La radiazione di Hawking prevede che i buchi neri evaporino perdendo massa, ma questo processo è estremamente lento per buchi neri astrofisici e richiede condizioni ideali (isolamento e assenza di materia circostante)[1]. In un universo realistico, l’evaporazione potrebbe non avvenire in modo continuo e locale sin dall’inizio, bensì manifestarsi solo oltre una certa soglia globale. Ad esempio, finché un buco nero è immerso in un ambiente più caldo di lui (come la radiazione cosmica di fondo a 2,7 K), esso assorbe più energia di quanta ne irradi, congelando di fatto l’evaporazione[2]. Studi recenti evidenziano che il decadimento (evaporazione) di buchi neri realistici è rinviato finché il flusso di energia in ingresso supera la luminosità di Hawking: in pratica, un buco nero non isolato non diminuisce di massa finché riceve radiazione o materia dall’esterno[2]. Questo implica che l’evaporazione significativa possa iniziare solo in epoche cosmiche remote, quando i buchi neri saranno gli unici oggetti rimasti e l’universo sarà molto più freddo e vuoto.
Un’ipotesi estrema è che l’evaporazione Hawking non parta davvero finché quasi tutta la massa dell’universo non sia collassata in buchi neri. Sir Roger Penrose, nell’ambito della sua Cosmologia Ciclica Conforme, ha suggerito uno scenario in cui, nel lontanissimo futuro, “la materia verrebbe infine risucchiata da ‘milioni’ di buchi neri, ripulendo quasi tutta la materia interstellare”[3]. Solo dopo questa “pulizia cosmica” i buchi neri dominanti potrebbero evaporare del tutto, liberando l’energia immagazzinata. In altre parole, l’evaporazione non avverrebbe lungo tutto il percorso evolutivo del buco nero in presenza di un universo ricco di materia, ma si manifesterebbe massicciamente solo dopo che i buchi neri hanno inglobato praticamente tutto (fine dell’Era dei Buchi Neri). I modelli standard di evoluzione cosmica mostrano infatti che i buchi neri diverranno la forma di materia dominante solo dopo ~10^43 anni[4], e che un buco nero di massa solare impiegherà ~10^64 anni per evaporare completamente, mentre quelli supermassicci (100 miliardi di masse solari) richiederanno fino a 10^93 anni[5]. Questo supporta l’idea che l’evaporazione Hawking sia effettivamente irrilevante finché l’universo è giovane e denso, e diventi rilevante solo in un futuro remoto quando i buchi neri, ormai quasi isolati, potranno finalmente irradiare via la loro massa.
Da un punto di vista teorico, la non-località del fenomeno è anche discussa in termini di simmetrie globali dello spaziotempo. Le deduzioni classiche di Hawking assumevano condizioni idealizzate (buco nero stazionario in uno spaziotempo asintoticamente piatto)[6]. In un universo reale in espansione, privo di un “tempo” globale ben definito, alcuni autori hanno messo in dubbio la piena validità di queste deduzioni: senza simmetrie temporali globali, la conservazione dell’energia e quindi la necessità dell’evaporazione diventano meno chiare[7][8]. Pur non negando il processo di Hawking, ciò suggerisce che l’evaporazione potrebbe dipendere da proprietà globali dello spaziotempo, e non essere un semplice fenomeno locale. In sintesi, l’ipotesi da esplorare è che i buchi neri astrofisici non evaporino in modo apprezzabile finché l’universo non raggiunge una certa condizione globale di rarefazione della massa: solo quando quasi tutta la massa sarà nei buchi neri (e l’ambiente circostante sarà estremamente freddo e vuoto) l’evaporazione di Hawking diverrà macroscopicamente evidente.
