Breve Guía de Cosmología Física moderna (V): El destino del Universo.

En la entrada anterior hemos dado un repaso a la descripción que la cosmología física nos ofrece de los primeros momentos de nuestro universo, sea en forma de hipótesis plausibles o de conocimientos sólidamente asentados.

            Quizás sea este un buen momento para mirar al otro extremo: ¿tendrá un final el universo? Y si es así, ¿cómo será ese final?

Sin duda son preguntas apasionantes. Pero para poder responderlas necesitamos información. Y vamos a buscarla echando un vistazo a lo que conocemos de cómo es el universo hoy.

Vamos a empezar por el principio. Nuestro universo es muuuy grande, pero… ¿cuánto?
No lo sabemos. Lo que podemos decir es que el “universo observable” tiene unos 93.000 millones de años-luz de diámetro. Pero es bastante plausible que sea, al menos, unas 250 veces más grande

¡250!

Antes de seguir veamos un par de conceptos: el horizonte de partículas y el volumen de Hubble.

Representación esquemática en escala logarítmica del horizonte de partículas definido para nuestro planeta.

El horizonte de partículas define el punto más lejano desde el cual la luz ha tenido tiempo de alcanzarnos en los 13.799 (±21) millones de años que tiene el universo, de acuerdo con los datos del satélite Planck, que analizó el Fondo Cósmico de Microondas (FCM). Si consideramos el punto más lejano en todas las direcciones mirando desde La Tierra, dibujamos una superficie esférica. Ese es el horizonte de partículas. Y en su interior está el universo observable.

Dentro de esa esfera delimitada por el horizonte de partículas podemos definir otra: la esfera de Hubble.

La esfera de Hubble es otra superficie esférica, está definida por el punto en el cual los objetos tienen una velocidad de recesión respecto de La Tierra mayor que la velocidad de la luz, debido a la expansión del universo.

Estos conceptos son muy importantes porque, dependiendo de cómo sea de “intensa” la expansión del universo, el universo observable se irá llenando o vaciando de galaxias según la esfera de Hubble se encoja o agrande. Esto dependerá de la relación entre los componentes del universo, y especialmente, del comportamiento de la energía oscura.

Gracias al análisis del FCM hemos podido obtener muchísima información sobre la composición global actual del universo. Y hemos atado cabos.

Todas las evidencias que hemos acumulado hasta la fecha nos hacen pensar que el “contenido” de nuestro universo se puede clasificar en cuatro categorías, cuatro elementos diferenciados a modo de “ingredientes”: materia “bariónica”, materia oscura, energía oscura, y una pequeña cantidad de radiación.

            La materia “bariónica” es aquella que integra todo lo que conocemos, y que está formado por partículas del modelo estándar de la física de partículas. Estrellas, planetas, nosotros…

El nombre viene de los bariones que son un tipo de hadrones (partículas formadas por quarks), que está formado por tres quarks. Sus representantes más conocidos son el protón y el neutrón. Los elementos de la tabla periódica están formados por protones, neutrones y también electrones, y estos últimos pertenecen a la familia de los leptones. Sin embargo, la diferencia de masas es tan enorme que la contribución de los leptones al total de masa es muy, muy pequeña, y por eso se acuñó el término materia bariónica. Junto a la materia bariónica tenemos la radiación, constituida (a efectos de esta descripción breve) por fotones, que como sabéis, también forman parte del modelo estándar.

            Pues bien, todo lo anterior constituye menos del 5% del total de masa-energía del Universo que conocemos.

Composición del "contenido" del universo, en porcentajes de masa-energía, según los datos obtenidos por la colaboración Planck.

            ¿Qué es el 95% restante? Dos cosas, que no sabemos bien qué son en realidad: las famosas materia oscura y energía oscura.

            La materia oscura constituye el 26% del total de masa-energía del universo. Y sólo sabemos que no parece ser sensible a la interacción electromagnética (o lo es muy, muy débilmente). Hasta ahora sólo somos capaces de detectar sus efectos gravitatorios. Y tampoco sabemos si presenta respuesta a las interacciones nucleares, aunque hay numerosos experimentos en curso, e hipótesis formuladas, que sugieren que ciertos eventos de astropartículas que hemos observado son en realidad desintegraciones de partículas de materia oscura en partículas conocidas.

            ¿Qué es esta materia oscura? ¿Existen otras interacciones que la afectan distintas de las cuatro que conocemos y que no afectan a la materia bariónica? ¿Puede la materia oscura formar estructuras o una “tabla periódica oscura”, o sólo la componen partículas elementales que son las cenizas del proceso del cual emergió la materia que nos es familiar? No lo sabemos. Pero estamos bastante seguros de que es responsable de la estructura a gran escala que observamos en el universo desde el nivel galáctico hacia niveles superiores, pues pensamos que fue responsable de crear los pozos de potencial gravitatorio en los cuales se asentó la materia bariónica conformando la estructura de tela de araña que parece tener el universo a gran escala.

