Il futuro dell’universo si presenta come un racconto senza paragoni, in cui i tempi si dilatano in maniera quasi inconcepibile e le trasformazioni si distendono su scale che sfuggono a qualsiasi concezione umana. La nostra epoca è ancora contraddistinta da un’attività frenetica se vista in prospettiva cosmica: le galassie sono vive di gas che collassa, di stelle che nascono e muoiono, di esplosioni che rimescolano elementi e creano nuove condizioni per altre generazioni di astri. Tuttavia, questo fermento non è destinato a durare per sempre, perché le riserve di gas interstellare non sono infinite. Con il trascorrere dei miliardi di anni, le nubi si assottiglieranno, le condizioni fisiche diventeranno meno favorevoli alla formazione stellare e l’espansione accelerata del cosmo renderà sempre più difficile la nascita di nuove strutture. Nel frattempo, le grandi forze gravitazionali continueranno ad agire: le galassie si attrarranno a vicenda e finiranno per fondersi, creando agglomerati sempre più grandi. La nostra Via Lattea, ad esempio, è destinata a incontrare Andromeda tra circa quattro o cinque miliardi di anni, formando una galassia ellittica gigantesca e sancendo l’inizio di una nuova fase locale nell’evoluzione cosmica.
La popolazione stellare cambierà in modo radicale. Le stelle più massicce vivranno un’esistenza breve e intensa: in pochi milioni o al massimo centinaia di milioni di anni (≈10⁷–10⁸ anni) bruceranno il loro combustibile e collasseranno lasciando stelle di neutroni o buchi neri. Stelle simili al Sole avranno tempi più lunghi, restando stabili per miliardi di anni prima di espandersi in giganti rosse e terminare come nane bianche. Il nostro Sole, ad esempio, ha davanti a sé circa cinque miliardi di anni (≈5×10⁹ anni) prima di intraprendere la sua trasformazione finale, che si completerà attorno a sette–otto miliardi di anni da oggi (≈7–8×10⁹ anni). Le nane rosse, molto più piccole, si distingueranno per la loro longevità: potranno brillare senza interruzioni per trilioni di anni (≈10¹³–10¹⁴ anni). Quando anche l’ultima di queste piccole stelle si sarà spenta, l’universo entrerà in una fase completamente diversa, con un paesaggio composto quasi solo da residui: nane bianche in raffreddamento, nane brune che non avranno mai acceso la fusione, pianeti ghiacciati, stelle di neutroni e buchi neri.
Il destino delle nane bianche sarà segnato da un processo lento e graduale. Col passare del tempo, perderanno calore e la loro materia interna si cristallizzerà. La cristallizzazione, prevista attorno a 10²¹–10²³ anni, indicherà il punto in cui la loro luminosità diventerà impercettibile. Nel corso di altri intervalli temporali ancora più estesi (≈10²⁴–10³⁰ anni), questi oggetti si trasformeranno in nane nere, corpi freddi e invisibili che popoleranno un universo ormai privo di luce stellare. In parallelo, l’espansione cosmica continuerà a diluire le strutture e a rendere sempre più rari gli incontri tra residui; le collisioni o le catture gravitazionali diventeranno eventi eccezionali, distribuiti su tempi che supereranno 10³⁰ anni. L’universo, già in progressivo silenzio, assumerà un volto sempre più statico e vuoto.
È a questo punto che acquisirà rilievo una delle ipotesi più affascinanti e discusse della fisica teorica: il decadimento del protone. Secondo il Modello Standard della fisica delle particelle i protoni sono stabili, ma molte teorie che cercano di unificare le forze fondamentali ipotizzano la possibilità che, in tempi straordinariamente lunghi, anche i protoni si disgregheranno. Gli esperimenti finora non hanno rilevato alcun segnale di questo fenomeno, ma hanno imposto limiti rigorosi: la vita media del protone dovrà essere superiore a 10³⁴ anni. Se questa ipotesi si rivelasse corretta, la conseguenza sarà inevitabile: la materia ordinaria non potrà sopravvivere per sempre. Nane nere, stelle di neutroni e pianeti freddi cominceranno lentamente a disgregarsi, liberando positroni e fotoni, e trasformeranno la sostanza del cosmo in un mare diffuso di particelle leggere e radiazione. Il processo si estenderà su intervalli compresi tra 10³⁷ e 10⁴⁵ anni, dissolvendo progressivamente l’ultimo baluardo della materia barionica.
