El destino final del universo

Este artículo necesita citas adicionales para su verificación . Por favor, ayude a mejorar este artículo añadiendo citas de fuentes fiables . El material sin fuentes puede ser cuestionado y eliminado. Buscar fuentes:  «El destino final del universo» – noticias  · periódicos  · libros  · académico  · JSTOR ( junio de 2020 ) ( Aprenda cómo y cuándo eliminar este mensaje )

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo primitivo Inflación  · Nucleosíntesis Antecedentes Onda gravitacional (GWB) Microondas (CMB)  · Neutrinos (CNB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Desplazamiento al rojo Expansión del universo Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea El futuro de un universo en expansión El destino final del universo
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Energía oscura  · Materia oscura Estructura Forma del universo Filamento galáctico  · Formación de galaxias Gran grupo de cuásares Estructura a gran escala Reionización  · Formación de estructuras
Experimentos Iniciativa Agujero Negro (BHI) Bumerang Explorador del fondo cósmico (COBE) Encuesta sobre energía oscura Observatorio espacial Planck Estudio del cielo digital de Sloan (SDSS) Estudio del corrimiento al rojo de galaxias 2dF ("2dF") Sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfven Alfer Copérnico De Sitter Polla Síndrome de Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Huygens Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich List of cosmologists
Subject history Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
Category Astronomy portal
v t e

Futures studies
Concepts
Accelerating change Cashless society Global catastrophic risk Future Earth Mathematics Race Climate Space exploration Universe Historical materialism Kondratiev wave Kardashev scale Moore's law Peak oil Population cycle Resource depletion Singularity Swanson's law
Techniques
Backcasting Causal layered analysis Chain-linked model Consensus forecast Cross impact analysis Delphi Real-time Delphi Foresight Future-proof Futures wheel Future workshop Horizon scanning Reference class forecasting Scenario planning Systems analysis Threatcasting Trend analysis
Technology assessment and forecasting
Critical design Design fiction Exploratory engineering FTA Hype cycle Science fiction prototyping Speculative design TRL Technology scouting
Related topics
Futarchy Transhumanism
v t e

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, al estar más allá de las restricciones 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 para explicar la manera y las circunstancias de su comienzo.

Las observaciones realizadas por Edwin Hubble durante los años 1930 y 1950 revelaron que las galaxias parecían alejarse unas de otras, lo que dio origen a la teoría del Big Bang , actualmente aceptada . Esta sugiere que el universo comenzó siendo muy denso hace unos 13.787 millones de años , y que 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 continuará expandiéndose para siempre. ^{[2] [3]}

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.

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 mayor escala posible. Existen 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. ^[4] En algunas de estas soluciones, el universo se ha estado 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. Desde 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 ha dado en llamar la teoría del Big Bang sobre el origen del universo. ^[4] En 1948, Fred Hoyle expuso su teoría opuesta, la del estado estacionario , en la que el universo se expandía continuamente pero permanecía estadísticamente inalterado a medida que se creaba constantemente nueva materia. Estas dos teorías fueron contendientes activas hasta el descubrimiento en 1965, por Arno Allan Penzias y Robert Woodrow 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 ampliamente aceptada del origen del universo.

Einstein y sus contemporáneos creían en un universo estático . Cuando Einstein descubrió que sus ecuaciones de 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  —esencialmente una densidad de energía constante, no afectada por ninguna expansión o contracción—, cuyo papel 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 media de materia del universo dividida por un valor crítico de esa densidad. Esto selecciona una de las tres posibles geometrías dependiendo de si es igual a, menor que o mayor que . Estos se llaman, respectivamente, universos planos, abiertos y cerrados. Estos tres adjetivos se refieren a la geometría general del universo , y no a la curvatura local del espacio-tiempo causada por cúmulos más pequeños de masa (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 correspondiente a cada geometría. Por lo tanto, los cosmólogos intentaron determinar el destino del universo midiendo , o equivalentemente la velocidad a la que se desaceleraba la expansión.${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle 1}$${\displaystyle \Omega }$

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 modo de permitir 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 en cosmología . ^[7] Se espera que los próximos estudios de galaxias de los telescopios espaciales Euclid , Nancy Grace Roman y James Webb (y los datos de los telescopios terrestres de próxima generación ) desarrollen aún más nuestra comprensión de la energía oscura (específicamente si se entiende mejor como una energía constante intrínseca al espacio, como un campo cuántico que varía en el tiempo o como algo completamente diferente). ^[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, a partir de 7.500 millones de años después del Big Bang, que la tasa de expansión del universo probablemente ha estado aumentando, en consonancia 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 hay líneas paralelas; todas las líneas acaban por encontrarse. La geometría del universo es, al menos a gran escala, elíptica .${\displaystyle \Omega >1}$

