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EL FUTURO DEL UNIVERSO
MANUEL PEIMBERT
No hace mucho se asociaba el futuro del universo con el futuro de la humanidad, o con el
futuro del Sol. Por otra parte, nuestros conceptos del universo, de la humanidad y del Sol
han ido cambiando con el tiempo. Mencionaré algunos temas sobre el futuro de la
humanidad y sobre el futuro del Sol, pero la mayor parte del ensayo será sobre el futuro del
universo, que es un problema abierto sobre el cual se han hecho un buen número de
investigaciones y seguramente se harán muchas más.
1. Futuro de la humanidad
Sobre el futuro de la humanidad podemos decir mucho pero con muy poca certeza. Para
empezar, que depende de la interacción de un gran número de factores que varían con el
tiempo, como por ejemplo: a) la capacidad de autodestruirnos, b) el crecimiento
poblacional, c) el consumo de energía, d) el agotamiento de recursos no renovables, e) la
disponibilidad de energía solar, f) la posibilidad de viajar a otros planetas, g) el dominio y
explotación de la fusión nuclear, h) los cambios climáticos producidos por fenómenos
naturales como el vulcanismo y los impactos de asteroides y cometas, o por la acción del
hombre sobre los recursos del planeta, i) el surgimiento de epidemias.
No discutiré cada uno de estos puntos en detalle, baste mencionar que desde los cincuenta
la humanidad tiene la capacidad para autodestruirse utilizando bombas nucleares o que las
predicciones sobre el crecimiento demográfico han cambiado drásticamente, pues mientras
en los sesenta se estimaba que para el año 2050 la población del planeta sería de dieciocho
mil millones, ahora se estima que será de ocho mil quinientos millones. En un simposio
reciente sobre el futuro de la humanidad, los participantes se dividieron más o menos en
dos grupos: los pesimistas, que alegaban que esta civilización duraría cuando mucho dos
mil años más y los optimistas que alegaban que podría durar un millón de años más si la
población en su conjunto asumía actitudes éticas y ecológicas para abordar los problemas
de la humanidad.
2. Futuro del Sol
El núcleo del Sol se encuentra aproximadamente a quince millones de grados centígrados y
a esta temperatura es posible convertir átomos de hidrógeno en átomos de helio. Cada
segundo el Sol produce diez a la treinta y ocho (un uno seguido de 38 ceros o también 1 x
1038) átomos de helio. Cada átomo de helio se forma de cuatro átomos de hidrógeno, y ya
que el átomo de helio tiene menos masa que los cuatro átomos de hidrógeno, la diferencia
de masa multiplicada por la velocidad de la luz al cuadrado se convierte en energía.
El Sol ha estado produciendo helio por cuatro mil quinientos millones de años y lo hará por
siete mil quinientos millones de años más. Durante este intervalo el Sol aumenta
ligeramente su generación de energía y su luminosidad; lo cual produce un pequeño
aumento en la temperatura de la Tierra que se estima en cinco grados centígrados cada mil
millones de años, suponiendo que la energía solar reflejada por la atmósfera de la Tierra se
mantiene constante. Es importante hacer notar que la predicción del aumento de la
temperatura en la Tierra durante los próximos cien años debida a la acción del hombre es de
alrededor de cinco grados centígrados e implica un problema enorme para el futuro de la
humanidad. El calentamiento producido por el hombre se debe al consumo de energéticos,
principalmente carbón, petróleo y sus derivados, que aumenta la cantidad de bióxido de
carbono en la atmósfera de la Tierra. Si el hombre no modifica su patrón de consumo de
energéticos durante los próximos cien años, tendremos que el aumento en la temperatura de
la Tierra será diez millones de veces más rápido que el aumento que produciría el Sol.
