Un final para el universo

Los finales son conceptos necesarios y arraigados en la mente humana. Plazos, programaciones de televisión, relojes en todas partes o el ciclo de vida de una mariposa, nos muestran la idea de un final consecuente de un comienzo, una completación. Es una idea lógica, recurrente y simple que crea en los humanos un sentimiento de urgencia y satisfacción así como de maravilla por entender y aprovechar su mundo antes de que desaparezca frente a sí mismo.

Históricamente, diferentes culturas representan el final del universo como el final de la humanidad. Las religiones abrahámicas visualizan un final apocalíptico y un reino superior posterior a él; religiones centradas en la naturaleza como la Shinto, en Japón, establecen la entrada después del deceso al yomi, un reino subterráneo separando a los vivos de los muertos por un río [1]; y por otro lado, algunas religiones politeístas como el hinduismo y el budismo se basan en una vida cíclica, en una trascendencia después de la muerte o una reencarnación basada en las acciones realizadas en vida [2]. Sin embargo, el pensamiento científico moderno de un final para el universo comienza con la formulación de la Teoría General Relativista de Albert Einstein en 1915.

De izquierda a derecha:
Last Judgement (1435) – Stefan Lochner; crédito: Wallraf-Richartz Museum,
Entrada al yomi, prefectura Shimane, Higashiizumo; crédito: Yomotsu Hirasaka.
Ilustración de Reencarnación Hindú; crédito: Himalayan Academy of Publications.

La Teoría General de la Relatividad describe la geometría del universo como un sistema de cuatro dimensiones espacio-temporales relacionando la curvatura del espacio con la energía y momento de la masa o radiación presente en el mismo mediante un conjunto de ecuaciones generalizado en la fórmula

donde Rμν, R , gμν y Tμν  son indicadores de curvatura, métrica y energía, Λ es la constante cosmológica, G es la constante gravitacional y c es la velocidad de la luz en el vacío. Estas ecuaciones permiten describir el universo a gran escala y sus soluciones explorar la historia pasada, presente y futura del mismo [3].

La constante cosmológica fue introducida por Einstein para explicar un universo estático, una idea aceptada en la época, sin embargo, las observaciones de Edwin Hubble en 1931 sobre el alejamiento de las estrellas mediante la observación de estrellas cefeidas [4], en conjunto con la solución proporcionada por el matemático Alexander Friedmann y Georges Lemaître en 1922 respaldadas por múltiples investigaciones recientes catapultan la investigación y descripción de un universo homogéneo, isotrópico (uniforme) y en expansión, que se traduce en una constante cosmológica mayor a 0, a partir de un espacio extremadamente denso conocido como la Teoría del Big Bang [5].

Línea de tiempo del universo; crédito: NASA – WMAP Science Team

La teoría del Big Bang posiciona el comienzo del universo en perturbaciones cuánticas de vacío provocando la aparición de partículas y la expansión exponencialmente acelerada de un universo mucho más denso y pequeño. La inflación entonces inicia con un periodo tan denso y caliente que las fuerzas elementales (electromagnetismo, interacción nuclear débil e interacción nuclear fuerte) son indistinguibles por la velocidad de sus partículas mediadoras; el universo comienza a expandirse,  enfriándose y ocasionando la separación de las fuerzas, el periodo inflacionario indica una expansión exponencial por un factor volumétrico de 10^27 en un intervalo de tiempo de 10^-33 – 10^-32 segundos [6].

Izquierda: sonda WMAP y su CMB; crédito: NASA. Derecha: telescopio PLANCK y su CMB; crédito: ESA

El universo continúa en expansión y enfriamiento permitiendo la formación de partículas subatómicas bariónicas, como los protones y neutrones; Eventualmente la nucleosíntesis de isótopos de elementos ligeros como el hidrógeno y el helio mediante procesos de recombinación, fusión de núcleos, y desacoplamiento de fotones se estabilizan permitiendo el paso de fotones y últimamente la atracción de materia para la formación de estrellas, galaxias y clusters; esta recombinación y desacoplamiento produce la radiación electromagnética más antigua del universo, la Radiación de Fondo de Microondas, CMB por sus siglas en inglés [6][7].

En 2009, el telescopio espacial Planck es puesto en operación por la Agencia Espacial Europea con el objetivo de estudiar el CMB, lo que concluye en múltiples resultados, uno de ellos la distribución de material en el universo. El telescopio retorna una distribución conformada por un 26.8% de materia oscura, 68.3% de energía oscura y 4.9% de átomos comunes o materia común[8]. Esta distribución se visualiza en el concepto Omega, el parámetro de densidad que determina la geometría del universo, definido como el radio entre la densidad del espacio y la densidad crítica del universo que especifica el valor en el que el universo no se expande, alcanza un balance [6].

Geometría del universo, el parámetro Omega y la expansión del universo; crédito: NASA’s WMAP site

Con estos conceptos en cuenta, la cosmología física actual cuenta con tres posibles finales para el universo. El final del universo se basa en un juego de fuerzas entre la gravedad y la fuerza de repulsión responsable de la expansión observada en el universo ejercida por la energía oscura total del universo actual expresada en Omega. El resultado de dicho juego determinará el verdadero final del universo.

Big Crunch
Crédito: TED-Ed

Si se tiene un Omega < 1, significa que la densidad actual es menor a la densidad crítica, es decir, la fuerza de gravedad termina superando la fuerza de repulsión, se tiene un universo abierto, de geometría hiperbólica que se traduce en un eventual detenimiento de la expansión del universo y una posterior contracción, el Big Crunch [9]. Dentro de este comportamiento se maneja la teoría del Big Bounce que indica una naturaleza cíclica oscilatoria del universo y con presencia de una cantidad alta de energía oscura incrementado la fuerza de gravedad, una contracción del universo termina en una expansión acelerada de un espacio extremadamente denso, un nuevo Big Bang, la creación de un nuevo universo sería sólo el resultado del colapso de uno anterior [10].


