Futuro de um Universo em expansão
A maioria das observações sugere que a expansão do Universo continuará para sempre. A teoria predominante é que o Universo esfriará à medida que se expande, tornando-se frio demais para sustentar a vida. Por esta razão, este cenário futuro popularmente chamado de "Heat Death" agora é conhecido como "Big Chill" ou "Big Freeze".
A expansão infinita não determina a curvatura espacial geral do Universo. Pode ser aberto (com curvatura espacial negativa), plano ou fechado (curvatura espacial positiva), embora, se estiver fechado, deve haver energia escura suficiente para neutralizar as forças gravitacionais ou então o Universo terminará em um Big Crunch. Observações da radiação cósmica de fundo pela Wilkinson Microwave Anisotropy Probe e pela missão Planck sugerem que o Universo é espacialmente plano e tem uma quantidade significativa de energia escura. Nesse caso, o Universo deve continuar a se expandir em ritmo acelerado. A aceleração da expansão do Universo também foi confirmada por observações de supernovas distantes. Se, como no modelo de concordância da cosmologia física (Lambda-matéria escura fria ou ΛCDM), a energia escura estiver na forma de uma constante cosmológica, a expansão acabará se tornando exponencial, com o tamanho do Universo dobrando a uma taxa constante.
Na década de 1970, o futuro de um Universo em expansão foi estudado pelo astrofísico Jamal Islam e pelo físico Freeman Dyson. Então, em seu livro de 1999 The Five Ages of the Universe (As Cinco Eras do Universo), os astrofísicos Fred Adams e Gregory Laughlin dividiram a história passada e futura de um Universo em expansão em cinco eras. A primeira, a Era Primordial, é a época no passado logo após o Big Bang, quando as estrelas ainda não haviam se formado. A segunda, a Era Estelífera, inclui os dias atuais e todas as estrelas e galáxias agora vistas. É o tempo durante o qual as estrelas se formam a partir de nuvens de gás em colapso. Na Era Degenerada subsequente, as estrelas terão queimado, deixando todos os objetos de massa estelar como remanescentes estelares, anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros. Na Era do Buraco Negro, anãs brancas, estrelas de nêutrons e outros objetos astronômicos menores foram destruídos pelo decaimento de prótons, deixando apenas buracos negros. Finalmente, na Era das Trevas, até os buracos negros desapareceram, deixando apenas um gás diluído de fótons e léptons.
A Era Estelífera
O universo observável tem atualmente 1.38×1010 (13.8 bilhões de anos). Desta vez é na Era Estelífera. Cerca de 155 milhões de anos após o Big Bang, a primeira estrela se formou. Desde então, as estrelas se formaram pelo colapso de pequenas e densas regiões centrais em grandes e frias nuvens moleculares de gás de hidrogênio. A princípio, isso produz uma protoestrela, que é quente e brilhante por causa da energia gerada pela contração gravitacional. Depois que a protoestrela se contrai por um tempo, seu núcleo pode ficar quente o suficiente para fundir hidrogênio, se exceder a massa crítica, um processo chamado 'ignição estelar', e sua vida como estrela começará adequadamente.
Era Degenerada
O universo ficará extremamente escuro depois que as últimas estrelas queimarem. Mesmo assim, ainda pode haver luz ocasional no universo. Uma das maneiras pelas quais o universo pode ser iluminado é se duas anãs brancas de carbono-oxigênio com uma massa combinada de mais do que o limite de Chandrasekhar de cerca de 1.4 massas solares se fundirem. O objeto resultante sofrerá então uma fusão termonuclear descontrolada, produzindo uma supernova tipo Ia e dissipando a escuridão da Era Degenerada por algumas semanas. Estrelas de nêutrons também podem colidir, formando supernovas ainda mais brilhantes e dissipando até 6 massas solares de gás degenerado no meio interestelar. A matéria resultante dessas supernovas poderia criar novas estrelas. Se a massa combinada não estiver acima do limite de Chandrasekhar, mas for maior que a massa mínima para fundir carbono (cerca de 0.9 M☉), uma estrela de carbono poderia ser produzida, com vida útil de cerca de 106
A linha do tempo a seguir assume que os prótons decaem. A evolução subsequente do universo depende da possibilidade e taxa de decaimento de prótons. Evidências experimentais mostram que, se o próton é instável, ele tem uma meia-vida de pelo menos 1035
Núcleões começam a decair
Suspeita-se também que os nêutrons ligados aos núcleos decaiam com uma meia-vida comparável à dos prótons. Planetas (objetos subestelares) decairiam em um processo simples em cascata de elementos mais pesados para hidrogênio puro enquanto irradiavam energia. Se o próton não decair, os objetos estelares ainda desapareceriam, mas mais lentamente. Veja Futuro sem decaimento de prótons abaixo. Meias-vidas de prótons mais curtas ou mais longas irão acelerar ou desacelerar o processo. Isso significa que após 1040
Todos os núcleons decaem
Dada nossa suposta meia-vida de próton, os núcleons (prótons e nêutrons ligados) terão sofrido cerca de 1.000 meias-vidas quando o universo tiver 1043 ) de núcleons; como há uma estimativa de 1080
Se os prótons decaem em processos nucleares de ordem superior
Se o próton não decair de acordo com as teorias descritas acima, a Era Degenerada durará mais e se sobreporá ou ultrapassará a Era do Buraco Negro. Em uma escala de tempo de 1065 Estimativa de 2018 da vida útil do Modelo Padrão antes do colapso de um falso vácuo; O intervalo de confiança de 95% é de 1065 Embora os prótons sejam estáveis na física do Modelo Padrão, uma anomalia quântica pode existir no nível eletrofraco, o que pode fazer com que grupos de bárions (prótons e nêutrons) se aniquilem em antiléptons através da transição esfaleron. Tais violações de bárions/léptons têm número 3 e só podem ocorrer em múltiplos ou grupos de três bárions, o que pode restringir ou proibir tais eventos. Nenhuma evidência experimental de esfaleron ainda foi observada em baixos níveis de energia, embora se acredite que ocorram regularmente em altas energias e temperaturas.