Una vez que se agote el hidrógeno del núcleo solar, dejará de generar energía y no podrá
mantener la presión suficiente para evitar un colapso gravitacional. El núcleo se contraerá
y perderá energía gravitacional, la mitad de esta energía será radiada y el resto se irá en
calentar el núcleo, hasta que éste alcance una temperatura de 150 millones de grados
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centígrados, a esta temperatura es posible producir un átomo de carbono cada vez que se
fusionen tres átomos de helio, y como el átomo de carbono tiene menos masa que la suma
de los tres átomos de helio la diferencia de masa multiplicada por la velocidad de la luz al
cuadrado generará energía. La producción de carbono en el núcleo y la de helio en la
cáscara que rodea al núcleo, serán las fuentes de energía del Sol durante algunos cientos de
millones de años, mientras existan átomos de helio en el núcleo. Al producirse estos
cambios, el Sol se expandirá hasta convertirse en una estrella gigante roja de tres mil grados
centígrados de temperatura y un radio aproximadamente igual al de la órbita actual de la
Tierra. El Sol atrapará a Venus y Mercurio en su interior, pero no a la Tierra debido a que
en su etapa de gigante roja, el Sol perderá una fracción apreciable de masa disminuyendo su
campo gravitacional, lo cual incrementará el radio de la órbita de la Tierra. Sin embargo la
temperatura en la superficie de la Tierra será mayor a dos mil grados centígrados y no será
habitable.
Una vez que se agote el helio en las regiones centrales del Sol, el núcleo estará
fundamentalmente formado por átomos de carbono y electrones libres. Las regiones
centrales ya no se podrán contraer debido a la presión de degeneración que producirán los
electrones. Las capas externas del Sol serán expulsadas al medio interestelar formando una
nebulosa planetaria, la cual se disipará en el medio interestelar en aproximadamente diez
mil años, y el núcleo se convertirá en una enana blanca que se irá enfriando lentamente y en
la cual ya no habrá reacciones nucleares. En aproximadamente diez a la treinta y tres años
los átomos de la enana blanca se desintegrarán y ésta desaparecerá.
3. Teoría de la gran explosión
Para predecir el futuro del universo necesitamos una teoría sobre la evolución del universo.
Las distintas teorías que se han propuesto predicen futuros distintos, pero la teoría que
mejor explica las observaciones es la de la gran explosión. En este ensayo me basaré en
esta teoría para hacer una serie de consideraciones generales sobre el futuro del universo.
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La teoría de la gran explosión se basa principalmente en las siguientes observaciones:
a) La expansión del universo
En 1929, Edwin Hubble descubrió que las líneas espectrales de la gran mayoría de las
galaxias aparecen corridas hacia el rojo, y que este corrimiento es mayor entre más alejada
de nosotros se encuentre la galaxia. Las observaciones reunidas durante los últimos setenta
y cuatro años indican que el corrimiento hacia el rojo se puede explicar por medio del
efecto Doppler. Esta interpretación implica que la mayoría de las galaxias se están alejando
de la nuestra y que las más distantes se alejan más rápidamente, lo que parecería indicar
que nuestra galaxia está situada en el centro del universo.
Las galaxias se encuentran en general agrupadas en cúmulos, y cada galaxia se mueve
alrededor del centro de masa del cúmulo correspondiente. Entonces es mas preciso decir
que los cúmulos de galaxias se alejan unos de otros.
Se puede demostrar que el cúmulo donde se encuentra nuestra galaxia no es el centro de
expansión del universo y que desde otro cúmulo observaríamos también que el universo se
encuentra en expansión. Una analogía en dos dimensiones sería un globo que se esté
inflando con puntos pintados en su superficie; cada punto representaría un cúmulo de
galaxias y todos los puntos se alejarían entre sí; esto es, no habría un punto central o
privilegiado.
Si los cúmulos de galaxias se alejan con el paso del tiempo, podemos inferir que en el
pasado estuvieron más cercanos entre sí, e incluso que hubo un momento en que todo el
material del universo observable se encontraba comprimido a grandes densidades y a muy
altas temperaturas. En ese momento se produjo la gran explosión.
