de leptons .

Cette histoire future et la chronologie ci-dessous supposent l'expansion continue de l'univers. Si l'espace dans l'univers commence à se contracter, les événements ultérieurs de la chronologie peuvent ne pas se produire car le Big Crunch , l'effondrement de l'univers dans un état chaud et dense similaire à celui qui a suivi le Big Bang, surviendra.

Chronologie

L'ère stellifère

Depuis le présent jusqu'à environ 10 14 (100 000 milliards) d'années après le Big Bang

L'univers observable a actuellement 1,38 × 10 10 (13,8 milliards) d'années. Cette fois, c'est à l'ère stellifère. Environ 155 millions d'années après le Big Bang, la première étoile s'est formée. Depuis lors, les étoiles se sont formées par l'effondrement de petites régions centrales denses dans de grands nuages ​​moléculaires froids d' hydrogène gazeux. Au début, cela produit une protoétoile , qui est chaude et brillante en raison de l'énergie générée par la contraction gravitationnelle . Après que la protoétoile se soit contractée pendant un certain temps, son noyau pourrait devenir suffisamment chaud pour fusionner l' hydrogène, s'il dépasse la masse critique, un processus appelé « allumage stellaire », et sa durée de vie en tant qu'étoile commencera correctement.

Les étoiles de très faible masse finiront par épuiser tout leur hydrogène fusible et deviendront alors des naines blanches à l' hélium . Les étoiles de masse faible à moyenne, comme notre propre soleil , expulseront une partie de leur masse sous forme de nébuleuse planétaire et finiront par devenir des naines blanches ; des étoiles plus massives exploseront dans une supernova avec effondrement du cœur , laissant derrière elles des étoiles à neutrons ou des trous noirs . Dans tous les cas, bien qu'une partie de la matière de l'étoile puisse être renvoyée dans le milieu interstellaire , il restera un résidu dégénéré dont la masse ne sera pas renvoyée au milieu interstellaire. Par conséquent, l'approvisionnement en gaz disponible pour la formation d'étoiles s'épuise régulièrement.

La Voie lactée et la galaxie d'Andromède fusionnent en une seule

Dans 4 à 8 milliards d'années (17,8 à 21,8 milliards d'années après le Big Bang)

La galaxie d'Andromède est actuellement à environ 2,5 millions d'années-lumière de notre galaxie, la Voie lactée , et elles se rapprochent l'une de l'autre à environ 300 kilomètres (186 miles) par seconde. Dans environ cinq milliards d'années, ou 19 milliards d'années après le Big Bang, la Voie lactée et la galaxie d'Andromède entreront en collision et fusionneront en une grande galaxie sur la base des preuves actuelles. Jusqu'en 2012, il n'y avait aucun moyen de confirmer si la collision possible allait se produire ou non. En 2012, les chercheurs sont arrivés à la conclusion que la collision était définitive après avoir utilisé le télescope spatial Hubble entre 2002 et 2010 pour suivre le mouvement d'Andromède. Cela se traduit par la formation de Milkdromeda (également connu sous le nom de Milkomeda ).

22 milliards d'années dans le futur est la fin la plus précoce possible de l'Univers dans le scénario Big Rip , en supposant un modèle d' énergie noire avec w = -1,5 .

Une fausse décroissance du vide peut se produire dans 20 à 30 milliards d'années si le champ de boson de Higgs est métastable.

La coalescence du groupe local et les galaxies en dehors du superamas local ne sont plus accessibles

10 11 (100 milliards) à 10 12 (1 000 milliards) ans

Les galaxies du groupe local , l'amas de galaxies qui comprend la Voie lactée et la galaxie d'Andromède, sont liées gravitationnellement les unes aux autres. On s'attend à ce qu'entre 10 11 (100 milliards) et 10 12 (1 000 milliards) d'années à partir de maintenant, leurs orbites se désintègrent et l'ensemble du Groupe Local fusionne en une seule grande galaxie.