Sin duda aquí hay tema para unas cuantas entradas.

Simulación de la estructura a gran escala del universo observable. En el recuadro azul se observa el detalle de dicha estructura filamentosa destacando la materia oscura (en morado) y la bariónica (en amarillo). La estructura se compone de grandes vacíos de escala cosmológica atravesados por filamentos de materia oscura en los cuales la materia ordinaria "anida". Los filamentos confluyen en nodos y supernodos. Para que os hagais una idea de lo colosal de la escala, en esta simulación los pequeños puntitos amarillos que se aprecian en el recuadro azul, representan cúmulos de galaxias, y la gran aglomeración sería un supercumulo con decenas de miles de galaxias.

            ¿Y la energía oscura? De ella podemos afirmar menos cosas aun. Pero lo que pensamos es que es un campo escalar, de densidad constante, y que es responsable de la expansión acelerada de nuestro universo. Y esto es algo crucial: densidad constante.

            Significa que no importa cuánto se expanda el universo, que la cantidad de energía oscura por volumen dado seguirá siendo la misma, y por tanto a mayor volumen, mayor será el total de energía oscura.

De hecho, en los primeros instantes del universo que esbozamos en la entrada anterior, la energía oscura era un porcentaje insignificante del total de masa-energía del universo. La cantidad de materia bariónica y la materia oscura permanecen estables sin gran variación hasta donde sabemos. Y al principio eran casi el 100% del “contenido” del universo. Pero a medida que la expansión progresó, ese porcentaje ha ido mermando en la misma medida que crecía el de energía oscura. Y este es el punto crucial: la materia genera la curvatura en el espaciotiempo que entendemos como gravedad, y que mantiene las estructuras. Pero como su cantidad es estable, a medida que el universo se expande, la influencia de la materia se diluye. Y mientras, la energía oscura no pierde intensidad, y su cantidad total e influencia no dejan de aumentar. Actualmente la energía oscura constituye el 69,3% del total de masa-energía del universo, y creciendo,... con lo que en el futuro la parte que corresponde a la materia (tanto la bariónica como la oscura) será cada vez más marginal.

Ahora ya podemos entender los escenarios posibles para el futuro de nuestro universo que la cosmología física nos ofrece, a la luz del conocimiento actual.

            Y es que igual que usamos la teoría del Big Bang para “reconstruir” el pasado del universo, podemos usar el conocimiento y los datos actuales para “reconstruir su futuro”. Con ello podemos elaborar 3 hipótesis distintas, partiendo de la suposición (atrevida) de que los componentes del universo y su comportamiento serán a lo largo de ese futuro tal y como los observamos en la actualidad. Esos tres posibles escenarios para el futuro del universo dependen entonces sólo del comportamiento del universo respecto del valor de un parámetro que denominamos “densidad crítica”.

Los tres escenarios para el futuro del universo en función de que la gravedad generada por la materia sea capaz de vencer a escala universal la expansión (Big Crunch), la iguale (Big Chill) o sea sobrepasada catastróficamente por la expansión (Big Rip).

Primer escenario. Si el conjunto de contribuciones a la gravedad es mayor que el valor de la densidad crítica, la gravedad frenará paulatinamente la expansión del universo a escala global, hasta detenerla totalmente y comenzará entonces una contracción del propio espaciotiempo. Un proceso inverso al actual que llevará a lo que llamamos Big Crunch, una especie de Big Bang al revés, donde todo el espaciotiempo y su contenido se contraen hasta un tamaño subatómico.

Como no entendemos bien el Big Bang, no podemos decir con rigor cuáles serán los resultados de dicho evento, y a partir de este punto todo es especulación pura. El universo podría, por ejemplo, colapsar en un gran agujero negro donde acabaría el espaciotiempo (y “la existencia”). Sin embargo, hay propuestas (a día de hoy son pura especulación matemática) que dicen que en realidad los agujeros negros no llegan nunca a formarse debido a la existencia de una presión cuántica (u otras formas exóticas de materia) que soportaría el objeto en colapso y haría que “rebotase” al llegar a cierto límite de compresión, como lo hacen las capas internas de una estrella durante una supernova de tipo IIa típica. Es decir, que habría un límite infranqueable para la densidad de materia-energía. Y si aplicamos esa idea al universo entero, tendríamos que el universo en colapso llegaría a un tamaño mínimo donde se produciría el Big Bounce, el Gran Rebote. Es decir, un nuevo Big Bang.

Si seguimos especulando, y suponemos que los parámetros del universo se mantienen constantes tras un Big Bounce, (incluyendo las contribuciones gravitatorias, el valor de la densidad crítica, y el comportamiento de la energía oscura) llegamos a la romántica (y fantasiosa) idea de un universo cíclico pulsante: una sucesión interminable de Big Bang y Big Crunch, tanto en nuestro pasado como en nuestro futuro.