Un elemento chiave di questa visione globale è il ruolo della materia oscura. La materia oscura, costituendo gran parte della massa gravitante dell’universo, potrebbe influenzare i tempi di evaporazione dei buchi neri in due modi: fornendo massa aggiuntiva da inglobare e contribuendo a mantenere attivo l’ambiente intorno al buco nero. Studi recenti indicano che i buchi neri all’interno di galassie o ammassi, circondati da materia (inclusa quella oscura), sono “protetti” dall’evaporazione per tempi enormemente più lunghi rispetto al caso isolato[9]. Finché una galassia esiste, il buco nero centrale continuerà a interagire gravitazionalmente con stelle e particelle di materia oscura, ricevendo talvolta massa o energia. È stato stimato che un buco nero al centro di una galassia non inizierà seriamente a evaporare prima che la galassia stessa si sia dissolta e svuotata – in particolare, finché la galassia (o l’ammasso di cui fa parte) non sia stata “spazzata via” della materia oscura orbitale[10]. Questo processo richiede tempi superiori a 10^25 anni (ben oltre l’era stellare)[10]. Solo dopo che la materia oscura e barionica legata gravitazionalmente al buco nero sarà scomparsa (ad esempio espulsa dall’espansione cosmica o caduta tutta nel buco nero), quest’ultimo si troverà davvero isolato e potrà iniziare ad evaporare in modo apprezzabile.
In altri termini, la materia oscura può rallentare o inibire l’evaporazione agendo come un serbatoio di massa ed energia per il buco nero. Finché particelle di materia oscura continuano a interagire e cadere nel buco nero (o anche solo a mantenere un potenziale gravitazionale che intrappola radiazione nelle vicinanze), il bilancio energetico del buco nero resta a favore dell’assorbimento piuttosto che dell’emissione[2][9]. Un articolo su Physical Review D (Taylor & Starkman 2022) sottolinea proprio che i buchi neri “non decadono” finché l’influsso di energia supera la loro luminosità di Hawking, e che nel nostro universo i buchi neri galattici resteranno stabili molto oltre la morte dell’ultima stella, almeno finché la materia oscura del loro alone non sarà stata eliminata[9]. Solo quando anche l’alone di materia oscura si sarà dissipato, il buco nero potrà evaporare liberamente (e persino allora, se non è vincolato gravitazionalmente, l’espansione accelerata potrebbe trascinarlo fuori dal nostro orizzonte prima che lo vediamo evaporare, come si dirà oltre)[11].
Esistono modelli che considerano esplicitamente l’effetto della materia oscura sul destino dei buchi neri. Ad esempio, se una frazione significativa di materia oscura fosse costituita da buchi neri primordiali (PBH) di piccola massa, la loro evaporazione sarebbe un meccanismo di produzione di particelle (inclusa forse la stessa materia oscura rimanente) nell’universo primordiale[12][13]. D’altro canto, se la materia oscura è fatta di particelle massive che possono essere catturate da stelle o compattate al centro di corpi densi, potrebbe formare buchi neri “oscuri” all’interno di stelle di neutroni o nane bianche. Dvali e colleghi (2024) hanno esplorato scenari in cui questi buchi neri formati da cattura di materia oscura evaporano più lentamente del previsto, a causa di effetti quantistici di “memoria” che sopprimono la radiazione dopo che il buco nero ha perso circa metà della massa[14]. Questo effetto, chiamato memory burden, potrebbe consentire a piccoli buchi neri (massa ~10^15 g) di sopravvivere molto più a lungo, diventando essi stessi candidati di materia oscura relicta[15]. In sintesi, la presenza di materia oscura tende in generale a prolungare la vita dei buchi neri, sia tenendo vivo l’ambiente attorno ad essi, sia – secondo alcune ipotesi – modificando la dinamica quantistica dell’evaporazione. Modelli teorici di frontiera suggeriscono persino che l’evaporazione potrebbe fermarsi prima del completo dissolvimento (lasciando remanenti planckiani o mini-buchi neri stabili), il che collegherebbe la materia oscura alla possibile esistenza di questi oggetti stabili residui dell’evaporazione[15]. Questa connessione tra buchi neri e materia oscura è oggetto di indagine attiva, con lavori che coinvolgono autori come G. Dvali, A. Kehagias e altri.