En supposant que l'énergie noire continue de faire s'étendre l'univers à un rythme accéléré, dans environ 150 milliards d'années, toutes les galaxies en dehors du superamas local passeront derrière l' horizon cosmologique . Il sera alors impossible que les événements du Superamas Local affectent d'autres galaxies. De même, il sera impossible pour les événements après 150 milliards d'années, comme le voient les observateurs des galaxies lointaines, d'affecter les événements dans le superamas local. Cependant, un observateur dans le superamas local continuera à voir des galaxies lointaines, mais les événements qu'il observe deviendront exponentiellement plus décalés vers le rouge à mesure que la galaxie s'approche de l'horizon jusqu'à ce que le temps dans la galaxie lointaine semble s'arrêter. L'observateur dans le superamas local n'observe jamais les événements après 150 milliards d'années dans leur heure locale, et finalement toute la lumière et le rayonnement de fond se trouvant à l'extérieur du superamas local sembleront clignoter à mesure que la lumière devient si décalée vers le rouge que sa longueur d'onde est devenue plus longue que le diamètre physique. de l'horizon.

Techniquement, il faudra un temps infiniment long pour que toute interaction causale entre le Superamas Local et cette lumière cesse. Cependant, en raison du décalage vers le rouge expliqué ci-dessus, la lumière ne sera pas nécessairement observée pendant un temps infini, et après 150 milliards d'années, aucune nouvelle interaction causale ne sera observée.

Par conséquent, après 150 milliards d'années, le transport et la communication intergalactiques au-delà du superamas local deviennent causalement impossibles.

Les luminosités des galaxies commencent à diminuer

8 × 10 11 (800 milliards) d'années

Dans 8 × 10 11 (800 milliards) d'années, les luminosités des différentes galaxies, approximativement similaires jusqu'alors à celles actuelles grâce à la luminosité croissante des étoiles restantes au fur et à mesure qu'elles vieillissent, commenceront à diminuer, à mesure que le rouge moins massif les étoiles naines commencent à mourir en naines blanches .

Les galaxies en dehors du superamas local ne sont plus détectables

2 × 10 12 (2 000 milliards) ans

Dans 2 × 10 12 (2 billions) d'années, toutes les galaxies en dehors du superamas local seront décalées vers le rouge à un point tel que même les rayons gamma qu'elles émettent auront des longueurs d'onde plus longues que la taille de l' univers observable de l'époque. Par conséquent, ces galaxies ne seront plus détectables en aucune façon.

Ère dégénérée

De 10 14 (100 000 milliards) à 10 40 (10 duodécillions) ans

D'ici 10 à 14 (100 billions) d'années, la formation d'étoiles prendra fin, laissant tous les objets stellaires sous la forme de vestiges dégénérés . Si les protons ne se désintègrent pas , les objets de masse stellaire disparaîtront plus lentement, prolongeant ainsi la durée de cette ère .

La formation d'étoiles cesse

10 12-14 (1-100 trillions) ans

D'ici 10 à 14 (100 billions) d'années, la formation d'étoiles prendra fin. Cette période, connue sous le nom d'« ère dégénérée », durera jusqu'à ce que les restes dégénérés se désintègrent enfin. Les étoiles les moins massives mettent le plus de temps à épuiser leur carburant hydrogène (voir évolution stellaire ). Ainsi, les étoiles vivantes les plus longues de l'univers sont des naines rouges de faible masse , avec une masse d'environ 0,08 masse solaire ( M ), qui ont une durée de vie de plus de 10 13 (10 000 milliards) d'années. Par coïncidence, cela est comparable à la durée pendant laquelle la formation des étoiles a lieu. Une fois la formation des étoiles terminée et les naines rouges les moins massives épuiseront leur combustible, la fusion nucléaire cessera. Les naines rouges de faible masse se refroidiront et deviendront des naines noires . Les seuls objets restants avec une masse supérieure à celle de la planète seront les naines brunes , avec une masse inférieure à 0,08  M , et les restes dégénérés ; des naines blanches , produites par des étoiles dont les masses initiales se situent entre environ 0,08 et 8 masses solaires ; et les étoiles à neutrons et les trous noirs , produits par des étoiles dont les masses initiales sont supérieures à 8  M . La majeure partie de la masse de cette collection, environ 90 %, sera sous forme de naines blanches. En l'absence de toute source d'énergie, tous ces corps autrefois lumineux se refroidiront et s'évanouiront.

