El destino final del universo es un tema de la cosmología física , cuyas restricciones teóricas permiten describir y evaluar posibles escenarios para la evolución y el destino final del universo . Según la evidencia observacional disponible, decidir el destino y la evolución del universo se ha convertido en una cuestión cosmológica válida, que está más allá de las limitaciones, en su mayoría incomprobables, de las creencias mitológicas o teológicas . Se han predicho varios futuros posibles mediante diferentes hipótesis científicas, incluida la de que el universo podría haber existido durante una duración finita e infinita , o la de explicar la forma y las circunstancias de su comienzo.
Las observaciones realizadas por Edwin Hubble durante las décadas de 1930 y 1950 descubrieron que las galaxias parecían alejarse unas de otras, lo que condujo a la teoría del Big Bang actualmente aceptada . Esto sugiere que el universo comenzó a ser muy denso hace unos 13.787 millones de años , y desde entonces se ha expandido y (en promedio) se ha vuelto menos denso . [1] La confirmación del Big Bang depende principalmente de conocer la tasa de expansión, la densidad promedio de la materia y las propiedades físicas de la masa-energía en el universo.
Existe un fuerte consenso entre los cosmólogos de que la forma del universo se considera "plana" ( las líneas paralelas permanecen paralelas) y seguirá expandiéndose para siempre. [2] [3]
Los factores que deben considerarse para determinar el origen y el destino final del universo incluyen los movimientos promedio de las galaxias, la forma y estructura del universo y la cantidad de materia oscura y energía oscura que contiene el universo.
La exploración científica teórica del destino final del universo se hizo posible con la teoría de la relatividad general de Albert Einstein de 1915 . La relatividad general se puede utilizar para describir el universo en la mayor escala posible. Hay varias soluciones posibles a las ecuaciones de la relatividad general, y cada solución implica un posible destino final del universo.
Alexander Friedmann propuso varias soluciones en 1922, al igual que Georges Lemaître en 1927. [4] En algunas de estas soluciones, el universo se ha ido expandiendo desde una singularidad inicial que fue, esencialmente, el Big Bang.
En 1929, Edwin Hubble publicó su conclusión, basada en sus observaciones de estrellas variables cefeidas en galaxias distantes, de que el universo se estaba expandiendo. A partir de entonces, el comienzo del universo y su posible fin han sido objeto de serias investigaciones científicas.
En 1927, Georges Lemaître expuso una teoría que desde entonces se conoce como la teoría del Big Bang sobre el origen del universo. [4] En 1948, Fred Hoyle expuso su teoría opuesta del estado estacionario en la que el universo se expandía continuamente pero permanecía estadísticamente sin cambios a medida que constantemente se crea nueva materia. Estas dos teorías fueron contendientes activos hasta el descubrimiento en 1965, por Arno Penzias y Robert Wilson , de la radiación cósmica de fondo de microondas , un hecho que es una predicción directa de la teoría del Big Bang, y que la teoría original del Estado Estacionario no podía explicar. . Como resultado, la teoría del Big Bang se convirtió rápidamente en la visión más extendida sobre el origen del universo.
Einstein y sus contemporáneos creían en un universo estático . Cuando Einstein descubrió que sus ecuaciones de la relatividad general podían resolverse fácilmente de tal manera que permitieran que el universo se expandiera en el presente y se contrajera en el futuro lejano, añadió a esas ecuaciones lo que llamó una constante cosmológica ... densidad de energía constante, no afectada por ninguna expansión o contracción — cuya función era compensar el efecto de la gravedad sobre el universo en su conjunto de tal manera que el universo permaneciera estático. Sin embargo, después de que Hubble anunciara su conclusión de que el universo se estaba expandiendo, Einstein escribiría que su constante cosmológica fue "el mayor error de mi vida". [5]
Un parámetro importante en la teoría del destino del universo es el parámetro de densidad , omega ( ), definido como la densidad promedio de materia del universo dividida por un valor crítico de esa densidad. Esto selecciona una de las tres geometrías posibles dependiendo de si es igual, menor o mayor que . Estos se denominan, respectivamente, universos plano, abierto y cerrado. Estos tres adjetivos se refieren a la geometría general del universo , y no a la curvatura local del espacio-tiempo causada por grupos de masa más pequeños (por ejemplo, galaxias y estrellas ). Si el contenido primario del universo es materia inerte, como en los modelos de polvo populares durante gran parte del siglo XX, existe un destino particular que corresponde a cada geometría. De ahí que los cosmólogos intentaran determinar el destino del universo midiendo , o equivalentemente, la velocidad a la que se desaceleraba la expansión.