b) La radiación de fondo o radiación fósil
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Un segundo después de iniciada la expansión cósmica, la temperatura del universo era del
orden de 10 mil millones de grados centígrados y la densidad del orden de 100 mil gramos
por centímetro cúbico. En ese entonces el universo estaba formado por fotones, neutrinos,
positrones, electrones, protones y neutrones. Al expandirse, el universo se enfrió y la
intensidad de la radiación disminuyó, ya que la radiación depende de la temperatura;
cuando el universo observable llegó por fin a los 380 mil años y su temperatura era de 3 mil
grados centígrados, por primera vez los electrones y los protones se combinaron formando
átomos de hidrógeno neutro; el universo se volvió transparente, lo que significa que la
inmensa mayoría de los fotones empezó a viajar libremente sin interaccionar con la materia
(a esta temperatura el campo de radiación era similar al de una estrella de color rojo; el
universo debe de haberse visto rojo en todas direcciones). Desde entonces el universo se ha
seguido expandiendo y la temperatura de la radiación ha disminuido hasta llegar a un valor
cercano a los 3 grados Kelvin (esto es 3 grados centígrados arriba del cero absoluto, el cero
absoluto se encuentra a menos 273 grados centígrados). La mayor parte de esta radiación
se encuentra en la región de las ondas de radio del espectro electromagnético; dicha
radiación, que se conoce con el nombre de "radiación de fondo", fue descubierta en 1965
por los astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson y los llevó a obtener el premio Nobel en
1978. La radiación de fondo es la señal electromagnética más antigua que recibimos del
universo y se origina a distancias mayores que las de las galaxias y cuasares más lejanos.
c) Las abundancias de los elementos ligeros (hidrógeno, helio, deuterio y litio) en la etapa
pregaláctica
El tercer pilar que sostiene a la teoría de la gran explosión nos lleva de vuelta a los primeros
minutos después del principio de la expansión. Un segundo después del inicio de la
expansión, cuando la temperatura era del orden de 10 mil millones de grados centígrados,
las reacciones nucleares producían átomos de deuterio a partir de neutrones y protones,
pero también los destruían, y por lo tanto no era posible que se formaran elementos más
pesados. Al disminuir la temperatura del universo, el deuterio se volvió estable y fue
posible, a partir de reacciones nucleares de deuterio con protones, formar partículas de
helio tres. (El helio tres es un isótopo del helio con dos protones y un neutrón.)
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Finalmente, a partir de átomos de helio tres y átomos de deuterio fue posible producir
átomos de helio cuatro, los cuales están formados por dos neutrones y dos protones. (La
mayoría de los átomos de helio del universo es de helio cuatro.) Después de tres minutos
de comenzada la expansión, los neutrones participaron en reacciones nucleares que llevaron
a la inmensa mayoría de ellos a formar parte de átomos de helio cuatro; a los cuatro
minutos la temperatura disminuyó a unos ochocientos millones de grados centígrados y ya
no hubo más reacciones nucleares. A partir de ese momento la composición química del
universo se mantuvo constante y sólo hubo átomos de hidrógeno y helio,
fundamentalmente, y pequeñas cantidades de deuterio y litio. La composición química no
se volvió a modificar sino hasta que se formaron las estrellas y las galaxias. Las primeras
estrellas se formaron 200 millones de años después y las primeras galaxias alrededor de 2
mil millones de años después de la gran explosión.
Los astrónomos hemos podido calcular la composición química que tenía el universo antes
de que se formaran las estrellas, llamada composición primordial. Las abundancias
primordiales de hidrógeno, deuterio, helio y litio obtenidas durante los últimos 30 años,
confirman la teoría de la gran explosión.
d) La evolución de las galaxias con la distancia
La teoría de la creación continua de materia fue propuesta en 1948 y estuvo en competencia
con la teoría de la gran explosión hasta 1965. Esta teoría predice que no existen lugares ni
tiempos privilegiados dentro del universo observable, lo cual implica que los cúmulos de
galaxias lejanos y cercanos deberían de tener una mezcla de galaxias jóvenes y viejas y que
no habría diferencias significativas entre ellos. Por otra parte la teoría de la gran explosión
predice que el universo observable evoluciona con el transcurso del tiempo.
Al comparar los cúmulos de galaxias más grandes y cercanos a nuestra Galaxia con otros
muy lejanos, se encuentra que los cercanos están formados nada más por galaxias elípticas,
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mientras que los lejanos contienen galaxias elípticas y espirales. La diferencia no la puede
explicar la teoría de la creación continua de materia.
