Il destino ultimo dell'universo, ovvero se, come e quando si concluderà l'evoluzione dell'universo, è un argomento cosmologico che ha iniziato a essere dibattuto dopo la scoperta della sua espansione nel 1929 ad opera di Edwin Hubble, quando la nozione di un inizio e, di conseguenza, di una fine divenne soggetta all'investigazione scientifica. Fino ad allora, la visione di un'esistenza eterna e senza cambiamenti dell'universo aveva riservato il dibattuto a livello mitologico, religioso e filosofico (vedi escatologia).
Solo la teoria della relatività generale, poco tempo prima della scoperta di Hubble, aveva introdotto l'idea di un universo in evoluzione, ma il suo stesso autore, Albert Einstein, aveva cercato di modificarla per preservare l'idea radicata di un universo statico (vedi costante cosmologica). Nel contesto della scienza moderna, esistono diverse teorie in merito, che hanno la relatività generale come base.
Teorie scientifiche sul destino dell'universo Le teorie sull'universo possono essere divise in quattro categorie maggioritarie: teorie dell'universo eterno: sono quelle per cui, nonostante le osservazioni, l'universo è eterno come prima si pensava con la teoria dello stato stazionario; comprendono la teoria della luce stanca, la cosmologia del plasma e l'universo statico, nelle quali l'espansione e la gravità rimangono in equilibrio teorie dell'universo con esistenza apparentemente finita: in cui l'universo ha un inizio e una "fine" teorie del multiverso: in cui l'universo è parte di uno spazio più grande composto da tanti universi teorie dell'universo ciclico: in cui l'universo nasce e finisce per poi rinascere all'infinito
Il primo gruppo, detto di cosmologia non standard, che non si riconosce nella relatività e nella meccanica quantistica, è discusso in una voce specifica, perché nega l'idea stessa di una fine dell'universo e spesso anche l'idea di un Big Bang come previsto dal modello standard della cosmologia.
Tutte le teorie standard devono conciliarsi con la relatività generale, che fornisce uno sfondo teorico comune per le speculazioni cosmologiche. La maggior parte di queste teorie sono soluzioni delle equazioni della relatività generale, cambiando parametri come la densità media e la costante cosmologica. Le teorie su nascita, sviluppo e destino dell'universo che accettano il modello standard si possono anche dividere in due gruppi maggioritari a seconda della tipologia di evoluzione prevista:
teorie inflazionarie: inflazione semplice, inflazione eterna, teoria delle bolle teorie dell'universo ciclico:universo oscillante, Big Bounce, cosmologia ciclica conforme, universo ecpirotico
Ruolo della forma dell'universo
Nel modello del Big Bang, il destino ultimo dell'universo dipende dalla sua forma, e dall'ammontare dell'energia oscura in esso presente.
Universo chiuso
Dato il parametro di densità (Ω), se Ω>1, la geometria dello spazio è chiusa come la superficie di una sfera. La somma degli angoli di un triangolo è maggiore di 180 gradi e non esistono rette parallele; tutte le rette si incontrano ad un certo punto. La geometria di questo universo è, su larga scala, ellittica.
In un universo chiuso, quando manca l'effetto repulsivo dell'energia oscura, la gravità fermerebbe l'espansione dell'universo, che inizierebbe quindi a collassare in un'unica singolarità (Big Crunch) analoga al Big Bang. Ad ogni modo, se l'universo contiene una grande quantità di energia oscura (come suggerito da recenti scoperte), l'espansione può continuare indefinitamente anche se Ω>1.
Universo aperto
Se Ω<1, la geometria dello spazio è aperta, curva negativamente come la superficie di una sella. Gli angoli di un triangolo sommati danno un valore minore di 180 gradi, e le rette che non si incontrano non sono mai equidistanti; hanno un punto di distanza minima e continuano a separarsi. La geometria dell'universo è iperbolica.