Esquema de la idea del universo cíclico pulsante, donde cada Big Bang es a la vez el Big Crunch del ciclo-universo anterior. Esta idea se presenta en una versión "autocontenida" y en otra más clásica que exige un metaespaciotiempo (ya que al menos debería existir un tiempo cosmológico que guarda la linealidad del tiempo entre ciclos-universo.

Segundo escenario. El Big Freeze, o la muerte térmica del universo. (A veces también denominado como ‘Big Chill’ o la ‘Gran Calma’) Si las contribuciones gravitatorias son exactamente iguales a la densidad crítica, la expansión del universo continuará a un ritmo constante. Por tanto, como explicamos antes, según cual sea la tasa de esa expansión, nuestra burbuja de Hubble se irá llenando o vaciando de galaxias en una primera época. Pero finalmente la expansión terminará sacando la mayoría de objetos de nuestra burbuja de Hubble y de nuestro horizonte de partículas. Sólo las regiones en los que la densidad de energía ha frenado la expansión se mantendrán ligados. Entonces el universo quedará reducido a islas completamente aisladas de materia, por lo general galaxias gigantes fruto de la fusión de los grupos compactos de galaxias cuya ligadura gravitacional sometió localmente a la expansión. En esas galaxias las estrellas dejarán de formarse a medida que el hidrógeno se agote, o esté demasiado disperso para colapsar y formar nuevas estrellas. Paulatinamente las últimas estrellas se irán apagando. Las últimas serán las enanas marrones y rojas. Cuando el universo tenga 10¹⁴ años (del orden de cien billones de años o unas 100.000 veces la edad actual) habrá alcanzado un estado de máxima entropía en el que sólo quedarán estrellas apagadas, remanentes estelares fríos, planetas congelados y agujeros negros, todo a una temperatura muy próxima al cero absoluto. Y la vida, ya no será posible en ninguna parte del universo. Obviamente cuanto más nos adentramos en el futuro es más especulativo todo. Pero las propuestas que se manejan indican que, en ese futuro en torno a entre 10¹¹⁰ y 10¹¹⁵ años los constituyentes más estables de la materia bariónica (faltaría saber qué pasa con la oscura), es decir, protones y neutrones se desintegrarán en positrones y electrones la mayoría de los cuales se aniquilarán dejando una pequeña cantidad remanente, formando átomos de positronio. Finalmente, todos los átomos de positronio colapsan y los pares positrón-electrón se aniquilan, antes de llegar a los 10¹¹⁶ años. Para entonces los únicos supervivientes en este oscuro y frío universo son los agujeros negros. Y ahora, totalmente aislados, brillan. La radiación de Hawking, que lentamente los evaporará, tiene una temperatura mayor que la del fondo de radiación del universo. Se suele situar en los 10²⁰⁰ años la frontera temporal en la cual todos los agujeros negros, incluso los supermasivos, habrán desaparecido por completo. Llegados a este punto el universo apenas contiene radiación extremadamente diluida, apenas infinitesimalmente por encima del cero absoluto. El vacío cuántico podría para entonces haber decaído ya a un estado de energía nulo con lo que es incapaz de crear siquiera partículas virtuales. Finalmente, el universo llega a un estado de vacío absoluto, donde la flecha del tiempo ya no tiene forma de manifestarse, en tanto que no existe proceso alguno que pueda dar cuenta de algún cambio, ni del tiempo ni de su dirección.

Pues sí, no parece muy emocionante el escenario final. Ni tampoco muy imaginativa la ilustración, (sí, es un fondo negro, nada más) pero es que quizá no llegase a existir ni la negrura misma al final. Este extremo puede caer rápidamente en los farragosos terrenos de la metafísica... ¡Huid insensatos!

Tercer escenario. El Big Rip, o Gran Desgarro. Si las contribuciones gravitatorias son inferiores a la densidad crítica, la expansión se acelerará debido a la constancia de la densidad de energía que parece presentar la energía oscura. Cuanto mayor sea el volumen total del universo, mayor será la cantidad de energía oscura y mayor será la aceleración de la expansión, entrando así en un ciclo rampante que tenderá a volverse asintótico. La expansión ahora ya ni siquiera puede ser vencida en los lugares donde la densidad de masa-energía es mayor y todas las estructuras se van disgregando secuencialmente. Primero los grandes supercúmulos y superestructuras ven como todas sus unidades se separan; a continuación, los cúmulos de galaxias se disgregan quedando galaxias aisladas. El proceso se acelera y las galaxias ven como cada estrella se aleja de las demás, cada vez más rápido. Cada sistema solar se ve separado por un tsunami de espaciotiempo que crece entre cada planeta, cada luna, cada asteroide. Finalmente los cuerpos se disgregan, las moléculas se rompen, los átomos ven cómo sus componentes se separan años luz en segundos. Todo concluye en un tipo de singularidad exótica donde queda aislado y diluido cada componente elemental del universo, incluido el propio espaciotiempo. Se alcanza así el fin de la existencia. Y todo en menos de 50.000 millones de años. Poco más del triple de la edad actual del universo. Algunas propuestas dejan esa cifra en menos de 30.000 millones de años. Pero claro, todo depende de datos que concreten y descarten unas u otras opciones.