A partir de 1998, las observaciones de supernovas en galaxias distantes se han interpretado como consistentes [6] con un universo cuya expansión se está acelerando . La teorización cosmológica posterior se ha diseñado de manera que permita esta posible aceleración, casi siempre invocando la energía oscura , que en su forma más simple es simplemente una constante cosmológica positiva. En general, la energía oscura es un término general para cualquier campo hipotético con presión negativa, generalmente con una densidad que cambia a medida que el universo se expande. Algunos cosmólogos están estudiando si la energía oscura, que varía en el tiempo (debido a que una parte de ella es causada por un campo escalar en el universo primitivo) puede resolver la crisis de la cosmología . [7] Se espera que los próximos estudios de galaxias realizados por los telescopios espaciales Euclid , Nancy Grace Roman y James Webb (y datos de telescopios terrestres de próxima generación ) desarrollen aún más nuestra comprensión de la energía oscura (específicamente, si se entiende mejor como una constante). energía intrínseca al espacio, como un campo cuántico que varía en el tiempo o como algo completamente distinto). [8]
El consenso científico actual de la mayoría de los cosmólogos es que el destino final del universo depende de su forma general, de cuánta energía oscura contiene y de la ecuación de estado que determina cómo responde la densidad de energía oscura a la expansión del universo. [3] Observaciones recientes concluyen, 7.500 millones de años después del Big Bang, que la tasa de expansión del universo probablemente ha ido aumentando, en proporción con la teoría del Universo Abierto. [9] Sin embargo, las mediciones realizadas por la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson sugieren que el universo es plano o muy cercano a serlo. [2]
Si , la geometría del espacio es cerrada como la superficie de una esfera. La suma de los ángulos de un triángulo supera los 180 grados y no existen rectas paralelas; todas las líneas finalmente se encuentran. La geometría del universo es, al menos a muy gran escala, elíptica .
En un universo cerrado, la gravedad finalmente detiene la expansión del universo, después de lo cual comienza a contraerse hasta que toda la materia en el universo colapsa hasta un punto, una singularidad final denominada " Big Crunch ", lo opuesto al Big Bang . Sin embargo, si el universo contiene energía oscura, entonces la fuerza repulsiva resultante puede ser suficiente para hacer que la expansión del universo continúe para siempre, incluso si ... [10] Este es el caso del modelo Lambda-CDM actualmente aceptado, donde se encuentra a través de observaciones que la energía oscura representa aproximadamente el 68% del contenido total de energía del universo. Según el modelo Lambda-CDM, el universo necesitaría tener una densidad de materia promedio aproximadamente diecisiete veces mayor que su valor medido hoy para que se superen los efectos de la energía oscura y el universo eventualmente colapse. Esto a pesar de que, según el modelo Lambda-CDM, cualquier aumento en la densidad de la materia daría lugar a .
Si , la geometría del espacio es abierta , es decir, curvada negativamente como la superficie de una silla de montar. Los ángulos de un triángulo suman menos de 180 grados y las líneas que no se cruzan nunca son equidistantes; tienen un punto de menor distancia y, de lo contrario, se separan. La geometría de tal universo es hiperbólica . [11]
Incluso sin energía oscura, un universo con curvatura negativa se expande para siempre, y la gravedad ralentiza de manera insignificante la tasa de expansión. Con la energía oscura, la expansión no sólo continúa sino que se acelera. El destino final de un universo abierto con energía oscura es la muerte por calor universal o un " Gran Desgarro " [12] [13] [14] [15] donde la aceleración causada por la energía oscura eventualmente se vuelve tan fuerte que anula por completo los efectos. de las fuerzas gravitacionales , electromagnéticas y de unión fuerte . Por el contrario, una constante cosmológica negativa , que correspondería a una densidad de energía negativa y una presión positiva, provocaría que incluso un universo abierto volviera a colapsar hasta convertirse en una gran crisis.