Por otro lado, si adoptamos la teoría de la gran explosión todos los cúmulos de galaxias se
forman más o menos al mismo tiempo después de la gran explosión. Debido al tiempo que
tarda la luz en llegar a nosotros observamos a los cúmulos lejanos cuando eran más jóvenes
que los cúmulos cercanos. Se puede demostrar que con el paso del tiempo las colisiones
entre galaxias hacen que disminuya la fracción de galaxias espirales en un cúmulo, de
acuerdo con las observaciones. En la Figura 1 se muestra el cúmulo de Coma Berenice, que
es muy viejo y contiene muchas galaxias, todas ellas elípticas. En las Figuras 2 y 3 se
muestran cúmulos de galaxias muy jóvenes, que contienen un gran número de galaxias
espirales y elípticas. También la Figura 3 incluye ocho amplificaciones de partes del
cúmulo MS 1054-03, que muestran ocho pares de galaxias en colisión, las colisiones se
encargan de transformar a las galaxias espirales en elípticas. Resumiendo, el cambio en la
apariencia de los grandes cúmulos de galaxias es una indicación de que el universo
observable evoluciona con el tiempo.
Nuestra Galaxia y la galaxia de Andrómeda son dos galaxias espirales que pertenecen a un
cúmulo pequeño con pocas galaxias llamado el Grupo Local. Es posible que estas dos
galaxias choquen dentro de diez mil millones de años y se conviertan en una sola galaxia
elíptica. Los choques de galaxias en cúmulos pequeños son menos frecuentes que en
cúmulos grandes y por eso los cúmulos pequeños todavía contienen galaxias espirales.
4. Densidad del universo
Si adoptamos la teoría de la gran explosión para explicar la evolución del universo, vemos
que el futuro del universo depende de su densidad de materia, o más propiamente hablando,
de su densidad de energía. Para caracterizar la densidad del universo se utiliza la letra
griega mayúscula Omega () que se define como la densidad entre la densidad crítica, es
decir:
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 = densidad del universo/densidad crítica,
donde la densidad crítica es la densidad de un universo plano, la cual tiene un valor
aproximado a 1 x 10-29 gramos por centímetro cúbico (un uno dividido entre diez a la
veintinueve), lo cual es equivalente a decir que una región típica de un universo plano
contiene un centésimo de gramo en un volumen igual al de la Tierra.
5. Componentes de Omega
La contribución de la materia bariónica a  se llama B. Los bariones corresponden a los
átomos incluidos en la tabla periódica de los elementos. El Sol, la Tierra y los seres
humanos están formados de materia bariónica. La contribución de la materia no bariónica a
 se denomina NB, y esta constituida por neutrinos, fotones y partículas desconocidas. A
la constante cosmológica se asocia la letra griega mayúscula Lambda (), al efecto de la
constante cosmológica sobre la expansión del universo se llama . La  del universo es
igual a la suma de sus tres componentes: B, NB y .
Al proponer la teoría general de la relatividad, Einstein introdujo en las ecuaciones de
campo la constante cosmológica . La constante cosmológica, dependiendo de su signo,
modifica la ley de gravitación para grandes distancias con un término de atracción o
repulsión que es proporcional a la distancia. Esta constante permitió que Einstein en 1917,
encontrara una solución a las ecuaciones de campo en la que el universo es estático y por
tanto de edad infinita.
En 1922, Friedmann encontró soluciones a las ecuaciones de campo de Einstein sin
necesidad de utilizar la constante cosmológica. Las soluciones indicaban que el universo
sería de edad finita y podría estar en expansión o en contracción. En 1929, Hubble
encontró que el universo está en expansión. A partir de esta observación los cosmólogos
adoptaron las soluciones de Friedmann para la expansión como modelo del universo. Se le
llamó el modelo homogéneo en expansión de la teoría general de la relatividad, ahora
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conocido como el modelo de la gran explosión. Se dice que cuando Einstein se enteró que
el universo se encontraba en expansión, exclamó que la introducción de la constante
cosmológica a sus ecuaciones de campo había sido el mayor error de su vida.
Desde 1917 la existencia de la constante cosmológica fue controversial, pero en 1998 se
determinaron las distancias a las que se encuentran galaxias muy lejanas a partir de la
luminosidad de las supernovas que explotan en ellas; estas distancias, combinadas con las
velocidades de alejamiento de las galaxias, parecen implicar que el universo observable
contiene una constante cosmológica de signo positivo, constante que se debería a una
densidad de energía positiva muy pequeña del vacío, la cual acelera la expansión del
universo y debilita la atracción gravitacional. Un resultado similar se obtuvo en el año
2000 a partir del estudio de las fluctuaciones de temperatura en la radiación de fondo.