Anche senza energia oscura, un universo curvo negativamente si espande indefinitamente, rallentando di poco il suo moto a causa della forza di gravità. Con l'energia oscura l'espansione non solo è continua, ma è pure in accelerazione. Le possibilità circa il destino ultimo di un universo aperto sono o il Big Freeze (e quindi una morte termica), o il Big Rip, in cui l'accelerazione provocata dall'energia oscura diventa così forte che supera gli effetti delle forze gravitazionale, elettromagnetica e nucleare debole.
Universo piatto Se la densità media dell'universo è esattamente uguale alla densità critica, ovvero Ω=1, allora la geometria dell'universo è piatta: come nella geometria euclidea la somma degli angoli di un triangolo è di 180 gradi, e le parallele sono sempre equidistanti e non si incontrano mai.
Senza energia oscura, un universo piatto si espande per sempre a un ritmo decrescente, raggiungendo asintoticamente lo zero. In presenza di energia oscura invece, l'espansione rallenta inizialmente, ma aumenta in seguito. Il destino ultimo di un universo piatto è simile a quello di un universo aperto: la morte termica, cioè un "Big Freeze", o il Big Rip. La maggior parte dei dati astrofisici sono interpretati come parte di un universo piatto. Però, secondo la teoria dell'inflazione eterna, sostenuta da dati osservativi, l'espansione continua comunque in maniera caotica (inflazione caotica) e in ogni direzione ma a densità diversa, fino a formare bolle di infiniti universi: alcuni sono destinati a finire in un Big Rip, altri no, e l'intero universo sarebbe eternamente esistente.
Teorie sulla fine dell'universo Il destino dell'universo è determinato dalla densità dell'universo, come visto sopra. La maggior parte delle prove raccolte finora, basate su misurazioni della velocità d'espansione e della densità di massa, sostengono che l'universo non collasserà, poiché spinto dall'energia oscura, una forza disgregante che per ora è più potente della materia oscura e della gravità, che sono invece forze attrattive.
I principali modelli evolutivi dell'universo più diffusi tra i cosmologi sono l'inflazione (specialmente la variante dell'inflazione eterna) e l'universo oscillante o modello ciclico.
Teorie dell'universo con esistenza apparentemente finita Big Freeze e morte termica
Il Big Freeze (o Big Chill) è uno scenario in cui la continua espansione provocherebbe un universo troppo freddo per sostenere la vita. Potrebbe avvenire nel caso di una geometria piatta o iperbolica, poiché tali sistemi sono condizione necessaria per la continua espansione dell'universo. La teoria è sostenuta, almeno per quanto riguarda l'universo osservabile, dalla maggioranza dei fisici e dei cosmologi.
L'universo raggiungerebbe uno stato di massima entropia in cui tutto risulterebbe essere omogeneo e non vi sarebbero gradienti. L'espansione accelerata a causa dell'energia oscura supera la gravità della materia oscura e della materia normale. Per esempio, questa è una possibile cronologia, basata sulle teorie fisiche contemporanee, di un universo aperto che va incontro ad una morte termica:
1014 anni: tutte le stelle si sono raffreddate 1015 anni: tutti i pianeti si sono separati dalle stelle 1019 anni: la maggior parte delle stelle si è separata dalle galassie 1020 anni: le orbite di ogni tipo sono decadute a causa delle onde gravitazionali 1031 anni: decadimento del protone, se le teorie di grande unificazione sono giuste 1064 anni: i buchi neri stellari evaporano in base al processo di Hawking 1065 anni: tutta la materia è diventata un liquido allo zero assoluto 10100 anni: i buchi neri supermassicci evaporano in base al processo di Hawking (che però ha affermato che non tutte le informazioni scompaiano, per non violare le leggi della termodinamica) : tutta la materia decade in ferro (se il protone non è decaduto prima) : limite inferiore affinché tutta la materia venga inglobata in buchi neri : limite superiore affinché tutta la materia venga inglobata in buchi neri.