Si la densidad media del universo es exactamente igual a la densidad crítica de modo que , entonces la geometría del universo es plana: como en la geometría euclidiana , la suma de los ángulos de un triángulo es 180 grados y las líneas paralelas mantienen continuamente la misma distancia. Las mediciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson han confirmado que el universo es plano con un margen de error del 0,4%. [2]
En ausencia de energía oscura, un universo plano se expande indefinidamente, pero a un ritmo continuamente desacelerado, con una expansión asintóticamente cercana a cero. Con la energía oscura, la tasa de expansión del universo inicialmente se ralentiza, debido a los efectos de la gravedad, pero eventualmente aumenta, y el destino final del universo se vuelve el mismo que el de un universo abierto.
El destino del universo puede estar determinado por su densidad. La preponderancia de la evidencia hasta la fecha, basada en mediciones de la tasa de expansión y la densidad de masa, favorece un universo que continuará expandiéndose indefinidamente, lo que resultará en el escenario de "Gran Congelación" que se describe a continuación. [16] Sin embargo, las observaciones no son concluyentes y todavía son posibles modelos alternativos. [17]
La muerte por calor del universo, también conocida como Big Freeze (o Big Chill), es un escenario en el que la expansión continua da como resultado un universo que asintóticamente se acerca a la temperatura del cero absoluto . [18] Bajo este escenario, el universo eventualmente alcanza un estado de máxima entropía en el que todo está distribuido uniformemente y no hay gradientes de energía , que son necesarios para sostener el procesamiento de información, una forma del cual es la vida . Este escenario ha ganado terreno como el destino más probable. [19]
En este escenario, se espera que las estrellas se formen normalmente durante 10 12 a 10 14 (entre 1 y 100 billones) de años, pero eventualmente se agotará el suministro de gas necesario para la formación estelar . A medida que las estrellas existentes se queden sin combustible y dejen de brillar, el universo se oscurecerá lenta e inexorablemente. Con el tiempo, los agujeros negros dominarán el universo, que a su vez desaparecerán con el tiempo a medida que emitan radiación de Hawking . [20] Durante un tiempo infinito, podría haber una disminución espontánea de la entropía mediante el teorema de recurrencia de Poincaré , las fluctuaciones térmicas , [21] [22] y el teorema de la fluctuación . [23] [24]
El escenario de muerte por calor es compatible con cualquiera de los tres modelos espaciales, pero requiere que el universo alcance una temperatura mínima eventual. [25] Sin energía oscura, sólo podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica. Con una constante cosmológica positiva, también podría ocurrir en un universo cerrado.
La actual constante de Hubble define una tasa de aceleración del universo no lo suficientemente grande como para destruir estructuras locales como las galaxias, que se mantienen unidas por la gravedad, pero sí lo suficientemente grande como para aumentar el espacio entre ellas. Un aumento constante de la constante de Hubble hasta el infinito daría como resultado que todos los objetos materiales del universo, comenzando por las galaxias y eventualmente (en un tiempo finito) todas las formas, sin importar cuán pequeñas sean, se desintegrarían en partículas elementales libres, radiación y más. A medida que la densidad de energía, el factor de escala y la tasa de expansión se vuelven infinitos, el universo termina siendo lo que efectivamente es una singularidad.
En el caso especial de la energía oscura fantasma , que supone una energía cinética negativa que daría como resultado una tasa de aceleración más alta de lo que predicen otras constantes cosmológicas, podría ocurrir un gran desgarro más repentino.
La hipótesis del Big Crunch es una visión simétrica del destino final del universo. Así como el Big Bang teorizado comenzó como una expansión cosmológica, esta teoría supone que la densidad promedio del universo será suficiente para detener su expansión y el universo comenzará a contraerse. El resultado se desconoce; una estimación simple haría que toda la materia y el espacio-tiempo del universo colapsaran en una singularidad adimensional , como comenzó el universo con el Big Bang, pero a estas escalas es necesario considerar efectos cuánticos desconocidos (ver Gravedad cuántica ). La evidencia reciente sugiere que este escenario es poco probable, pero no se ha descartado, ya que las mediciones han estado disponibles sólo durante un corto período de tiempo, en términos relativos, y podrían revertirse en el futuro. [19]
Este escenario permite que el Big Bang ocurra inmediatamente después del Big Crunch de un universo anterior. Si esto sucede repetidamente, se crea un modelo cíclico , que también se conoce como universo oscilatorio. El universo podría entonces consistir en una secuencia infinita de universos finitos, y cada universo finito terminaría con un Big Crunch que sería también el Big Bang del siguiente universo. Un problema con el universo cíclico es que no se reconcilia con la segunda ley de la termodinámica , ya que la entropía se acumularía de oscilación en oscilación y causaría la eventual muerte térmica del universo. [ cita requerida ] La evidencia actual también indica que el universo no está cerrado . [ cita necesaria ] Esto ha provocado que los cosmólogos abandonen el modelo del universo oscilante. El modelo cíclico adopta una idea algo similar , pero esta idea evade la muerte por calor debido a una expansión de las branas que diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior. [ cita necesaria ]
El Gran Rebote es un modelo científico teorizado relacionado con el comienzo del universo conocido. Deriva de la interpretación del universo oscilatorio o repetición cíclica del Big Bang donde el primer evento cosmológico fue resultado del colapso de un universo anterior.