La radiación de fondo presenta áreas de distinta temperatura cubriendo la bóveda celeste.
La temperatura promedio de la radiación de fondo es de 2.7250 grados Kelvin y las
variaciones de temperatura entre distintas áreas son del orden de cien millonésimas de
grado. El estudio estadístico de las variaciones de temperatura entre las diferentes áreas de
la bóveda celeste, nos permite determinar el valor total de , el valor de B y la presencia
de la constante gravitacional. Los resultados sobre las supernovas y las fluctuaciones de
temperatura de la radiación de fondo, implican que el universo observable se expande cada
vez más rápidamente, esto es, que la velocidad con la que se aleja cada galaxia de la nuestra
aumenta conforme pasa el tiempo.
6. Tipos de universo
Suponiendo que  es igual a cero podemos definir tres tipos de universos: abiertos,
cerrados y planos.
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Cuando  es mayor que uno, tenemos un universo con una densidad mayor que la crítica, y
el campo gravitacional debido a la materia presente en el universo es capaz de frenar la
expansión en un tiempo finito. Posteriormente el universo empezaría a contraerse, por lo
tanto viviríamos en un universo cerrado.
Cuando  es menor que uno, tenemos un universo con una densidad menor que la crítica, y
el campo gravitacional no es lo suficientemente intenso para frenar la expansión. El
universo continuaría en expansión para siempre; viviríamos en un universo abierto.
Cuando  es estrictamente igual a uno, la velocidad de expansión de un universo con
densidad crítica tiende a cero cuando su edad tiende a infinito, lo cual se debe a que el
universo produce el campo gravitacional necesario para frenar la expansión en un tiempo
infinito; viviríamos en un universo plano.
7. ¿Cuánto vale  ?
Para encontrar el valor total de  necesitamos sumar el valor de sus tres componentes. Hay
tres determinaciones cualitativamente diferentes del valor de B que nos proporcionan los
resultados siguientes: 0.04  0.01, 0.03  0.02 y 0.044  0.002. El primer valor se basa en
la abundancia primordial de los elementos ligeros (hidrógeno, helio, deuterio y litio), el
segundo valor se obtiene a partir de determinaciones directas de la masa de objetos
formados de materia bariónica (planetas, estrellas, remanentes estelares, nubes
interestelares y nubes intergalácticas) y el tercer valor se encuentra a partir del estudio de
las variaciones angulares de temperatura de la radiación de fondo.
La materia no bariónica se encuentra distribuida en grandes halos galácticos que en
promedio son de 5 a 10 veces más masivos que las partes visibles de las galaxias. Las
partes visibles de las galaxias están formadas por materia bariónica que se encuentra mucho
más concentrada que los halos obscuros no bariónicos. Por lo tanto, para determinar el
valor de NB es necesario estudiar el efecto de los campos gravitacionales de las galaxias,
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incluyendo los halos obscuros no bariónicos. El método mas sencillo para determinar el
valor de NB se basa en medir las velocidades de las galaxias en un cúmulo, cada una de las
galaxias tendrá una velocidad ligeramente diferente y esta diferencia dependerá de la masa
total del cúmulo, incluyendo la materia no bariónica. Aplicando este método a un buen
número de cúmulos de galaxias se encuentra que NB es igual a 0.25  0.05. Hay otros dos
métodos para determinar NB: uno está basado en la desviación gravitacional de la luz que
nos viene de galaxias muy lejanas realizada por los halos obscuros de galaxias cercanas (los
llamados lentes gravitacionales), y el otro está basado en modelos de la formación de
estructuras bariónicas de gran tamaño generados por computadora (que incluyen la
distribución de cúmulos de galaxias) que se comparan con las observaciones; ambos
métodos producen resultados similares a los encontrados a partir del método basado en la
diferencia de velocidades de las galaxias pertenecientes a un cúmulo dado. La contribución
de los fotones y los neutrinos al valor de NB es menor a 0.01, por lo tanto la NB está
fundamentalmente formada por partículas desconocidas.