L'univers deviendra extrêmement sombre après l'extinction des dernières étoiles. Même ainsi, il peut encore y avoir de la lumière occasionnelle dans l'univers. L'un des moyens d'éclairer l'univers est de fusionner deux naines blanches carbone - oxygène avec une masse combinée supérieure à la limite de Chandrasekhar d'environ 1,4 masse solaire. L'objet résultant subira ensuite une fusion thermonucléaire incontrôlable, produisant une supernova de type Ia et dissipant l'obscurité de l'ère dégénérée pendant quelques semaines. Les étoiles à neutrons pourraient également entrer en collision, formant des supernovae encore plus brillantes et dissipant jusqu'à 6 masses solaires de gaz dégénéré dans le milieu interstellaire. La matière résultante de ces supernovae pourrait potentiellement créer de nouvelles étoiles. Si la masse combinée n'est pas supérieure à la limite de Chandrasekhar mais est supérieure à la masse minimale pour fusionner le carbone (environ 0,9  M ), une étoile de carbone pourrait être produite, avec une durée de vie d'environ 10 6 (1 million) ans. De plus, si deux naines blanches à l'hélium avec une masse combinée d'au moins 0,3  M entrent en collision, une étoile à hélium peut être produite, avec une durée de vie de quelques centaines de millions d'années. Enfin, les naines brunes peuvent former de nouvelles étoiles entrant en collision les unes avec les autres pour former une étoile naine rouge , qui peut survivre pendant 10 13 (10 billions) d'années, ou accréter du gaz à des taux très lents du milieu interstellaire restant jusqu'à ce qu'elles aient suffisamment de masse pour démarrer l' hydrogène brûlant comme des naines rouges aussi. Ce processus, du moins sur les naines blanches, pourrait également induire des supernovae de type Ia.

Les planètes tombent ou sont projetées des orbites par une rencontre rapprochée avec une autre étoile

10 15 (1 quadrillion) ans

Au fil du temps, les orbites des planètes se désintégreront en raison du rayonnement gravitationnel , ou les planètes seront éjectées de leurs systèmes locaux par des perturbations gravitationnelles causées par des rencontres avec un autre vestige stellaire .

Des restes stellaires s'échappent des galaxies ou tombent dans des trous noirs

10 19 à 10 20 (10 à 100 quintillions) ans

Au fil du temps, les objets d'une galaxie échangent de l'énergie cinétique dans un processus appelé relaxation dynamique , ce qui fait que leur distribution de vitesse se rapproche de la distribution de Maxwell-Boltzmann . La relaxation dynamique peut procéder soit par des rencontres rapprochées de deux étoiles, soit par des rencontres distantes moins violentes mais plus fréquentes. Dans le cas d'une rencontre rapprochée, deux naines brunes ou restes stellaires passeront à proximité l'une de l'autre. Lorsque cela se produit, les trajectoires des objets impliqués dans la rencontre rapprochée changent légèrement, de telle sorte que leurs énergies cinétiques sont plus proches qu'auparavant. Après un grand nombre de rencontres, les objets plus légers ont donc tendance à gagner de la vitesse tandis que les objets plus lourds la perdent.

En raison de la relaxation dynamique, certains objets gagneront juste assez d'énergie pour atteindre la vitesse de fuite galactique et quitter la galaxie, laissant derrière eux une galaxie plus petite et plus dense. Les rencontres étant plus fréquentes dans cette galaxie plus dense, le processus s'accélère alors. Le résultat final est que la plupart des objets (90% à 99%) sont éjectés de la galaxie, laissant une petite fraction (peut-être 1% à 10%) qui tombe dans le trou noir supermassif central . Il a été suggéré que la matière des restes tombés formera un disque d'accrétion autour d'elle qui créera un quasar , tant qu'il y aura suffisamment de matière à cet endroit.