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 en el modelo Lambda-CDM actualmente aceptado , donde se encuentra que la energía oscura a través de observaciones 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 finalmente colapse. Esto a pesar del hecho de que, según el modelo Lambda-CDM, cualquier aumento en la densidad de materia resultaría en .${\displaystyle \Omega >1}$${\displaystyle \Omega >1}$

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 un universo así es hiperbólica . ^[11]${\displaystyle \Omega <1}$

Incluso sin energía oscura, un universo con curvatura negativa se expande eternamente, y la gravedad desacelera de manera insignificante la tasa de expansión. Con energía oscura, la expansión no solo continúa, sino que se acelera. El destino final de un universo abierto con energía oscura es la muerte térmica universal o un " Big Rip " ^{[12] [13] [14] [15],} donde la aceleración causada por la energía oscura eventualmente se vuelve tan fuerte que supera por completo los efectos de las fuerzas gravitacionales , electromagnéticas y de enlace fuerte . 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.

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 de 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]${\displaystyle \Omega =1}$

En ausencia de energía oscura, un universo plano se expande eternamente, pero a un ritmo que se desacelera continuamente y que se aproxima asintóticamente a cero. Con energía oscura, el ritmo de expansión del universo se desacelera inicialmente, 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.

El destino del universo puede estar determinado por su densidad. La mayor parte de las pruebas disponibles hasta la fecha, basadas en mediciones de la tasa de expansión y la densidad de masa, favorecen un universo que seguirá expandiéndose indefinidamente, lo que dará lugar al escenario de "Gran Congelación" que se describe a continuación. ^[16] Sin embargo, las observaciones no son concluyentes y todavía son posibles modelos alternativos. ^{[17] [ fuente obsoleta ]}

La muerte térmica del universo, también conocida como Gran Congelación (o Gran Enfriamiento), es un escenario en el que la expansión continua da como resultado un universo que se acerca asintóticamente a la temperatura de cero absoluto . ^[18] En este escenario, el universo finalmente 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 la información, una forma de la 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 (1–100 billones) de años, pero eventualmente el suministro de gas necesario para la formación de estrellas se agotará. A medida que las estrellas existentes se queden sin combustible y dejen de brillar, el universo se oscurecerá lenta e inexorablemente. Finalmente, los agujeros negros dominarán el universo, que a su vez desaparecerán con el tiempo a medida que emitan radiación de Hawking . ^[20] A lo largo del tiempo infinito, podría haber una disminución espontánea de la entropía por el teorema de recurrencia de Poincaré , las fluctuaciones térmicas , ^{[21] [22]} y el teorema de fluctuación . ^{[23] [24]}

El escenario de muerte térmica es compatible con cualquiera de los tres modelos espaciales, pero requiere que el universo alcance un mínimo de temperatura eventual. ^[25] Sin energía oscura, podría ocurrir solo bajo una geometría plana o hiperbólica. Con una constante cosmológica positiva, también podría ocurrir en un universo cerrado.

This section does not cite any sources. Please help improve this section by adding citations to reliable sources. Unsourced material may be challenged and removed. (January 2024) (Learn how and when to remove this message)

La constante de Hubble actual define una tasa de aceleración del universo que no es 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 de la constante de Hubble hasta el infinito daría como resultado que todos los objetos materiales del universo, empezando por las galaxias y eventualmente (en un tiempo finito) todas las formas, sin importar cuán pequeñas sean, se desintegraran en partículas elementales no ligadas , 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 supuestamente tiene una energía cinética negativa que daría como resultado una tasa de aceleración mayor que la que predicen otras constantes cosmológicas, podría ocurrir un gran desgarro más repentino.

This section needs additional citations for verification. Please help improve this article by adding citations to reliable sources in this section. Unsourced material may be challenged and removed. (May 2024) (Learn how and when to remove this message)

La hipótesis del Big Crunch es una visión simétrica del destino final del universo. Así como el Big Bang teórico comenzó como una expansión cosmológica, esta teoría supone que la densidad media 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 del universo colapsaran en una singularidad adimensional de vuelta a como el universo comenzó con el Big Bang, pero a estas escalas se deben considerar efectos cuánticos desconocidos (véase 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 período de tiempo relativamente corto y podrían revertirse en el futuro. ^[19]

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. El universo podría entonces consistir en una secuencia infinita de universos finitos, con cada universo finito terminando 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. ^{[ cita requerida ]} La evidencia actual también indica que el universo no está cerrado . ^{[ cita requerida ]} Esto ha hecho que los cosmólogos abandonen el modelo del universo oscilante. ^{[ cita requerida ]} Una idea algo similar es adoptada por el modelo cíclico , pero esta idea evade la muerte térmica debido a una expansión de las branas que diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior. ^{[ cita requerida ]}