Las determinaciones de  mencionadas en la sección 5: la basada en supernovas y la que
se obtiene a partir del estudio de la radiación de fondo, indican valores de 0.70  0.10 y
0.70  0.02 respectivamente.
El valor de  después de sumar sus tres componentes es igual a 1.02  0.02 lo que implica
que el universo es plano o casi.
8. Si  es estrictamente igual a 1.00, ¿qué pasaría a tiempos muy grandes?
La edad del universo observable, contada a partir de la gran explosión es de trece mil
setecientos millones de años más menos mil millones de años.
Dentro de cien mil millones de años la formación estelar terminará prácticamente debido a
la baja densidad del gas en el medio interestelar. Las estrellas formadas evolucionaran
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hasta sus etapas finales, los objetos que hayan nacido con más de 9 masas solares
terminarán su evolución explotando como supernovas, y dejando en el centro un remanente
compacto que podría ser una estrella de neutrones, con masa mayor que 1.4 masas solares y
menor que 3 masas solares, o un hoyo negro con más de tres masas solares. Las estrellas
que hayan nacido con una masa inicial menor a 9 masas solares terminarán su evolución
arrojando una nebulosa planetaria al medio interestelar y dejando un remanente compacto
en su centro con una masa menor a 1.4 masas solares; estos objetos se conocen con el
nombre de enanas blancas.
Además de los remanentes de la evolución estelar, los astrónomos estiman que en la
presencia de un campo gravitacional intenso, como el que se encuentra en el núcleo de las
galaxias elípticas y espirales, es posible que se aglomere mucha masa en un sólo objeto
produciendo un hoyo negro masivo con masa en el intervalo de un millón a mil millones de
masas solares. Estos objetos se han detectado en muchas galaxias, incluyendo la nuestra, a
partir de su efecto gravitacional sobre las estrellas más cercanas y a la presencia de discos
de gas que giran a su alrededor.
Dentro de diez a la treinta y tres años, los átomos se desintegrarán y por lo tanto las enanas
blancas y las estrellas de neutrones se erosionarían hasta desaparecer. Los hoyos negros con
cinco masas solares se disiparán en 10 a las sesenta y ocho años debido a efectos cuánticos.
Los hoyos negros con masas de mil millones de masas solares se disiparán en 10 a la
noventa y tres años.
Si  tendiese a cero para tiempos mayores que la edad actual del universo, probablemente
ingresaría materia que ahora está fuera del universo observable y la masa del universo
observable aumentaría con el tiempo.
Si  fuese significativamente mayor que cero en el futuro, entonces las galaxias se
separarían unas de otras de una manera acelerada y las más lejanas saldrían del universo
observable cuando alcancen la velocidad de la luz. La masa del universo observable
disminuiría con el tiempo.
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Según algunos cosmólogos, dependiendo del modelo que se utilice para describir la energía
obscura, esto es la variación de  con el tiempo, un universo plano podría aumentar de
tamaño exponencialmente o colapsarse.
9. Universo, universo observable y multiverso
Hace algunos años había cierta confusión sobre la definición de la palabra universo.
Mientras unos (la mayoría) asociaban la palabra universo con lo que hoy llamamos el
universo observable, otros (la minoría) asociaban la palabra universo con todo lo que
existe, existió y existirá.
El universo observable es aquel que podríamos observar en un momento dado con los
mejores instrumentos imaginables: telescopios gigantes diseñados para detectar radiación
electromagnética de distintas energías (gamma, X, ultravioleta, visible, infrarroja,
submilimétrica y de radio), detectores muy sensibles de neutrinos y de ondas
gravitacionales, etcétera. El universo observable es parte de un universo mayor, que podría
ser infinito. En la mayoría de los libros de texto y artículos de investigación así como en
las secciones anteriores, cuando se habla del "Universo" se está hablando del universo
observable. La teoría que explica mejor la evolución de este universo es la de la gran
explosión. El tamaño del universo observable puede calcularse a partir de su radio que está
dado por su edad multiplicada por la velocidad de la luz.
