Destino final del universo

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. Con base en la evidencia observacional disponible, decidir el destino y la evolución del universo se ha convertido en una pregunta cosmológica válida, que está más allá de las restricciones mayoritariamente inverificables de las creencias mitológicas o teológicas. Varios futuros posibles han sido predichos por diferentes hipótesis científicas, incluyendo que el universo podría haber existido por una duración finita e infinita, o para explicar la manera y las circunstancias de su comienzo.

Las observaciones realizadas por Edwin Hubble durante las décadas de 1930 y 1950 encontraron que las galaxias parecían alejarse unas de otras, lo que llevó a la teoría del Big Bang actualmente aceptada. Esto sugiere que el universo comenzó muy denso hace unos 13.787 millones de años, y desde entonces se ha expandido y (en promedio) se ha vuelto menos denso. 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 continuará expandiéndose para siempre.

Los factores que deben tenerse en cuenta 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.

Base científica emergente

Teoría

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 emplear para describir el universo en la escala más grande posible. Hay varias soluciones posibles para 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. En algunas de estas soluciones, el universo se ha estado expandiendo desde una singularidad inicial que fue, esencialmente, el Big Bang.

Observación

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 final han sido objeto de serias investigaciones científicas.

Teorías del Big Bang y del Estado Estacionario

En 1927, Georges Lemaître expuso una teoría que desde entonces se conoce como la teoría del Big Bang sobre el origen del universo. 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 se creaba constantemente nueva materia. Estas dos teorías fueron contendientes activos hasta el descubrimiento de 1965, por parte de 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 difundida del origen del universo.

Constante cosmológica

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 un futuro lejano, agregó a esas ecuaciones lo que llamó una constante cosmológica ⁠— ⁠esencialmente una densidad de energía constante, no afectada por ninguna expansión o contracción ⁠— ⁠cuya función era compensar el efecto de la gravedad en el universo como un todo de tal manera que el universo permanecería 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".

Parámetro de densidad

Un parámetro importante en la teoría del destino del universo es el parámetro de densidad, omega (), definido como la densidad de materia promedio 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, los 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, hay un destino particular que corresponde a cada geometría. Por lo tanto, los cosmólogos intentaron determinar el destino del universo midiendo, o de manera equivalente, la velocidad a la que se estaba desacelerando la expansión.

Fuerza repulsiva

A partir de 1998, las observaciones de supernovas en galaxias distantes han sido interpretadas como consistentes con un universo cuya expansión se está acelerando. La teoría cosmológica posterior ha sido diseñada para permitir esta posible aceleración, casi siempre invocando la energía oscura, que en su forma más simple es solo 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.

Papel de la forma del universo.

El consenso científico actual de la mayoría de los cosmólogos es que el destino final del universo depende de su forma general, cuánta energía oscura contiene y de la ecuación de estado que determina cómo responde la densidad de energía oscura a la expansión del universo. Observaciones recientes concluyen, desde 7.500 millones de años después del Big Bang, que la tasa de expansión del universo probablemente ha ido en aumento, de acuerdo con la teoría del Universo Abierto. Sin embargo, otras mediciones recientes de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe sugieren que el universo es plano o muy cercano a plano.

Universo cerrado

Si , la geometría del espacio es cerrada como la superficie de una esfera. La suma de los ángulos de un triángulo excede de 180 grados y no existen líneas paralelas; todas las líneas eventualmente se encuentran. La geometría del universo es, al menos a 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 del universo colapsa en un punto, una singularidad final denominada "Big Crunch", lo opuesto al Big Bang. Algunas nuevas teorías modernas asumen que el universo puede tener una cantidad significativa de energía oscura, cuya fuerza repulsiva puede ser suficiente para hacer que la expansión del universo continúe para siempre, incluso si .

Universo abierto

Si , la geometría del espacio es abierta, es decir, negativamente curvada como la superficie de una silla de montar. Los ángulos de un triángulo suman menos de 180 grados, y las líneas que no se encuentran nunca son equidistantes; tienen un punto de menor distancia y, de lo contrario, se separan. La geometría de tal universo es hiperbólica.