L’energia oscura introduce un orizzonte cosmologico di de Sitter, che a sua volta possiede una temperatura di Hawking-Gibbons associata. Gibbons e Hawking nel 1977 mostrarono che in uno spaziotempo de Sitter statico esiste una radiazione termica di fondo con temperatura $T_{\text{dS}}$ proporzionale alla costante di Hubble $H$ (cioè $T \sim \frac{\hbar H}{2\pi k_B}$)[16]. Nel nostro universo attuale, dominato dall’energia oscura, ciò corrisponde a una temperatura estremamente bassa (~$10^{-30}$ K) associata all’orizzonte cosmologico. Questo ha implicazioni interessanti per i buchi neri immersi in de Sitter: essi non sono in un vuoto perfetto, ma in una sorta di bagno termico a temperatura quasi zero fornito dall’orizzonte cosmologico. In linea di principio, un buco nero potrebbe scambiare radiazione con questo ambiente: esiste una soluzione particolare (metrica di Nariai) in cui l’orizzonte del buco nero e l’orizzonte cosmologico coincidono e condividono la stessa temperatura[17]. In tale caso ideale, il buco nero sarebbe in equilibrio termico: irradia verso l’orizzonte cosmico esattamente quanto assorbe dalla radiazione di fondo di de Sitter, senza perdere massa netta[17]. Questo scenario corrisponde al limite di buco nero di dimensioni massime in de Sitter (prossimo a riempire l’orizzonte).
Fuori da questo caso di equilibrio fine (che è instabile), per buchi neri più piccoli l’equilibrio si rompe: la superficie del buco nero ha una gravità di superficie maggiore, quindi una temperatura Hawking più alta di quella dell’orizzonte cosmologico[18]. Ciò significa che un buco nero tipico in de Sitter sarà più caldo del “bagno” cosmologico e tenderà ad evaporare, anche se lentamente[19]. L’energia oscura, quindi, non ferma del tutto l’evaporazione, ma la modifica: il buco nero perderà energia irradiandola verso l’esterno, mentre l’orizzonte di de Sitter guadagnerà leggermente entropia. In altre parole, l’espansione accelerata fornisce uno sfondo termico freddissimo ma non nullo, che può assorbire la radiazione di Hawking del buco nero. Alcuni studi di termodinamica dello spaziotempo hanno confermato che l’evoluzione naturale di un sistema Schwarzschild-de Sitter porta comunque all’evaporazione completa del buco nero, lasciando un de Sitter puro con solo orizzonte cosmologico[20]. L’energia oscura tende quindi a allungare i tempi di evaporazione (data la bassissima temperatura di fondo) ma non a impedirla, a meno di ipotizzare nuovi fenomeni fisici.
Un effetto importante della presenza di energia oscura è l’orizzonte cosmologico dinamico: man mano che l’universo si espande acceleratamente, due osservatori abbastanza distanti finiranno per non potersi più vedere, separati dall’orizzonte. Così, un buco nero non legato gravitazionalmente a noi potrebbe, col tempo, scivolare oltre l’orizzonte osservabile prima di aver evaporato del tutto. Taylor e Starkman notano che i buchi neri situati fuori dai nostri ammassi locali verranno trascinati oltre l’orizzonte di Hubble ben prima di completare l’evaporazione, “al riparo dagli sguardi indiscreti di qualsiasi osservatore” che non viaggi con essi[11]. In pratica, per un osservatore cosmologico, l’energia oscura nasconde l’ultimo stadio dell’evaporazione dei buchi neri lontani: essi evaporeranno in futuro, ma al di fuori del nostro orizzonte visibile. Questo porta a una situazione curiosa: l’evaporazione completa di un buco nero super-massiccio potrebbe non essere mai osservabile, perché l’universo accelerato ne avrà isolato causalmente gli ultimi attimi.