Ahora bien, para explicar por qué la temperatura de la radiación de fondo es prácticamente
la misma en todas direcciones y por qué la densidad del universo observable es cercana a la
densidad crítica, se han propuesto modelos con una etapa brevísima de expansión rápida,
llamados modelos inflacionarios. Esta etapa ocurrió después del inicio de la gran explosión
pero mucho antes de que el universo tuviera un segundo de edad. Todos los modelos
inflacionarios predicen que existe masa fuera del universo observable y algunos de ellos
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predicen la existencia de un número infinito de universos, al conjunto de todos los
universos se le ha bautizado con el nombre de multiverso. El universo observable sería
parte únicamente de uno de los universos existentes.
Mientras el universo observable es finito en masa, tamaño y edad, el multiverso podría ser
infinito en masa, tamaño y edad; en el multiverso podrían estar naciendo y muriendo
universos continuamente sin que el tiempo asociado al multiverso tuviese un principio o un
final.
10. Consideraciones finales
A los astrónomos la palabra y el concepto de multiverso les están quedando chicos. Por
ejemplo Max Tegmark ha establecido una división jerárquica de todos los universos
posibles y los ha agrupado en cuatro multiversos I , II , III y IV. Los universos de nivel I
tendrían distintas condiciones iniciales; los de nivel II diferentes tipos de partículas y
diferentes constantes físicas; los de nivel III se derivan de una interpretación de la mecánica
cuántica que postula que los procesos cuánticos azarosos hacen que el universo se
ramifique hacia variantes múltiples, una para cada posible resultado de estos procesos; los
de nivel IV son los que tendrían diferentes leyes de la física. Si aceptamos la división
propuesta por Tegmark habría que buscar una nueva palabra que comprenda al conjunto de
todos los multiversos posibles.
Alan Guth, quien postuló al mismo tiempo que Andrei Linde la etapa inflacionaria de la
teoría de la gran explosión, nos dice que: "La energía obscura es uno de los problemas más
profundos y excitantes en la ciencia. Es posible que una nueva idea descabellada se necesite
para explicar la aceleración del universo y resolver el problema de la constante
cosmológica (lo cual no quiere decir que cualquier idea descabellada sea la solución). La
recompensa bien valdrá el esfuerzo: ganaremos una nueva visión sobre la naturaleza de la
materia, el espacio y el tiempo, y ayudaremos a comprender nuestro destino cósmico".
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Uno de los grandes divulgadores de la astronomía, Donald Goldsmith, piensa que: "El
cosmos seguirá con su evolución majestuosa, sin preocuparse por nuestro conocimiento de
su pasado, presente y futuro. Si celebramos alguna cosa sobre las demás, bien podríamos
escoger el hecho de que nuestra modesta especie, luchando como siempre por sobrevivir, se
ha preocupado por mirar hacia el cosmos y por entender -cada vez más, aunque no
completamente- los mensajes que nos llegan de galaxias lejanas, vistas como eran hace
miles de millones de años..."
PIES DE FIGURAS
Figura 1. Cúmulo con muchas galaxias en Coma Berenice. Se encuentra a únicamente 300
millones de años luz de distancia y esta formado por galaxias elípticas. La edad de este
cúmulo es de aproximadamente once mil quinientos millones de años. Cortesía de NOAO,
Observatorios Ópticos Nacionales de Astronomía, E.U.A.
Figura 2. Tres cúmulos lejanos con una gran población de galaxias, que muestran galaxias
espirales y elípticas. Los cúmulos han sido bautizados con sus coordenadas y se llaman
133617 -00529, 002013 +28366, y 035528 + 09435, se encuentran a cinco mil millones,
cuatro mil millones y ocho mil quinientos millones de años luz de distancia
respectivamente y sus edades son de siete mil millones, ocho mil millones y tres mil
quinientos millones de años respectivamente. Cortesía de K. Ratnatunga y R. Griffiths,
NASA e Instituto Científico del Telescopio Espacial Hubble.
Figura 3. El lado izquierdo muestra al cúmulo MS 1054-03 que se encuentra a ocho mil
millones de años luz de distancia y que tiene una edad de aproximadamente cuatro mil
millones de años. El lado derecho incluye ocho amplificaciones del cúmulo que muestran
ocho pares de galaxias en colisión. Con el transcurso del tiempo los choques entre galaxias
harán que disminuya el numero de galaxias espirales. Cortesía de P. G. van Dokkum y M.
Franx, NASA e Instituto Científico del Telescopio Espacial Hubble.
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