Alla fine la materia e l'energia si dissolveranno anch'esse, i buchi neri assorbiranno il restante, evaporando poi tramite la radiazione di Hawking; solo i fotoni continueranno ad esistere, senza gravità. Alcuni scienziati, che accettano il modello, sostengono che il tempo si fermerà e si annulleranno le dimensioni e le distanze. Questa teoria è basata sulla costante di Hubble, ed è sostenuta da molti fisici, tra cui Alexei Filippenko (uno degli scopritori dell'energia oscura); era considerata verosimile anche da Margherita Hack.Walter Ferreri, Pippo Battaglia, Margherita Hack, Origine e fine dell'universo Con il multiverso è la teoria oggi più diffusa fra i fisici teorici. Stephen Hawking ha sostenuto che non si può affermare che l'universo ha avuto un vero inizio o che avrà una vera fine.
Futuro dell'universo espanso Quello che succede oltre 101500 anni è speculativo. Se lo stato di vuoto corrente è un falso vuoto, il vuoto può decadere in uno stato di energia più bassa (disastro della metastabilità del vuoto).Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; and Weinberg, Nevin N. (2003). "Phantom energy and cosmic doomsday". arXiv:astro-ph/0302506. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301.Adams & Laughlin (1997), §VE.
Presumibilmente, gli stati estremi di bassa energia implicano che gli eventi quantici localizzati diventino fenomeni macroscopici maggiori piuttosto che trascurabili eventi microscopici, perché le perturbazioni più piccole fanno la differenza più grande in questa era (come accade negli stati anomali della materia, ad esempio il condensato di Bose-Einstein), quindi non si può dire cosa può accadere nello spazio o nel tempo. Si percepisce che le leggi della "macro-fisica" verranno meno e prevarranno le leggi della "fisica quantistica".Adams & Laughlin (1997), §VID
L'universo potrebbe evitare la morte termica attraverso il tunneling quantistico casuale, le transizioni quantistiche e le fluttuazioni quantistiche, data la probabilità non nulla (circa Carroll, Sean M. and Chen, Jennifer (2004). "Spontaneous Inflation and Origin of the Arrow of Time". arXiv:hep-th/0410270. Bibcode:2004hep.th...10270C.), di produrre un nuovo Big Bang.
In un tempo infinito potrebbe esserci una diminuzione spontanea dell'entropia, come predicibile dal teorema di ricorrenza di Poincaré, che predica come in certi momenti possa essere contraddetto il secondo principio della termodinamica.Tegmark, Max (2003) "Parallel Universes". arXiv:astro-ph/0302131. Bibcode:2003SciAm.288e..40T. doi:10.1038/scientificamerican0503-40.Werlang, T., Ribeiro, G. A. P. and Rigolin, Gustavo (2012) "Interplay between quantum phase transitions and the behavior of quantum correlations at finite temperatures". arXiv:1205.1046. Bibcode:2012IJMPB..2745032W. doi:10.1142/S021797921345032X.Xing, Xiu-San (2007) "Spontaneous entropy decrease and its statistical formula". arXiv:0710.4624. Bibcode:2007arXiv0710.4624X.Linde, Andrei (2007) "Sinks in the Landscape, Boltzmann Brains, and the Cosmological Constant Problem". arXiv:hep-th/0611043. Bibcode:2007JCAP...01..022L. doi:10.1088/1475-7516/2007/01/022.
Le possibilità di cui sopra sono basate su un semplice tipo di energia oscura simile ad una costante cosmologica o una forma di energia del vuoto, ma la fisica dell'energia oscura è ancora un'area di ricerca molto attiva e la forma attuale potrebbe essere molto più complessa, come nella cosiddetta teoria della quintessenza. Ad esempio, durante l'inflazione, l'energia oscura ha agito sull'universo in modo molto diverso rispetto a oggi, quindi è possibile che possa innescare un altro periodo inflazionistico in futuro. Fino a quando l'energia oscura non sarà meglio compresa, i suoi possibili effetti sono difficilissimi da prevedere o parametrizzare. C'è chi pensa che la quintessenza possa diminuire drasticamente, facendo smettere l'accelerazione e l'espansione.
Ci sono quattro principali scenari del nostro universo dopo una morte termica: Un universo vuoto, immobile e freddo per sempre