Un’altra possibile connessione tra energia oscura e Hawking radiation viene dall’analogia tra orizzonte cosmologico e orizzonte dei buchi neri. L’effetto Gibbons-Hawking suggerisce che ogni orizzonte causale ha una temperatura e un’entropia[21][16]. L’orizzonte de Sitter possiede una enorme entropia proporzionale all’area (circa $10^{122}$ in unità di Boltzmann, dominata dal valore di $\Lambda$). Questa entropia associata all’energia di vuoto potrebbe influenzare la termodinamica globale dell’universo. Erik Verlinde ha proposto che la forza di gravità stessa abbia un aspetto entropico/emergente legato all’entropia di de Sitter: l’aggiunta di materia in un volume di de Sitter riduce l’entropia dell’orizzonte, e la risposta “elastica” di questo medium a base di energia oscura si manifesta come un’attrazione addizionale che imita la materia oscura[22]. In questa visione, l’energia oscura stabilizza l’orizzonte e introduce nuove dinamiche a larga scala, ma non impedisce ai buchi neri di evaporare – semplicemente modula come la loro energia è ridistribuita nell’universo in espansione. Alcuni autori (es. M. Parikh, G. Dvali) hanno anche discusso la possibilità che l’orizzonte di de Sitter stesso possa evaporare o decadere nel lunghissimo periodo, per emissione di particelle (il cosiddetto “decadimento del vuoto di de Sitter”). Studi semiclassici mostrano che la produzione di particelle dal vuoto de Sitter (analoga alla radiazione di Hawking) può far decrescere lentamente la costante cosmologica nel tempo[23]. Se l’energia oscura non fosse un vero costante ma un campo metastabile, potremmo immaginare uno scenario in cui l’orizzonte cosmologico cambi col tempo, forse influenzando la fine dei buchi neri o evitando che l’universo raggiunga uno stato di de Sitter eterno. Tuttavia, ad oggi, la $\Lambda$ osservata appare estremamente stabile e dominante, quindi queste possibilità restano speculative.
In sintesi, in uno spaziotempo di tipo de Sitter l’energia oscura introduce un orizzonte termico che mitiga ma non annulla l’evaporazione dei buchi neri: un buco nero di massa non massimale irradierà la propria energia nell’ambiente de Sitter (più freddo), e finirà per scomparire, lasciando solo l’orizzonte cosmologico con la sua energia di vuoto. L’effetto pratico è di prolungare ancora di più i tempi cosmici coinvolti e di rendere talora impossibile osservare gli stadi finali, ma il destino finale del buco nero rimane, anche con energia oscura, quello di evaporare. Alcune teorie ipotizzano persino stati di equilibrio o anti-evaporazione (ad es. per buchi neri quasi di Nariai, vicini al raggio dell’orizzonte cosmico, Bousso e Hawking trovarono modi instabili che potevano far crescere il buco nero anziché farlo evaporare)[18]. Questi comportamenti esotici richiedono però condizioni molto particolari o modifiche alla gravità classica, e non sono generalmente applicabili ai buchi neri astrofisici standard.
La Cosmologia Ciclica Conforme (CCC) di Roger Penrose propone che il lontano futuro dell’attuale universo possa essere “conformemente” identificato con il Big Bang di un nuovo eone. In questo scenario, l’energia oscura gioca un ruolo cruciale: è necessario infatti che ogni eone termini in una fase di espansione esponenziale tipo de Sitter, con un orizzonte di futuro conformemente piatto[24]. Penrose assume esplicitamente la positività della costante cosmologica $\Lambda$ (energia oscura) per garantire che ogni eone abbia un remoto futuro de Sitter (spazio-tempo vuoto in espansione accelerata)[24]. Tale condizione permette di definire una infinita distanza conforme nel futuro, che può poi essere mappata matematicamente sull’inizio (Big Bang) dell’eone successivo. Senza energia oscura positiva, il futuro dell’universo o sarebbe un’espansione infinita ma decelerata (che in termini conformi non “chiude” lo spazio-tempo), oppure un collasso (Big Crunch) – in entrambi i casi non si otterrebbe la transizione liscia tra eoni richiesta dal modello CCC. Dunque l’energia oscura è un ingrediente necessario del modello di Penrose: assicura che ogni eone finisca in un freddo vuoto diluito, dove tutte le scale fisiche diventano irrilevanti e la metrica può essere ridotta a zero in modo conforme.