Ionisation possible de la matière

>10 dans 23 ans

Dans un univers en expansion avec une densité décroissante et une constante cosmologique non nulle , la densité de matière atteindrait zéro, ce qui ferait que la plupart de la matière, à l'exception des naines noires , des étoiles à neutrons , des trous noirs et des planètes, s'ioniserait et se dissiperait à l' équilibre thermique .

L'avenir avec la désintégration du proton

La chronologie suivante suppose que les protons se désintègrent.

Chance : 10 34 (10 décillions) – 10 39 ans (1 duodecillion)

L'évolution ultérieure de l'univers dépend de la possibilité et du taux de désintégration du proton . Des preuves expérimentales montrent que si le proton est instable, il a une demi-vie d'au moins 10 34 ans. Certaines des théories de la Grande Unification (GUT) prédisent une instabilité du proton à long terme entre 10 31 et 10 36 ans, avec la limite supérieure de la désintégration du proton standard (non supersymétrique) à 1,4 × 10 36 ans et une limite supérieure globale maximale pour tout désintégration du proton (y compris les modèles de supersymétrie ) à 6 × 10 39 ans. Des recherches récentes montrant que la durée de vie du proton (si instable) est égale ou supérieure à 10 34 – 10 35 ans excluent les GUT plus simples et la plupart des modèles non supersymétriques.

Les nucléons commencent à se désintégrer

Les neutrons liés aux noyaux sont également soupçonnés de se désintégrer avec une demi-vie comparable à celle des protons. Les planètes (objets substellaires) se désintégreraient dans un simple processus en cascade d'éléments plus lourds à l'hydrogène pur tout en émettant de l'énergie.

Si le proton ne se désintègre pas du tout, les objets stellaires disparaîtront toujours, mais plus lentement. Voir Futur sans désintégration du proton ci-dessous.

Des demi-vies de proton plus courtes ou plus longues accéléreront ou ralentiront le processus. Cela signifie qu'après 10 à 37 ans (la demi-vie maximale du proton utilisée par Adams & Laughlin (1997)), la moitié de toute la matière baryonique aura été convertie en photons gamma et en leptons par désintégration du proton.

Tous les nucléons se désintègrent

10 40 (10 duodécillions) ans

Compte tenu de notre demi-vie supposée du proton, les nucléons (protons et neutrons liés) auront subi environ 1 000 demi-vies au moment où l'univers aura 10 à 40 ans. Cela signifie qu'il y aura environ 0,5 1 000 (environ 10 -301 ) autant de nucléons ; comme il y a actuellement environ 10 80 protons dans l'univers, aucun n'en restera à la fin de l'âge dégénéré. En effet, toute la matière baryonique aura été transformée en photons et leptons . Certains modèles prédisent la formation d' atomes de positronium stables avec des diamètres supérieurs au diamètre actuel de l'univers observable (environ 6 · 10 34 mètres) en 10 85 ans, et que ceux-ci se désintégreront à leur tour en rayonnement gamma en 10 141 ans.

Les trous noirs supermassifs sont tout ce qui reste des galaxies une fois que tous les protons se désintègrent, mais même ces géants ne sont pas immortels.

Si les protons se désintègrent sur des processus nucléaires d'ordre supérieur

Chance : 10 65 à 10 200 ans

Si le proton ne se désintègre pas selon les théories décrites ci-dessus, alors l'ère dégénérée durera plus longtemps et chevauchera ou dépassera l'ère du trou noir. Sur une échelle de temps de 10 à 65 ans, la matière solide est théorisée pour réarranger potentiellement ses atomes et molécules via l'effet tunnel quantique , et peut se comporter comme un liquide et devenir des sphères lisses en raison de la diffusion et de la gravité. Les objets stellaires dégénérés peuvent potentiellement encore subir une désintégration du proton, par exemple via des processus impliquant l' anomalie Adler-Bell-Jackiw , des trous noirs virtuels ou une supersymétrie de dimension supérieure, éventuellement avec une demi-vie inférieure à 10 200 ans.