Superata questa fase, i buchi neri rimarranno i protagonisti indiscussi. Con la loro enorme attrazione gravitazionale continueranno a inglobare ciò che li circonda e a fondersi tra loro, ma anche questi giganti avranno un limite. La meccanica quantistica prevede che emetteranno una debole radiazione, la radiazione di Hawking, che li porterà a perdere massa. Il processo sarà incredibilmente lento: un buco nero con massa simile a quella del Sole evaporerà in tempi attorno a 10⁶⁷ anni, mentre i buchi neri supermassicci al centro delle galassie, con masse milioni o miliardi di volte superiori, sopravvivranno fino a 10⁹⁰–10¹⁰⁰ anni. Alla fine, però, anche loro spariranno, liberando la loro energia in forma di particelle e fotoni che si aggiungeranno al fondo radiante già esistente. Con la loro scomparsa, l’universo perderà gli ultimi grandi serbatoi di energia e massa concentrata.
Nel frattempo, l’espansione accelerata dell’universo continuerà a plasmare il destino del cosmo. La radiazione cosmica di fondo, che oggi misura appena 2,7 K, si allungherà verso lunghezze d’onda sempre più grandi, facendo scendere la temperatura dello spazio a valori infinitesimali. Già entro 10¹²–10¹⁴ anni, gran parte delle galassie più lontane uscirà dall’orizzonte osservabile, rendendo impossibile a qualunque osservatore ipotetico mantenere una visione dell’universo simile a quella attuale. Nei tempi successivi, la radiazione residua si ridurrà a livelli talmente bassi da non poter più alimentare alcun processo macroscopico. Le condizioni necessarie per sostenere la chimica complessa o l’attività astrofisica spariranno e resteranno soltanto interazioni elastiche e fluttuazioni quantistiche distribuite in maniera sporadica su scale gigantesche.
Il decadimento del protone, se reale, costituirà un punto di non ritorno. Tra 10³⁷ e 10⁴⁵ anni, le nane nere si ridurranno particella dopo particella, i nuclei atomici si trasformeranno liberando positroni e fotoni e gli elettroni liberi annichiliranno con i positroni generati. L’universo perderà così l’ultima struttura materiale coerente. Quando infine anche i buchi neri avranno completato la loro evaporazione, entro 10⁹⁰–10¹⁰⁰ anni, ciò che rimarrà sarà un cosmo popolato quasi soltanto da fotoni a lunghezze d’onda enormi, neutrini e forse particelle di materia oscura, qualora queste si rivelino stabili.
La morte termica dell’universo non corrisponderà a un singolo istante: sarà una condizione asintotica verso cui tutto tenderà. Tra 10¹⁰⁰ e 10¹²⁰ anni, e oltre, il cosmo si avvicinerà a uno stato in cui non esisteranno più gradienti energetici o differenze di temperatura capaci di alimentare processi ordinati. Senza flussi di energia disponibili, i processi complessi cesseranno definitivamente. Ciò che resterà sarà un mare uniforme di radiazione freddissima e di particelle leggerissime distribuite nello spazio in continua espansione. Le lunghezze d’onda dei fotoni diventeranno sempre più grandi, la densità energetica calerà fino a valori prossimi allo zero e l’equilibrio finale diventerà indistinguibile dall’immobilità assoluta. Al termine di un cammino che comprenderà la fine della formazione stellare (≈10¹² anni), il raffreddamento dei residui (≈10²¹–10³⁰ anni), la dissoluzione della materia per decadimento del protone (≈10³⁷–10⁴⁵ anni) e l’evaporazione dei buchi neri (≈10⁶⁷–10¹⁰⁰ anni), l’universo raggiungerà una fase in cui nessun processo macroscopico potrà più verificarsi. L’energia libera risulterà ormai completamente consumata e l’epilogo consisterà in un mare silenzioso e uniforme di radiazione e particelle elementari, un universo che continuerà a esistere ma privo di dinamiche riconoscibili e di storia futura.
La realtà quantistica: un viaggio tra i mattoncini elementari dell’universo