Un altro requisito fondamentale del CCC è che alla fine di un eone non vi siano particelle con massa a riposo: l’universo deve diventare dominato solo da radiazione e onde gravitazionali, privato di scale di massa che romperebbero la simmetria conforme[25]. In un universo reale questo significa che tutta la materia dotata di massa (massive matter), incluse le particelle di materia oscura, deve scomparire o trasformarsi in radiazione quando l’eone si avvicina al suo termine. Penrose sostiene che il decadimento di tutta la massa in radiazione è essenziale affinché il “futuro infinito” possa assomigliare a un Big Bang (dove la nozione di massa a riposo non esiste ancora, essendo le interazioni ultra-energetiche)[25]. Come si comporta la materia oscura in questo contesto? Ci sono due possibilità non mutuamente esclusive: (i) la materia oscura, se stabile, finisce per essere inghiottita dai buchi neri superstiti, i quali poi evaporano; (ii) la materia oscura stessa non è completamente stabile, ma decade spontaneamente in radiazione (ad esempio in fotoni o gravitoni) su scale temporali enormemente lunghe. Penrose ha avanzato l’idea che la materia oscura potrebbe consistere in particelle molto massicce chiamate ereboni, che interagiscono solo gravitazionalmente e che decadono lentamente in gravitoni[26]. In tal modo, negli eoni del CCC, la densità di materia oscura diminuirebbe non solo per l’espansione ma anche per decadimento intrinseco, lasciando alla fine un gas diluito di gravitoni (onde gravitazionali quantistiche) come principale contenuto energetico nell’era finale[25]. Un articolo recente di Penrose e Meissner (2023) discute proprio questa possibilità: intorno al tempo attuale di un eone, la materia oscura avrebbe potuto iniziare a decadere in gravitoni, cosicché col passare di trilioni di anni la componente dominante diventi un “epoch” di onde gravitazionali[25]. In parallelo, tutti i buchi neri esistenti nell’eone avrebbero il tempo di evaporare (emettendo essi stessi gravitoni e fotoni). La combinazione di evaporazione dei buchi neri e decadimento delle particelle massive garantirebbe così che alla fine restino solo radiazione priva di massa.
È interessante notare che Penrose collega la presenza di “Hawking Points” nella radiazione cosmica di fondo a questo quadro teorico. Egli sostiene che l’evaporazione finale dei buchi neri supermassicci nell’eone precedente potrebbe lasciare deboli tracce termiche (lievi macchie circolari) nel fondo a microonde dell’eone attuale[27]. Questi “punti di Hawking” sarebbero regioni del cielo leggermente più calde, originate dall’enorme emissione di energia quando un gigantesco buco nero (tipicamente il buco nero più massiccio di un intero cluster galattico) è evaporato del tutto verso la fine dell’eone precedente[27]. La ricerca di queste impronte è controversa, ma illustra come nel CCC la materia oscura e i buchi neri dell’eone attuale potrebbero partecipare a fenomeni osservabili nell’eone successivo. Infatti, se la materia oscura è per lo più inglobata in buchi neri (direttamente o perché catturata gravitazionalmente) e questi evaporano in lampi di radiazione, l’energia oscura di sfondo (che domina la geometria) non impedisce a quei lampi di attraversare il confine conforme verso il nuovo Big Bang. Essi apparirebbero allora come impercettibili increspature termiche nella prima luce dell’eone seguente.
Riassumendo, nel modello CCC: - L’energia oscura è fondamentale per ottenere un futuro di espansione esponenziale e privo di scale, condizione necessaria per concatenare gli eoni[24]. Senza $\Lambda>0$ non si avrebbe un confine conforme ben definito per “chiudere” l’eone. - La materia oscura, d’altro canto, deve “sparire” entro la fine dell’eone. O viene convertita in radiazione (per evaporazione nei buchi neri o per decadimento proprio) oppure non potrebbe essere trasportata oltre la transizione conforme, perché la sua massa a riposo introdurrebbe una scala non conforme. I meccanismi proposti includono la lenta conversione in gravitoni (ereboni che decadono)[26] e l’inglobamento nei buchi neri evaporandi. In ogni caso, la materia oscura nel CCC non sopravvive come tale da un eone al successivo: nel nuovo Big Bang non c’è traccia di cold dark matter residua, ma eventualmente solo i semi (fluttuazioni) lasciati dalle disintegrazioni finali dell’eone precedente.