Incluso sin energía oscura, un universo curvado negativamente se expande para siempre, con la gravedad ralentizando insignificantemente la tasa de expansión. Con la energía oscura, la expansión no solo continúa sino que se acelera. El destino final de un universo abierto es la muerte por calor universal, una "Gran congelación" (que no debe confundirse con la muerte por calor, a pesar de la interpretación del nombre aparentemente similar ⁠; consulte §Teorías sobre el fin del universo a continuación), o una "Gran Rip", en particular, la energía oscura, la quintaesencia y el escenario Big Rip, donde la aceleración causada por la energía oscura eventualmente se vuelve tan fuerte que supera por completo los efectos de las fuerzas de unión gravitacionales, electromagnéticas y fuertes.

Por el contrario, una constante cosmológica negativa, que correspondería a una densidad de energía negativa y una presión positiva, haría que incluso un universo abierto volviera a colapsar en un gran crujido.

Universo plano

Si la densidad media del universo es exactamente igual a la densidad crítica , entonces la geometría del universo es plana: como en la geometría euclidiana, la suma de los ángulos de un triángulo es de 180 grados y las líneas paralelas mantienen continuamente la misma distancia. Las mediciones de la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson han confirmado que el universo es plano con un margen de error del 0,4 %.

En ausencia de energía oscura, un universo plano se expande para siempre, pero a un ritmo que se desacelera continuamente, con una expansión que se acerca asintóticamente a cero. Con la energía oscura, la tasa de expansión del universo inicialmente se ralentiza debido a los efectos de la gravedad, pero finalmente aumenta y el destino final del universo se vuelve el mismo que el de un universo abierto.

Teorías sobre el fin del universo.

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 muestra a continuación. Sin embargo, las observaciones no son concluyentes y todavía son posibles modelos alternativos.

Gran congelación o muerte por calor

El Big Freeze (o Big Chill) es un escenario en el que la expansión continua da como resultado un universo que se acerca asintóticamente a la temperatura cero absoluta. Este escenario, en combinación con el escenario Big Rip, está ganando terreno como la hipótesis más importante. Podría, en ausencia de energía oscura, ocurrir solo bajo una geometría plana o hiperbólica. Con una constante cosmológica positiva, también podría ocurrir en un universo cerrado. En este escenario, se espera que las estrellas se formen normalmente durante 10 a 10(1–100 billones) de años, pero finalmente se agotará el suministro de gas necesario para la formación de estrellas. A medida que las estrellas existentes se quedan sin combustible y dejan de brillar, el universo se oscurecerá lenta e inexorablemente. Eventualmente, los agujeros negros dominarán el universo, que a su vez desaparecerá con el tiempo a medida que emitan radiación de Hawking. Durante un tiempo infinito, habría una disminución de entropía espontánea por el teorema de recurrencia de Poincaré, las fluctuaciones térmicas y el teorema de fluctuación.

Un escenario relacionado es la muerte por calor, que establece que el universo pasa a un estado de máxima entropía en el que todo se distribuye uniformemente y no hay gradientes, que son necesarios para sostener el procesamiento de la información, una forma de la cual es la vida. 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.

Gran rasgadura

La constante de Hubble actual 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 lo suficientemente grande como para aumentar el espacio entre ellas. Un aumento constante en la constante de Hubble hasta el infinito daría como resultado que todos los objetos materiales en el universo, comenzando con las galaxias y eventualmente (en un tiempo finito) todas las formas, sin importar cuán pequeñas sean, se desintegrarían en partículas elementales, radiación y más allá. A medida que la densidad de energía, el factor de escala y la tasa de expansión se vuelven infinitos, el universo termina como lo que es efectivamente una singularidad.

En el caso especial de la energía oscura fantasma, que tiene una energía cinética negativa supuesta que daría como resultado una tasa de aceleración más alta de lo que predicen otras constantes cosmológicas, podría ocurrir una gran rasgadura más repentina.