Según una versión de la teoría cosmológica del Big Bang, al principio el universo era infinitamente denso. Tal descripción parece estar en desacuerdo con otras teorías más ampliamente aceptadas, especialmente la mecánica cuántica y su principio de incertidumbre . [26] Por lo tanto, la mecánica cuántica ha dado lugar a una versión alternativa de la teoría del Big Bang, específicamente que el universo entró en existencia mediante un túnel y tenía una densidad finita consistente con la mecánica cuántica, antes de evolucionar de una manera regida por la física clásica. [26] Además, si el universo está cerrado, esta teoría predeciría que una vez que este universo colapse, generará otro universo en un evento similar al Big Bang después de que se alcance una singularidad universal o una fuerza cuántica repulsiva cause una reexpansión.
En términos simples, esta teoría afirma que el universo repetirá continuamente el ciclo de un Big Bang, seguido de un Big Crunch.
Cada posibilidad descrita hasta ahora se basa en una forma muy simple de la ecuación de estado de la energía oscura. Sin embargo, como su nombre indica, ahora se sabe muy poco sobre la física de la energía oscura . Si la teoría de la inflación es cierta, el universo pasó por un episodio dominado por una forma diferente de energía oscura en los primeros momentos del Big Bang, pero la inflación terminó, lo que indica una ecuación de estado mucho más compleja que las asumidas hasta ahora para el presente. -día energía oscura. Es posible que la ecuación de estado de la energía oscura vuelva a cambiar, dando lugar a un evento que tendría consecuencias extremadamente difíciles de predecir o parametrizar. Dado que la naturaleza de la energía y la materia oscuras siguen siendo enigmáticas, incluso hipotéticas, actualmente se desconocen las posibilidades que rodean su futuro papel en el universo.
También hay algunos eventos posibles, como el Big Slurp, que dañarían gravemente el universo, aunque el universo en su conjunto no quedaría completamente destruido.
Esta teoría postula que el universo existe actualmente en un falso vacío y que podría convertirse en un verdadero vacío en cualquier momento.
Para comprender mejor la teoría del falso colapso del vacío, primero hay que comprender el campo de Higgs que impregna el universo. Al igual que un campo electromagnético , su intensidad varía según su potencial. Un verdadero vacío existe mientras el universo exista en su estado de energía más bajo, en cuyo caso la teoría del falso vacío es irrelevante. Sin embargo, si el vacío no está en su estado de menor energía (un falso vacío ), podría hacer un túnel hacia un estado de menor energía. [27] Esto se llama decadencia del vacío . Esto tiene el potencial de alterar fundamentalmente nuestro universo; en escenarios más audaces, incluso las distintas constantes físicas podrían tener valores diferentes, afectando gravemente los fundamentos de la materia , la energía y el espacio-tiempo . También es posible que todas las estructuras sean destruidas instantáneamente, sin previo aviso. [28]
Sin embargo, sólo una parte del universo sería destruida por el Big Slurp, mientras que la mayor parte del universo aún no se vería afectada porque las galaxias ubicadas a más de 4.200 megaparsecs (13 mil millones de años luz ) de distancia entre sí se están alejando unas de otras más rápido que la velocidad de la luz , mientras que el Big Slurp en sí no puede expandirse más rápido que la velocidad de la luz. [29]
La elección entre estos escenarios rivales se realiza "pesando" el universo, por ejemplo, midiendo las contribuciones relativas de la materia , la radiación , la materia oscura y la energía oscura a la densidad crítica . Más concretamente, se evalúan escenarios competitivos frente a datos sobre agrupaciones de galaxias y supernovas distantes , y sobre las anisotropías en el fondo cósmico de microondas .