El Big Bounce es un modelo científico teórico relacionado con el origen del universo conocido. Se 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 del Big Bang de la cosmología, en el 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 se tuneló hasta existir y tenía una densidad finita consistente con la mecánica cuántica, antes de evolucionar de una manera gobernada por la física clásica. ^[26] Además, si el universo es 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 establece 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 simple de la ecuación de estado de la energía oscura. Sin embargo, como su nombre quiere decir, poco se sabe ahora sobre la física de la energía oscura . Si la teoría de la inflación es cierta, el universo atravesó 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 más compleja que las supuestas para la energía oscura actual. Es posible que la ecuación de estado de la energía oscura pueda cambiar de nuevo, lo que daría lugar a un evento que tendría consecuencias difíciles de predecir o parametrizar. Como la naturaleza de la energía oscura y la materia oscura siguen siendo enigmáticas, incluso hipotéticas, las posibilidades en torno a su futuro papel en el universo son desconocidas.

También existen algunos eventos posibles, como el Big Slurp, que dañarían seriamente el universo, aunque el universo en su conjunto no quedaría completamente destruido como resultado de ello.

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

Para entender mejor la teoría del colapso del falso vacío, primero hay que entender el campo de Higgs que permea el universo. Al igual que un campo electromagnético , varía en fuerza en función de 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 energía más bajo (un falso vacío ), podría convertirse en un estado de menor energía. ^[27] Esto se llama desintegración del vacío . Esto tiene el potencial de alterar fundamentalmente el universo: en algunos escenarios, incluso las diversas constantes físicas podrían tener valores diferentes, lo que afectaría 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. ^[28]

Sin embargo, solo una parte del universo sería destruida por el Big Slurp mientras que la mayor parte del universo seguiría sin verse 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] Para poner esto en contexto, el tamaño del universo observable es actualmente de unos 46 mil millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. ^[30] Se cree que el universo tiene ese tamaño o más.

La elección entre estos escenarios rivales se realiza "ponderando" 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 en relación con los datos sobre agrupamiento de galaxias y supernovas distantes , y sobre las anisotropías en el fondo cósmico de microondas .

• Adams, Fred; Gregory Laughlin (2000). Las cinco edades del universo: dentro de la física de la eternidad . Simon & Schuster Australia. ISBN 978-0-684-86576-8.
• Chaisson, Eric (2001). Evolución cósmica: el surgimiento de la complejidad en la naturaleza. Harvard University Press. ISBN 978-0-674-00342-2.
• Dyson, Freeman (2004). Infinito en todas las direcciones (Conferencias Gifford de 1985) . Harper Perennial. ISBN 978-0-06-039081-5.
• Harrison, Edward (2003). Máscaras del universo: ideas cambiantes sobre la naturaleza del cosmos . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-77351-5.
• Mack, Katie (2020). El fin de todo: (Astrofísicamente hablando) . Scribner. ISBN 978-1982103545.
• Penrose, Roger (2004). El camino hacia la realidad . Alfred A. Knopf. ISBN 978-0-679-45443-4.
• Prigogine, Ilya (2003). ¿El futuro está dado? . World Scientific Publishing. ISBN 978-981-238-508-6.
• Smolin, Lee (2001). Tres caminos hacia la gravedad cuántica: una nueva comprensión del espacio, el tiempo y el universo . Phoenix. ISBN 978-0-7538-1261-7.
• Morris, Richard (1982). El destino del universo . Nueva York: Playboy Press. ISBN 0-87223-748-6.OCLC 7924027  .
• Islam, Jamal N. (1983). El destino final del universo . Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-24814-0.OCLC 8728162  .

• Baez, J., 2004, "El fin del universo".
• Caldwell, RR; Kamionski, M.; Weinberg, NN (2003). "Energía fantasma y día del juicio final cósmico". Physical Review Letters . 91 (7): 071301. arXiv : astro-ph/0302506 . Código Bibliográfico :2003PhRvL..91g1301C. doi :10.1103/physrevlett.91.071301. PMID  12935004. S2CID  119498512.
• Hjalmarsdotter, Linnea, 2005, "Parámetros cosmológicos".
• Musser, George (2010). "¿Podría terminar el tiempo?". Scientific American . 303 (3): 84–91. Bibcode :2010SciAm.303c..84M. doi :10.1038/scientificamerican0910-84 (inactivo 2024-04-13). PMID  20812485.{{cite journal}}: CS1 maint: DOI inactive as of April 2024 (link)
• Vaas, Ruediger; Steinhardt, Paul J.; Turok, Neil (2007). "Energía oscura y futuro definitivo de la vida". arXiv : physics/0703183 .
• Una breve historia del fin de todo, una serie de BBC Radio 4 .
• Cosmología en Caltech.
• Jamal Nazrul Islam (1983): El destino final del universo . Cambridge University Press , Cambridge, Inglaterra. ISBN 978-0-521-11312-0 . (Versión impresa digital publicada en 2009).