Pensar en el fin del universo es preguntarse adónde conduce la expansión
El universo se expande a escalas muy grandes. En general, aumenta la distancia entre galaxias lejanas que no están ligadas entre sí por la gravedad. Si este cambio continúa sin fin, ¿cómo será el futuro remoto? Un espacio con poca luz estelar podría seguir creciendo, o unas condiciones que alteren la expansión podrían llevar a un futuro muy distinto. Estudiar el fin del universo es explorar hasta dónde pueden llegar estos cambios.
La muerte estelar trata de lo que deja una estrella cuando pierde su forma anterior de brillar. Para conocer el estado final del universo entero, hay que entender la expansión del espacio además de la duración de la vida de las estrellas. Aquí, fin no significa necesariamente que el tiempo se detenga algún día. También abarca un futuro que sigue cambiando mientras se aproxima a un estado concreto.
La luz de objetos lejanos revela cómo ha cambiado la expansión
La luz enviada por una galaxia lejana tarda mucho tiempo en llegar hasta nosotros. Mientras el espacio se expande, su longitud de onda también se estira. Los astrónomos estudian cuánto se ha alargado y la distancia al objeto para averiguar cómo cambió la expansión durante el viaje de la luz.
Algunos tipos de supernovas permiten medir distancias porque se puede estimar su brillo original. Al combinar observaciones de estas supernovas, galaxias y otros objetos, se interpreta que el universo entró en una etapa de expansión cada vez más rápida en su historia reciente. Este fenómeno se llama expansión acelerada. Aquí, reciente se refiere a un tramo de la historia cósmica mucho más largo que una vida humana.
La energía oscura es el nombre de un componente todavía no identificado que se incluye en los modelos del universo para explicar la expansión acelerada. Una explicación supone que la cantidad de energía oscura en un volumen fijo de espacio, es decir, su densidad, se mantiene constante incluso durante la expansión. Una constante cosmológica positiva describe esa propiedad. También se estudian explicaciones en las que la energía oscura cambia con el tiempo, por lo que su permanencia en el futuro debe comprobarse por separado.
En la muerte térmica disminuyen las diferencias que pueden impulsar cambios
Al dejar una taza de agua caliente en una habitación, el calor pasa del agua al entorno. Cuanto más se parecen sus temperaturas, menos margen queda para que fluya calor entre ambos. Una diferencia de temperatura puede accionar una máquina térmica, pero, cuando desaparece, la máquina ya no puede realizar trabajo de esa manera.
En el universo también hay diferencias que permiten que la energía fluya y produzca cambios, como las que existen entre una estrella caliente y el espacio frío que la rodea. La muerte térmica es un estado del futuro muy remoto en el que apenas quedan diferencias aprovechables de este tipo. La idea central no es que toda la energía desaparezca de repente, sino que resulte difícil obtener energía para seguir emitiendo luz o produciendo otros cambios.
En un modelo donde se mantiene una constante cosmológica positiva, el universo continúa expandiéndose. Los grupos de galaxias que no están ligados entre sí se alejan más, y se puede considerar un futuro en el que no aparecen nuevas fuentes de energía durante muchísimo tiempo. Bajo este supuesto se estudia la evolución a largo plazo hacia la muerte térmica. La taza solo ilustra el papel de las diferencias de temperatura; no es una versión en miniatura del universo que incluya también la gravedad y la expansión del espacio.
El Big Rip requiere condiciones capaces de separar incluso estructuras ligadas
Incluso en un universo en expansión, el Sistema Solar y la Vía Láctea se mantienen unidos por la gravedad. La expansión del modelo con constante cosmológica descrito antes no hace por sí sola que la distancia entre el Sol y la Tierra aumente en la misma proporción que el universo entero. El movimiento de los objetos ligados y la expansión a escalas muy grandes deben estudiarse por separado.