>10 dans 139 ans

Estimation 2018 de la durée de vie du modèle standard avant effondrement d'un faux vide ; L'intervalle de confiance à 95 % est de 10 58 à 10 241 ans, en partie à cause de l'incertitude concernant la masse du quark top .

>10 dans 150 ans

Bien que les protons soient stables dans la physique des modèles standard, une anomalie quantique peut exister au niveau électrofaible , ce qui peut provoquer l'annihilation de groupes de baryons (protons et neutrons) en antileptons via la transition sphalérone . De telles violations des baryons/leptons ont un nombre de 3 et ne peuvent se produire que dans des multiples ou des groupes de trois baryons, ce qui peut restreindre ou interdire de tels événements. Aucune preuve expérimentale de sphalérones n'a encore été observée à de faibles niveaux d'énergie, bien qu'on pense qu'ils se produisent régulièrement à des énergies et des températures élevées.

Le photon , l' électron , le positron et le neutrino sont maintenant les derniers vestiges de l'univers alors que le dernier des trous noirs supermassifs s'évapore.

L'ère du trou noir

10 40 (10 duodécillions) ans à environ 10 100 (1 googol ) ans, jusqu'à 10 108 ans pour les plus grands trous noirs supermassifs

Après 10 40  ans, les trous noirs domineront l'univers. Ils s'évaporent lentement via le rayonnement de Hawking .  Un trou noir d'une masse d'environ 1  M disparaîtra dans environ 2 × 10 66 ans. Comme la durée de vie d'un trou noir est proportionnelle au cube de sa masse, les trous noirs plus massifs mettent plus de temps à se désintégrer. Un trou noir super avec une masse de 10 11 (100 milliards) M s'évapore à environ 2 × 10 99 ans.

Les plus grands trous noirs de l'univers devraient continuer à se développer. Plus grands trous noirs allant jusqu'à 10 14 (100000000000000) M peuvent se former lors de l'effondrement des superamas de galaxies. Même ceux-ci s'évaporeraient sur une échelle de temps de 10 106 à 10 108 ans.

Le rayonnement de Hawking a un spectre thermique . Pendant la majeure partie de la durée de vie d'un trou noir, le rayonnement a une basse température et se présente principalement sous la forme de particules sans masse telles que des photons et des gravitons hypothétiques . Au fur et à mesure que la masse du trou noir diminue, sa température augmente, devenant comparable à celle du Soleil au moment où la masse du trou noir a diminué à 10 19 kilogrammes. Le trou fournit alors une source de lumière temporaire pendant l'obscurité générale de l'ère du trou noir. Au cours des dernières étapes de son évaporation, un trou noir émettra non seulement des particules sans masse, mais également des particules plus lourdes, telles que des électrons , des positons , des protons et des antiprotons .

L'ère sombre et l'âge des photons

A partir de 10 100 ans (10 duotrigintillions d' années ou 1 googol d'années)

Après que tous les trous noirs se soient évaporés (et après que toute la matière ordinaire constituée de protons se soit désintégrée, si les protons sont instables), l'univers sera presque vide. Les photons, les neutrinos, les électrons et les positons voleront d'un endroit à l'autre, ne se rencontrant presque jamais. Gravitationnellement, l' univers sera dominé par la matière noire , les électrons et les positons (pas les protons).

À cette époque, avec seulement de la matière très diffuse, l'activité dans l'univers aura considérablement diminué (par rapport aux époques précédentes), avec des niveaux d'énergie très faibles et des échelles de temps très grandes. Les électrons et les positons dérivant dans l'espace se rencontreront et formeront occasionnellement des atomes de positronium . Ces structures sont cependant instables et leurs particules constitutives doivent éventuellement s'annihiler. Cependant, la plupart des électrons et des positons resteront non liés. D'autres événements d'annihilation de bas niveau auront également lieu, bien que très lentement. L'univers atteint maintenant un état d'énergie extrêmement basse.

Avenir sans désintégration du proton

Si les protons ne se désintègrent pas, les objets de masse stellaire deviendront toujours des trous noirs , mais plus lentement. La chronologie suivante suppose que la désintégration du proton n'a pas lieu.

