Destino final del universo

"Fin del Universo" vuelve a dirigir aquí. Para conocer la ubicación física, consulte Forma del universo . Para el episodio de la serie de televisión, consulte End of the Universe (episodio LEXX) . Para las concepciones religiosas, consulte Escatología .

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Range of cosmological hypotheses and scenarios describing the eventual fate of the universe as we know it

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo temprano Época de Planck Época de la gran unificación Época electrodébil Época quark Época de hadrones Época de lepton Época de fotones Nucleosíntesis del Big Bang Inflación Edad Oscura Era estelífera Antecedentes Radiación cósmica de fondo (CBR) Fondo de ondas gravitacionales (GWB) Fondo cósmico de microondas (CMB)  · Fondo de neutrinos cósmicos (CNB) Fondo infrarrojo cósmico (INB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Redshift Expansión del universo Acelerando la expansión del universo Comoving y distancias adecuadas Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea Cronología del futuro lejano Futuro de un universo en expansión Destino final del universo Muerte por calor del universo Gran rasgón Gran crujido Gran rebote Deterioro de vacío falso Pequeño rasgón Decaimiento de protones Agujero negro virtual
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Materia bariónica Materia exótica Materia degenerada Neutronio Materia QCD Materia extraña Materia negativa Energía Energía negativa Energía de punto cero Energía de vacío Radiación Radiación de fondo Energía oscura Quintaesencia Energía fantasma Materia oscura Materia oscura fría Materia oscura cálida Materia oscura mixta Materia oscura caliente Materia oscura clara Materia oscura que interactúa con uno mismo Materia oscura del campo escalar Radiación oscura Fluido oscuro Flujo oscuro Materia del espejo Estructura Forma del universo Reionización  · Formación de estructuras Formación de galaxias Multiverso Universo Universo observable Volumen del Hubble Estructura a gran escala Gran grupo de cuásares Filamento Galaxy Supercúmulo Cúmulo de galaxias Grupo de galaxias Grupo local Galaxia Halo de materia oscura Cúmulo de estrellas Sistema solar Sistema planetario Vacío
Experimentos Bumerang Explorador de fondo cósmico (COBE) Encuesta de energía oscura Euclides Proyecto Illustris Observatorio Vera C. Rubin Observatorio espacial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Encuesta 2dF Galaxy Redshift ("2dF") UniversoMáquina Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copérnico de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Frotar Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historia de la asignatura Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas Historia de la teoría del Big Bang Interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang Cronología de las teorías cosmológicas
Categoría  Portal de astronomía
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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 cuestión cosmológica válida, que está más allá de las limitaciones, en su mayoría incontrolables, 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 las décadas de 1920 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 pequeño y muy denso, hace unos 13.820 millones de años , y se ha expandido y (en promedio) se ha vuelto menos denso desde entonces. ^{[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 el universo se considera "plano" (ver Forma del universo ) 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.

Base científica emergente

Ver también: Cronología de las teorías cosmológicas y Cronología del universo

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 . Se puede emplear la relatividad general para describir el universo en la mayor escala 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. ^[4] En algunas de estas soluciones, el universo se ha estado expandiendo desde una singularidad inicial que era, 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. Desde entonces, el comienzo del universo y su posible fin han sido objeto de una seria investigación científica.

Teorías del Big Bang y del estado estable

En 1927, Georges Lemaître expuso una teoría que desde entonces se ha denominado la teoría del Big Bang del origen del universo. ^[4] En 1948, Fred Hoyle expuso su teoría opuesta del estado estable en la que el universo se expandía continuamente pero permanecía estadísticamente sin cambios a medida que se creaba nueva materia constantemente. Estas dos teorías fueron contendientes activos hasta el descubrimiento de 1965, por Arno Penzias y Robert Wilson , del fondo cósmico de microondas.radiación, un hecho que es una predicción directa de la teoría del Big Bang y que la teoría original del estado estacionario no pudo explicar. Como resultado, la teoría del Big Bang se convirtió rápidamente en la visión más extendida del origen del universo.

Constante cosmológica

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 permitiera que el universo se expandiera en el presente y se contrajera en el futuro lejano, agregó a esas ecuaciones lo que llamó una constante cosmológica  ⁠— ⁠esencialmente una densidad de energía constante, que no se ve afectada por ninguna expansión o contracción ⁠— ⁠cuyo papel 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 anunció su conclusión de que el universo se estaba expandiendo, Einstein escribiría que su constante cosmológica fue "el mayor error de mi vida". ^[5]

Parámetro de densidad

Un parámetro importante en el destino de la teoría 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 posibles geometrías dependiendo de si es igual a, menor que o mayor que . Estos se denominan, respectivamente, universos planos, abiertos y cerrados. Estos tres adjetivos se refieren a la geometría general del universo , y no a la curva local del espacio-tiempo causada por grupos más pequeños de masa (por ejemplo, galaxias y estrellas ). Si el contenido principal del universo es materia inerte, como en los modelos de polvo${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle 1}$popular durante gran parte del siglo XX, hay un destino particular que corresponde a cada geometría. Por tanto, los cosmólogos intentaron determinar el destino del universo midiendo , o lo que es lo mismo, la velocidad a la que se desaceleraba la expansión.${\displaystyle \Omega }$

Fuerza repulsiva

A partir de 1998, las observaciones de supernovas en galaxias distantes se han interpretado como coherentes ^[6] con un universo cuya expansión se está acelerando . La teorización cosmológica posterior se ha diseñado 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

Ver también: Forma del universo

El destino final de un universo en expansión depende de la densidad de la materia y la densidad de la energía oscura.${\displaystyle \Omega _{M}}$${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$