Big Rip
Crédito: TED-Ed

Si se tiene un Omega > 1, la densidad actual es mayor a la densidad crítica, el universo es esférico cerrado [10], la fuerza de repulsión aumenta con el tiempo, causa una aceleración en la expansión del universo, ocasionando un incremento estable en la constante de Hubble-Lemaître que se traduce en una expansión insostenible a nivel estructural, desencadenando la dilución del universo, un desintegramiento de todas las estructuras del universo y últimamente de la unión de partículas elementales, un rompimiento, el Big Rip [11].


Big Freeze
Crédito: TED-Ed

Por otro lado, si se tiene un Omega = 1, la fuerza de repulsión es lo suficientemente fuerte para continuar con una expansión a una velocidad constante sin aceleración, se tiene el escenario del Big Freeze, traducido como el Gran Congelamiento [9]. Este escenario implica expansión continua de un universo plano hasta alcanzar asintóticamente temperaturas de absoluto cero, implicando el agotamiento de gas para formación interestelar consecuente con un universo oscuro finalmente predominado por agujeros negros que eventualmente morirían al emitir radiación de hawking [12]; alternativamente se maneja la teoría de Heath Death que se refiere a la eliminación de gradientes térmicos en el universo, alcanzando un equilibrio termodinámico proveniente de una homogeneización térmica hasta el máximo estado de entropía [13].

Pero, ¿hacia dónde se mueve nuestro universo actualmente? Estudios recientes, especialmente por el telescopio Planck y la sonda WMAP, ubican el parámetro Omega = 1.00 con un margen de error de 0.02 [8][14] lo que apunta a un universo plano con una alta distribución de energía oscura, lo que terminaría en una expansión continua del universo, en acuerdo con la teoría del Big Freeze.

Para saber más:

Venus Keus para TED- Ed YouTube Chanel: Three ways the universe could end.
Available: https://youtu.be/itpLU7OzNV8

Kurzgesagt – In a Nutshell YouTube Chanel: Three ways to destroy the universe.
Available: https://youtu.be/4_aOIA-vyBo

Sciencealert.com article: This Timeline Shows The Entire History of The Universe, And Where It’s Headed. Available:
https://www.sciencealert.com/timeline-shows-the-entire-history-of-the-universe-and-how-it-ends

Space.com article: Endless Void or Big Crunch: How Will the Universe End?. Available: https://www.space.com/13393-universe-endless-void-big-crunch.html

[1] E. Kennedy, «Shinto Funerals in the Edo Period,» Japanese Journal of Religious Studies, vol. 27, nº 3/4, pp. 239-271, 2000.

[2] J. McDaniel, «From the Underworld of Yama to the Island of Gems: Concepts of afterlife in Hinduism,» de The Routledge Handbook of Death and the Afterlife, C. K. Cann, Ed., 2018.

[3] A. Einstein, «Consideraciones cosmológicas de la Teoría General de la Relatividad,» Sitzung der physikalisch-mathematischen Klasse, vol. 8, pp. 142-152, 1917.

[4] E. Hubble, «A RELATION BETWEEN DISTANCE AND RADIAL VELOCITY,» Proceedings of the National Academy of Sciences, vol. 15, nº 3, pp. 168-173, 1929.

[5] D. L. Block, «A Hubble Eclipse: Lemaitre and Censorship,» 20 Junio 2011. [En línea]. Available: https://arxiv.org/abs/1106.3928v2. [Último acceso: Abril 2019].

[6] M. Roos, «Expansion of the Universe – Standard Big Bang Model,» Febrero 2008. [En línea]. Available: https://arxiv.org/abs/0802.2005. [Último acceso: Abril 2019].

[7] Observatorio Astronómico Nacional, «Astronomía para Todos,» Noviembre 2000. [En línea]. Available: www.observatorio.unal.edu.co. [Último acceso: Abril 2019].

[8] P. C. e. al., «Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters,» Febrero 2015. [En línea]. Available: https://arxiv.org/abs/1502.01589. [Último acceso: Abril 2019].

[9] NASA, «Foundations of Big Bang Cosmology,» NASA’s WMAP site, 2014. [En línea]. Available: https://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_concepts.html. [Último acceso: Abril 2019].

[10] NASA, «What is the Ultimate Fate of the Universe?,» NASA’s WMAP site, 2014. [En línea]. Available: https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html. [Último acceso: Abril 2019].

[11] NASA, «Dark Energy, Dark Matter,» NASA SCIENCE, 2018. [En línea]. Available: https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy/. [Último acceso: Abril 2019].

[12] NASA, «Will the Universe expand forever?,» NASA’s WMAP site, 2014. [En línea]. Available: https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_shape.html. [Último acceso: Abril 2019].

[13] Y. Wang, J. M. Kratochvil, A. Linde y M. Shmakova, «Current Observational Constraints on Cosmic Doomsday,» Septiembre 2004. [En línea]. Available: https://arxiv.org/abs/astro-ph/0409264. [Último acceso: Abril 2019].

[14] D. N. Spergel, L. Verde, H. V. Peiris, E. Komatsu, M. R. Nolta, C. L. Bennett, M. Halpern, G. Hinshaw, N. Jarosik, A. Kogut, M. Limon, S. S. Meyer, L. Page, G. S. Tucker, J. L. Weiland, E. Wollack, E. L. Wright, NASA, UBC, University of Chicago, University of Princeton, SSAI, UCLA y BRown, «First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters,» Febrero 2003. [En línea]. Available: https://arxiv.org/abs/astro-ph/0302209. [Último acceso: Abril 2019].

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