Idea básica del Big Rip: como son mas o menos constantes, la materia y la radiación se diluyen con la expansión. Pero cmo la energía oscura está (pensamos) ligada al propio espaciotiempo, su valor en cada punto permanece constante, por lo que su cantidad total y efectos no paran de crecer, y de manera exponencial hasta disolver el propio espaciotiempo. En algunas hipótesis, este final es la forma en la que el cosmos "corrige la anomalía que supondría un universo respecto al estado normal del cosmos" (inflación eterna).

Actualmente los datos disponibles favorecen que se cumplan el segundo o el tercer escenario, aunque no son suficientes para apostar claramente por uno de estos dos. El primero, lo siento por los románticos, parece descartado. Pero una sola nueva observación es suficiente para cambiar todo el panorama rápidamente.

Tengamos en cuenta que estamos suponiendo que de aquí al “final del universo”, todo va a seguir como hasta ahora: que la energía oscura no va a cambiar su comportamiento; que no va a aparecer ninguna fuerza nueva o elemento constituyente que hasta ahora ha permanecido oculto a nuestra vista (como hasta hace apenas 20 años estaba la energía oscura para nuestro conocimiento); que no va a producirse una transición de fase nueva (puede el propio espaciotiempo cambiar de fase como lo hace el agua al evaporarse en ciertas condiciones?), ni un cambio en el vacío cuántico, (que pensamos que puede ser metaestable - un falso vacío) que forme burbujas de un nuevo espaciotiempo arrasando este, etc. Y además, este espaciotiempo del que hablamos es el relativista, 4D. ¿Y si son más las dimensiones que lo forman? ¿Y si su geometría es otra distinta a la que manejamos en nuestras hipótesis y teorías? Cuantos más factores añadamos, más terreno dejamos libre a la especulación. Todo esto complicaría (y enriquecería) mucho más el paisaje de posibilidades más allá de las tres aquí esbozadas. Toda una mina para cualquier escritor de ciencia ficción e incluso para los filósofos que cultivan los inagotables y estériles trayectos de la metafísica.

Así que, como veis, vivimos una época apasionante. Tenemos poderosos aceleradores de partículas como el LHC, satélites e instrumentos increíblemente precisos como GAIA o LIGO y superordenadores con rendimientos del orden de 100 petaflops, capaces de analizar cantidades salvajes de datos y realizar cálculos complejos para refinar nuestro conocimiento del universo. Con ellos, y la vocación y trabajo de miles de científicos, seremos capaces de profundizar cada vez más en el conocimiento del universo, de su origen y su futuro.

(1) Imágenes de las instalaciones de LIGO; (2) ilustración del satélite GAIA; (3) Visión frontal del detector Compact Muon Solenoid (CMS) del LHC; (4) Superordenador SUMMIT de IBM. A la fecha de publicación de esta entrada, el supercomputador más potente del mundo.

Esta es, a grandes rasgos la imagen que la cosmología física nos ofrece hoy. Comenzamos aclarando ciertas ideas básicas en ciencia, repasamos la versión clásica de la teoría del Big Bang y nos libramos de los malentendidos más comunes que la rodean. Concluíamos este paseo viendo en la entrada anterior la imagen que esta disciplina científica nosofrece del origen del universo y, en esta entrada, nos hemos asomado a vislumbrar, quizá, su futuro. Pero seguro que os apetece ver más. ¿En qué piensan los científicos cuando miran un poco más allá del conocimiento actual? ¿Cómo es el universo que se atreven a imaginar?

En la próxima y última entrada de esta serie nos acercaremos al bullicioso mundo de la especulación científica, donde se deja volar libre la imaginación, guiada por las proyecciones de las hipótesis que, desde la frontera de nuestro conocimiento, pugnan por conseguir colocar la siguiente pieza del puzle.

Entradas anteriores:

Breve Guía de Cosmología Física moderna (I): el lenguaje de la Ciencia.

Breve Guía de Cosmología Física moderna (II): la teoría del Big Bang clásica.

Breve Guía de Cosmología Física moderna (III): conceptos erróneos sobre el Big Bang.

Breve Guía de Cosmología Física moderna (IV): el Modelo Estándar de la Cosmología Física.