Era do Buraco Negro
Prevê-se que os maiores buracos negros do universo continuem a crescer. Buracos negros maiores de até 1014 A radiação Hawking tem um espectro térmico. Durante a maior parte da vida de um buraco negro, a radiação tem uma temperatura baixa e está principalmente na forma de partículas sem massa, como fótons e grávitons hipotéticos. À medida que a massa do buraco negro diminui, sua temperatura aumenta, tornando-se comparável à do Sol quando a massa do buraco negro diminui para 1019
Era das Trevas e Era dos Fótons
Depois que todos os buracos negros tiverem evaporado (e depois que toda a matéria comum feita de prótons se desintegrar, se os prótons forem instáveis), o universo estará quase vazio. Fótons, bárions, neutrinos, elétrons e pósitrons voarão de um lugar para outro, quase nunca se encontrando. Gravitacionalmente, o universo será dominado por matéria escura, elétrons e pósitrons (não prótons). Nesta era, com apenas matéria muito difusa remanescente, a atividade no universo terá diminuído drasticamente (em comparação com eras anteriores), com níveis de energia muito baixos e escalas de tempo muito grandes. Elétrons e pósitrons vagando pelo espaço se encontrarão e ocasionalmente formarão átomos de positrônio. Essas estruturas são instáveis, no entanto, e suas partículas constituintes devem eventualmente se aniquilar. No entanto, a maioria dos elétrons e pósitrons permanecerão livres. Outros eventos de aniquilação de baixo nível também ocorrerão, embora muito lentamente. O universo agora atinge um estado de energia extremamente baixa.
Se os prótons não decaírem, os objetos de massa estelar ainda se tornarão buracos negros, mas mais lentamente. A linha do tempo a seguir assume que o decaimento de prótons não ocorre. Estimativa de 2018 da vida útil do Modelo Padrão antes do colapso de um falso vácuo; O intervalo de confiança de 95% é de 1058
Era do Buraco Negro
O tunelamento quântico também deve transformar objetos grandes em buracos negros, que (nessas escalas de tempo) evaporarão instantaneamente em partículas subatômicas. Dependendo das suposições feitas, o tempo que isso leva para acontecer pode ser calculado de 101026
Era Escura (sem decaimento de prótons)
Com os buracos negros evaporando, toda a matéria bariônica terá agora decaído em partículas subatômicas (elétrons, nêutrons, prótons e quarks). O universo é agora um vácuo quase puro (possivelmente acompanhado da presença de um falso vácuo). A expansão do universo lentamente o esfria até o zero absoluto.
É possível que um evento Big Rip possa ocorrer em um futuro distante. Essa singularidade ocorreria em um fator de escala finito. Se o estado de vácuo atual for um vácuo falso, o vácuo pode decair para um estado de energia mais baixa. Presumivelmente, estados extremos de baixa energia implicam que eventos quânticos localizados se tornem grandes fenômenos macroscópicos em vez de eventos microscópicos desprezíveis porque as menores perturbações fazem a maior diferença nesta era, então não há como dizer o que pode acontecer com o espaço ou o tempo. Percebe-se que as leis da "macrofísica" serão quebradas e as leis da física quântica prevalecerão. O universo poderia evitar a morte eterna por calor através de tunelamento quântico aleatório e flutuações quânticas, dada a probabilidade diferente de zero de produzir um novo Big Bang em aproximadamente 10101056 Ao longo de uma quantidade infinita de tempo, pode haver uma diminuição espontânea da entropia, por uma recorrência de Poincaré ou por flutuações térmicas (veja também o Teorema de flutuação).