>10 dans 139 ans

Estimation 2018 de la durée de vie du modèle standard avant effondrement d'un faux vide ; L'intervalle de confiance à 95 % est de 10 58 à 10 241 ans, en partie à cause de l'incertitude concernant la masse du quark top .

Ère dégénérée

La matière se désintègre en fer

Dans 10 1100 à 10 32 000 ans

Dans 10 500 ans, la fusion froide se produisant par effet tunnel quantique devrait faire fusionner les noyaux légers des objets de masse stellaire en noyaux de fer-56 (voir isotopes du fer ). La fission et l' émission de particules alpha devraient également entraîner la désintégration des noyaux lourds en fer, laissant les objets de masse stellaire sous forme de sphères froides de fer, appelées étoiles de fer . Avant que cela ne se produise, chez certaines naines noires, le processus devrait abaisser leur limite de Chandrasekhar, entraînant une supernova dans 10 1100 ans. Le silicium non dégénéré a été calculé pour creuser un tunnel vers le fer dans environ 10 32 000 ans.

L'ère du trou noir

Effondrement des étoiles de fer en trous noirs

10 10 26 à 10 10 76 ans à partir de maintenant

L'effet tunnel quantique devrait également transformer de gros objets en trous noirs , qui (à ces échelles de temps) s'évaporeront instantanément en particules subatomiques. Selon les hypothèses retenues, le temps nécessaire pour que cela se produise peut être calculé de 10 10 26 ans à 10 10 76 ans. L'effet tunnel quantique pourrait également faire s'effondrer les étoiles de fer en étoiles à neutrons dans environ 10 10 76 ans.

Ère sombre (sans désintégration du proton)

10 10 76 ans

Avec les trous noirs évaporés, pratiquement aucune matière n'existe encore, l'univers étant devenu un vide presque pur (éventuellement accompagné d'un faux vide ). L'expansion de l'univers le refroidit lentement jusqu'au zéro absolu .

Au-delà

Au-delà de 10 2500 ans si la désintégration du proton se produit, ou 10 10 76 ans sans désintégration du proton

Il est possible qu'un événement Big Rip se produise loin dans le futur. Cette singularité aurait lieu à un facteur d'échelle fini.

Si l' état de vide actuel est un faux vide , le vide peut se désintégrer dans un état de plus faible énergie.

Vraisemblablement, les états de très basse énergie impliquent que les événements quantiques localisés deviennent des phénomènes macroscopiques majeurs plutôt que des événements microscopiques négligeables, car les plus petites perturbations font la plus grande différence à cette époque, donc on ne sait pas ce qui peut arriver à l'espace ou au temps. On s'aperçoit que les lois de la « macro-physique » s'effondreront et que les lois de la physique quantique prévaudront.

L'univers pourrait éventuellement éviter la mort thermique éternelle grâce à l'effet tunnel quantique aléatoire et aux fluctuations quantiques , étant donné la probabilité non nulle de produire un nouveau Big Bang dans environ 10 10 10 56 ans.

Sur un temps infini, il pourrait y avoir une diminution spontanée de l' entropie , par récurrence de Poincaré ou par fluctuations thermiques (voir aussi théorème des fluctuations ).

Les naines noires massives pourraient également exploser en supernovae après jusqu'à 10 32 000  ans , en supposant que les protons ne se désintègrent pas.

Les possibilités ci-dessus sont basées sur une forme simple d' énergie noire . Cependant, la physique de l'énergie noire reste un domaine de recherche très actif, et la forme réelle de l'énergie noire pourrait être beaucoup plus complexe. Par exemple, pendant l' inflation, l'énergie noire a affecté l'univers très différemment qu'aujourd'hui, il est donc possible que l'énergie noire puisse déclencher une autre période d'inflation dans le futur. Tant que l'énergie noire n'est pas mieux comprise, ses effets possibles sont extrêmement difficiles à prédire ou à paramétrer.

Chronologie graphique

Logarithmic scale

Voir également

Les références