Va detto che nel CCC la materia oscura potrebbe anche non essere un ingrediente concettualmente indispensabile – è parte del nostro eone in quanto osservata, ma Penrose rimane agnostico sulla sua natura, limitandosi a esigere che anch’essa soddisfi il “conformal summing-up”, ossia che non rovini la convergenza conforme finale. Alcuni lavori hanno persino ipotizzato che la dinamica particolare della materia oscura (ad esempio interazioni gravitazionali diverse o decadimenti) potrebbe aiutare a spiegare l’assenza di certi effetti nell’eone successivo, ma siamo nel campo speculativo. L’aspetto concreto è che, se la materia oscura consiste di particelle stabili tipo WIMP, nel CCC devono decadere o essere assorbite, altrimenti l’eone non potrebbe terminare correttamente. Questo potrebbe suggerire nuove fisiche per la materia oscura a tempi estremamente lunghi – ad esempio, un tempo di decadimento colossale ma finito. In mancanza di ciò, Penrose confida che i buchi neri facciano il lavoro: durante l’espansione infinita, qualunque particella massiva (fosse pure un WIMP eterno) finirà inghiottita da qualche buco nero, poiché l’universo diluendosi lascerà i buchi neri come “isole” attrattive dominanti. Una volta che tutta la materia (oscura e barionica) è finita nei buchi neri, l’ultimo passo è la radiazione di Hawking che converte la massa dei buchi neri in fotoni e gravitoni, completando la smaterializzazione dell’eone. In quest’ottica, la materia oscura fornisce “carburante” supplementare ai buchi neri finali, ma non resta come entità separata: contribuisce all’entropia finale in forma di radiazione gravitazionale.
Esplorando oltre i modelli esistenti, si può ipotizzare in modo originale che la materia oscura sia la scintilla ultima che innesca un nuovo ciclo cosmico. In altre parole, quando l’universo attuale avrà quasi esaurito la sua evoluzione (stelle spente, buchi neri in evaporazione, energia oscura dominante), la materia oscura residua potrebbe giocare un ruolo chiave in una transizione quantistica o entropica che dia origine a un Big Bang successivo. Ci sono diversi spunti teorici nella letteratura che, sebbene non formulati esattamente in questi termini, possono fornire appigli per sostenere questa idea:
In definitiva, l’idea che la materia oscura sia la scintilla finale per un nuovo ciclo resta per ora una suggestione, ma coerente con diversi concetti teorici: il decadimento di vuoto catalizzato[28], le fluttuazioni di vuoto in de Sitter, l’entropia massima dell’orizzonte, e le ipotesi sull’emergenza dello spazio-tempo dall’informazione (Verlinde, etc.) offrono ciascuno un tassello. Unendo i punti, si può immaginare questo quadro: nell’era post-buchi neri, l’universo è dominato da energia oscura e una tenue zuppa di particelle (fotoni, gravitoni e forse qualche particella di materia oscura superstite). La materia oscura rimasta potrebbe essere ad esempio sotto forma di un campo scalare di falso vuoto. Quando la densità è praticamente zero e l’entropia dell’orizzonte raggiunge il valore massimo, una fluttuazione quantistica o un effetto tunnel potrebbe causare il collasso del falso vuoto oscuro, innescando una cascata di energia. Tale evento sarebbe microscopico inizialmente – una bolla subatomica – ma grazie all’energia del vuoto (ancora presente come $\Lambda$ residua), si espanderebbe rapidamente. Per un osservatore interno alla bolla, questo è un nuovo Big Bang; per un osservatore esterno (ormai ipotetico, data l’espansione), potrebbe apparire come la scomparsa dell’ultimo volume di spazio entro un buco nero.