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. ^[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. ^[7] Sin embargo, otras mediciones recientes de la sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson sugieren que el universo es plano o muy cerca de ser plano. ^[2]

Universo cerrado

Si , la geometría del espacio está 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 finalmente se encuentran. 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. 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 . ^[8]${\displaystyle \Omega >1}$

Universo abierto

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Si , la geometría del espacio es abierta , es decir, curvada negativamente 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, por lo demás, se separan. La geometría de tal universo es hiperbólica .${\displaystyle \Omega <1}$

Incluso sin energía oscura, un universo curvado negativamente se expande para siempre, y la gravedad ralentiza de manera insignificante 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 una interpretación de nombre aparentemente similar ⁠— ⁠ver §Teorías sobre el fin del universo a continuación), o una " Big Rip ", donde la aceleración causada por la energía oscura eventualmente se vuelve tan fuerte que abruma por completo los efectos de las fuerzas gravitacionales , electromagnéticas y de unión fuerte .

Por el contrario, una constante cosmológica negativa , que correspondería a una densidad de energía negativa y una presión positiva, provocaría que incluso un universo abierto se colapsara hasta 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 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 para siempre, pero a un ritmo de desaceleración continua, con una expansión acercándose 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 está determinado por su densidad. La preponderancia de evidencia hasta la fecha, basada en mediciones de la tasa de expansión y la densidad de masa, favorece un universo que continuará expandiéndose indefinidamente, resultando en el escenario de "Gran Congelación" a continuación. ^[9] Sin embargo, las observaciones no son concluyentes y aún son posibles modelos alternativos. ^[10]

Gran congelación o muerte por calor

Artículos principales: Futuro de un universo en expansión y Muerte térmica del universo.

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 del cero absoluto . ^[11] Este escenario, en combinación con el escenario Big Rip, está ganando terreno como la hipótesis más importante. ^[12] En ausencia de energía oscura, podría 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 ¹² a 10 ¹⁴ (1–100 billones) de años, pero eventualmente el suministro de gas necesario para la formación estelar.estará agotado. 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 desaparecerán con el tiempo a medida que emitan radiación de Hawking . ^[13] Durante un tiempo infinito, habría una disminución de entropía espontánea por el teorema de recurrencia de Poincaré , fluctuaciones térmicas , ^{[14] [15]} y el teorema de fluctuación . ^{[16] [17]}

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 sustentar 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. ^[18]

Big Rip

Artículo principal: Big Rip

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 de 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, no importa cuán pequeñas sean, se desintegrarán en partículas elementales libres , radiación y más. 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 más alta de lo que predicen otras constantes cosmológicas, podría ocurrir un gran desgarro más repentino.

Big Crunch

Artículo principal: Big Crunch

El gran crujido. El eje vertical se puede considerar como expansión o contracción con el tiempo.

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. Se desconoce el resultado final; 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. ^[12]

Este escenario permite que el Big Bang ocurra inmediatamente después del Big Crunch de un universo anterior. 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, con cada universo finito terminando con un Big Crunch que también es el Big Bang del próximo 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 de 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. ^{[ cita requerida ]}

Big Bounce

Artículo principal: Big Bounce

El Big Bounce es un modelo científico teorizado relacionado con el comienzo del universo conocido. Se deriva del universo oscilatorio o interpretación de 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 . ^{[ cita requerida ]} No es sorprendente, por lo tanto, que la mecánica cuántica haya dado lugar a una versión alternativa de la teoría del Big Bang. Además, si el universo está 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 provoque la re-expansión.

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

Big Slurp

Artículo principal: Falsa descomposición por vacío

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

Para comprender mejor la teoría del falso colapso del vacío, primero se debe comprender el campo de Higgs que impregna el universo. Al igual que un campo electromagnético, varía en intensidad según 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 vacío falso ), podría hacer un túnel a un estado de energía más bajo. ^[19] Esto se llama decaimiento por 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., energía y espacio-tiempo . También es posible que todas las estructuras sean destruidas instantáneamente, sin previo aviso. ^[20]

Incertidumbre cósmica

Cada posibilidad descrita hasta ahora se basa en una forma muy simple para la ecuación de estado de la energía oscura. Pero como se supone que implica el nombre, actualmente se sabe muy poco sobre la física de la energía oscura . Si la teoría de la inflaciónEs cierto, 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 mucho más compleja que las asumidas hasta ahora para la energía oscura actual. Es posible que la ecuación de estado de la energía oscura vuelva a cambiar, 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 sigue siendo enigmática, incluso hipotética, las posibilidades que rodean su próximo papel en el universo se desconocen actualmente. Ninguno de estos finales teóricos del universo es seguro.

Restricciones de observación en las teorías

La elección entre estos escenarios rivales se realiza "pesando" el universo, por ejemplo, midiendo las contribuciones relativas de materia , radiación , materia oscura y energía oscura a la densidad crítica . Más concretamente, los escenarios en competencia se evalúan contra datos sobre agrupaciones de galaxias y supernovas distantes , y sobre las anisotropías en el fondo cósmico de microondas .

Ver también

• Alan Guth
• Andrei Linde
• Principio antrópico
• Flecha del tiempo
• Horizonte cosmológico
• Modelo cíclico
• Hora de finalización
• Freeman Dyson
• Relatividad general
• John D. Barrow
• Escala de Kardashev
• Multiverso
• Forma del universo
• Cronología del futuro lejano
• Universo de energía cero

Referencias

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Lectura adicional

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• Dyson, Freeman (2004). Infinito en todas las direcciones (las Conferencias de Gifford de 1985) . Harper Perennial. ISBN 978-0-06-039081-5.
• Harrison, Edward (2003). Máscaras del universo: ideas cambiantes sobre la naturaleza del cosmos . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-77351-5.
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Enlaces externos

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• 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).