Gran crujido

La hipótesis del Big Crunch es una visión simétrica del destino final del universo. Así como el Big Bang comenzó como una expansión cosmológica, esta teoría asume que la densidad promedio del universo será suficiente para detener su expansión y el universo comenzará a contraerse. El resultado es desconocido; una estimación simple haría que toda la materia y el espacio-tiempo en el universo colapsaran en una singularidad adimensional de regreso a cómo comenzó el universo con el Big Bang, pero a estas escalas se deben 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 solo durante un corto período de tiempo, en términos relativos, y podrían revertirse en el futuro.

Este escenario permite que el Big Bang ocurra inmediatamente después del Big Crunch de un universo precedente. Si esto sucede repetidamente, crea un modelo cíclico, que también se conoce como universo oscilatorio. Entonces, el universo podría consistir en una secuencia infinita de universos finitos, y cada universo finito termina con un Big Crunch que también es 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.. La evidencia actual también indica que el universo no está cerrado. 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.

Gran rebote

The Big Bounce 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 el 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. Por lo tanto, la mecánica cuántica ha dado lugar a una versión alternativa de la teoría del Big Bang, específicamente que el universo se abrió paso a la existencia y tenía una densidad finita consistente con la mecánica cuántica, antes de evolucionar de una manera gobernada por la física clásica. Además, si el universo está cerrado, esta teoría prediría que una vez que este colapse generará otro universo en un evento similar al Big Bang después de que se alcance una singularidad universal o una fuerza cuántica repulsiva provoque una reexpansión.

En términos simples, esta teoría establece que el universo repetirá continuamente el ciclo de un Big Bang, seguido de un Big Crunch.

Incertidumbre cósmica

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 lo indica, actualmente 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, indicando una ecuación de estado mucho más compleja que las supuestas hasta ahora para el presente. -día energía oscura. Es posible que la ecuación de estado de la energía oscura pueda cambiar nuevamente, dando como resultado un evento que tendría consecuencias extremadamente difíciles de predecir o parametrizar. Dado que la naturaleza de la energía oscura y la materia oscura siguen siendo enigmáticas, incluso hipotéticas, actualmente se desconocen las posibilidades que rodean su futuro papel en el universo. Ninguno de estos finales teóricos para el universo es seguro. En otras palabras, considerando que el universo tiene solo alrededor de 14 mil millones de años, la extrapolación de las tendencias observadas en la historia cósmica hasta ahora a una escala de tiempo considerablemente más larga puede criticarse por no estar suficientemente fundamentada.

Otras amenazas graves para el universo

También hay algunos eventos posibles, como Big Slurp, que dañarían gravemente el universo, aunque el universo en su conjunto no sería destruido por completo como resultado.

Gran sorbo

Esta teoría postula que el universo actualmente existe en un falso vacío y que podría convertirse en un verdadero vacío en cualquier momento.

Para comprender mejor la teoría del colapso del falso vacío, primero se debe comprender el campo de Higgs que impregna el universo. Al igual que un campo electromagnético, varía en fuerza según su potencial. Un verdadero vacío existe mientras el universo existe 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 energía más bajo (un falso vacío), podría pasar a un estado de energía más bajo. Esto se llama decaimiento del vacío.. Esto tiene el potencial de alterar fundamentalmente nuestro universo; en escenarios más audaces, incluso las diversas constantes físicas podrían tener valores diferentes, afectando gravemente los cimientos de la materia, la energía y el espacio-tiempo. También es posible que todas las estructuras se destruyan instantáneamente, sin previo aviso.

Sin embargo, solo una parte del universo sería destruida por el Big Slurp, mientras que la mayor parte del universo 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 entre sí más rápido que la velocidad de la luz, mientras que el Big Slurp no puede expandirse más rápido que la velocidad de la luz.

Restricciones observacionales en las teorías

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, los escenarios en competencia se evalúan con datos sobre agrupaciones de galaxias y supernovas distantes, y sobre las anisotropías en el fondo cósmico de microondas.