Naturalmente, queste sono speculazioni ai margini della fisica conosciuta. Attualmente non esistono teorie consolidate che predicano con certezza il ri-ciclo dell’universo tramite la materia oscura. Tuttavia, la letteratura offre analogie intriganti: il concetto di multiverso a bolle derivante dal decadimento di vuoto, la presenza di stati metastabili nell’universo e la possibilità di instabilità indotte gravitazionalmente sono temi attivi di ricerca. L’idea di una “transizione entropica” legata alla materia oscura si allinea qualitativamente con la seconda legge della termodinamica su scala cosmica: quando l’universo attuale avrà massimizzato la sua entropia (buchi neri evaporati, energia termalizzata), potrebbe restare spazio solo per una fluttuazione entropica gigantesca che resetta le condizioni iniziali – in pratica, un nuovo Big Bang a entropia minima. La materia oscura, essendo silenziosa ma dominante gravitazionalmente, potrebbe fornire il substrato di tale fluttuazione finale. Anche se siamo ben oltre ciò che è testabile, queste congetture rappresentano un ponte tra la fisica nota (Hawking, Gibbons-Hawking, Penrose) e possibili estensioni future (Dvali, Verlinde, teoria quantistica del vuoto), offrendo un ricco terreno di ispirazione per nuove teorie sulla rinascita ciclica del cosmo.
[1] Hawking radiation - Wikipedia
https://en.wikipedia.org/wiki/Hawking_radiation
[2] [9] [11] How the Universe postpones the evaporation and curtails the quantum spreading of black holes | Phys. Rev. D
https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.105.043526?ft=1
[3] Penrose, R. (2007) Conformal Cyclic Cosmology, Dark Matter, and Black Hole Evaporation. IGC Inaugural Conference, Penn State University, State College, 7-11 August 2007. - References - Scientific Research Publishing
https://scirp.org/reference/referencespapers?referenceid=1854100
[4] [5] Future of an expanding universe - Wikipedia
https://en.wikipedia.org/wiki/Future_of_an_expanding_universe
[6] [7] [8] Not Quite Killing It: Black Hole Evaporation, Global Energy, and De-Idealization.
https://arxiv.org/html/2501.11142v2
[10] link.aps.org
https://link.aps.org/accepted/10.1103/PhysRevD.105.043526
[12] [13] Dark Matter Might Be Recycled To Form A Whole Invisible Periodic Table | IFLScience
[14] [15] [23] Dark Matter from quasi-de Sitter Horizons
https://arxiv.org/html/2502.16438v1
[16] [21] Gibbons–Hawking effect - Wikipedia
https://en.wikipedia.org/wiki/Gibbons%E2%80%93Hawking_effect
[17] [18] [19] [32] [33] arXiv:hep-th/9709224v1 30 Sep 1997
https://arxiv.org/pdf/hep-th/9709224
[20] de Sitter thermodynamics: A glimpse into nonequilibrium | Phys. Rev. D
https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.77.104013
[22] Emergent gravity and the dark universe
https://scipost.org/SciPostPhys.2.3.016/pdf
[24] [25] [26] [27] [30] [31] The Physics of Conformal Cyclic Cosmology
https://arxiv.org/html/2503.24263v1
[28] [29] [1706.04523] False Vacuum Decay Catalyzed by Black Holes
https://arxiv.org/abs/1706.04523
Carlo RECALCATI
Classe 1968, studia Fisica a Milano e Antropologia culturale a Bordeaux (Francia).
Oltre alla sua attività professionale, ha instaurato collaborazioni con associazioni, case editrici e riviste, contribuendo con la sua esperienza e il suo know-how in diversi ambiti.
Da sempre appassionato di viaggi, tecnologia, storia e filosofia ha fondato e diretto diverse associazioni di settore e scritto numerosi articoli spaziando dalla ricerca archeologica all'intelligenza artificiale.
Nel 1985 è stato il più giovane membro del Mensa Italia con un QI di 154 sulla Scala di Cattel, pari a 134 Wechsler (WAIS-IV).
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