El Big Rip supone unas propiedades distintas de la energía oscura. En un modelo teórico representativo, su densidad aumenta sin cesar a medida que el universo se expande, y su efecto crece sin límite en un tiempo finito. Como resultado, incluso las galaxias y los sistemas planetarios ligados por la gravedad se disgregan. Si se sigue aplicando el modelo, estructuras más firmemente ligadas, como los átomos, también dejan de poder mantenerse unidas.
Esta forma hipotética de energía oscura se denomina energía oscura fantasma. Para que ocurra un Big Rip, las propiedades necesarias deben persistir de la forma requerida. El descubrimiento de la expansión acelerada no basta para anunciar un Big Rip. Se trata de un escenario teórico que muestra las consecuencias de unas condiciones concretas.
En el Big Crunch, la expansión se detiene y pasa a ser contracción
También se puede imaginar un futuro en el que las distancias que aumentaban a escalas enormes empiecen a reducirse. Si la expansión se detiene y el universo comienza a contraerse, la materia y la luz alcanzan un estado cada vez más denso y caliente. Este desenlace se llama Big Crunch. Su escala y su causa son distintas de las de una galaxia que absorbe a sus vecinas.
Este escenario requiere condiciones que transformen la expansión en contracción. En algunos modelos teóricos, un cambio en las propiedades de la energía oscura permite que el universo vuelva a contraerse después de la expansión acelerada actual. Estas investigaciones examinan bajo qué condiciones podría invertirse la expansión, sin establecer qué ocurrirá en el futuro.
Un ligero debilitamiento de la energía oscura no lleva siempre a un Big Crunch. La materia y la energía del universo, junto con las propiedades geométricas del espacio, determinan la expansión. El modelo estándar con una constante cosmológica positiva que se mantiene no predice esta contracción. Todavía no hay fundamento para tratar el Big Crunch como la escena final segura de nuestro universo.
Nuevas observaciones examinan con más precisión las condiciones del futuro
Un estudio de DESI publicado en 2025 investigó la historia de la expansión mediante la distribución de numerosas galaxias. Los datos de DESI por sí solos se describen bien con el modelo estándar de constante cosmológica. Sin embargo, al combinarlos con la luz del universo temprano y datos de supernovas, el análisis mostró preferencia por una explicación en la que la energía oscura cambia con el tiempo. La intensidad de esa preferencia también dependía de qué conjuntos de datos se combinaran.
Este resultado es una pista de que los cambios de la energía oscura necesitan más investigación. No confirma que cambie, ni determina cómo lo haría en el futuro o cómo terminará el universo. Hay que examinar los errores que quedan en las observaciones, los supuestos del análisis y si los nuevos datos muestran la misma tendencia.
Presentar juntos la muerte térmica, el Big Rip y el Big Crunch no significa que tengan la misma probabilidad. Una constante cosmológica positiva es un supuesto del modelo estándar que se compara con las observaciones; el Big Rip y una contracción futura requieren condiciones adicionales. Tampoco son una lista completa de todos los futuros posibles.
Así como la investigación del Big Bang utiliza luz antigua para explorar el pasado del universo, el estudio del futuro también parte de la luz que hemos recibido. Las observaciones indican qué condiciones encajan bien con el universo. Sigue abierta la pregunta de si esas condiciones se mantendrán en un futuro que aún no ha llegado.
Fuentes
- NASA Science — Observaciones de la expansión acelerada y la energía oscura
- Rubin Observatory — La constante cosmológica y las estructuras ligadas por la gravedad
- Krauss y Starkman — Límites de la energía utilizable en un universo que se expande para siempre
- Caldwell, Kamionkowski y Weinberg — Energía oscura fantasma y el modelo del Big Rip
- Kallosh y Linde — Modelos de energía oscura que permiten la contracción tras la expansión acelerada
- Colaboración DESI — Tres años de observaciones de galaxias y comparación de modelos cosmológicos
- Berkeley Lab — Indicios de cambios en la energía oscura e incertidumbres pendientes