El Universo.

El Universo



La imagen de luz visible más profunda del cosmos, el Campo Ultra Profundo del Hubble.
El Universo es la totalidad del espacio y del tiempo, de todas las formas de la materia, la energía y el impulso, las leyes y constantes físicas que las gobiernan. Sin embargo, el término universo puede ser utilizado en sentidos contextuales ligeramente diferentes, para referirse a conceptos como el cosmos, el mundo o la naturaleza.
Observaciones astronómicas indican que el Universo tiene una edad de 13,73 ± 0,12 mil millones de años y por lo menos 93 mil millones de años luz de extensión. El evento que se cree que dio inicio al Universo se denomina Big Bang. En aquel instante toda la materia y la energía del universo observable estaba concentrada en un punto de densidad infinita. Después del Big Bang, el universo comenzó a expandirse para llegar a su condición actual, y lo continúa haciendo.
Debido a que, según teoría de la relatividad especial, la materia no puede moverse a una velocidad superior a la velocidad de la luz, puede parecer paradójico que dos objetos del universo puedan haberse separado 93 mil millones de años luz en un tiempo de únicamente 13 mil millones de años; sin embargo, esta separación no entra en conflicto con la teoría de la relatividad general, ya que ésta sólo afecta al movimiento en el espacio, pero no al espacio mismo, que puede extenderse a un ritmo superior, no limitado por la velocidad de la luz. Por lo tanto, dos galaxias pueden separarse una de la otra más rápidamente que la velocidad de la luz si es el espacio entre ellas el que se dilata.
Mediciones sobre la distribución espacial y el desplazamiento hacia el rojo (redshift) de galaxias distantes, la radiación cósmica de fondo de microondas, y los porcentajes relativos de los elementos químicos más ligeros, apoyan la teoría de la expansión del espacio, y más en general, la teoría del Big Bang, que propone que el espacio en sí se creó a partir de la nada en un momento específico en el pasado.
Observaciones recientes han demostrado que esta expansión se está acelerando, y que la mayor parte de la materia y la energía en el universo es fundamentalmente diferente de la observada en la Tierra, y no es directamente observable . La imprecisión de las observaciones actuales ha limitado las predicciones sobre el destino final del Universo.
Los experimentos sugieren que el Universo se ha regido por las mismas leyes físicas, constantes a lo largo de su extensión e historia. La fuerza dominante en distancias cósmicas es la gravedad, y la relatividad general es actualmente la teoría más exacta en describirla. Las otras tres fuerzas fundamentales, y las partículas en las que actúan, son descritas por el Modelo Estándar. El Universo tiene por lo menos tres dimensiones del espacio y una de tiempo, aunque experimentalmente no se pueden descartar dimensiones adicionales muy pequeñas. El espacio-tiempo parece estar conectado de forma sencilla y sin problemas, y el espacio tiene una curvatura media muy pequeña, de manera que la geometría euclidiana es, como norma general, exacta en todo el universo.
En filosofía se denomina universo al mundo, o conjunto de todo lo que sucede.
La ciencia modeliza el universo como un sistema cerrado que contiene energía y materia adscritas al espacio-tiempo y que se rige fundamentalmente por principios causales.
Basándose en observaciones del universo observable, los físicos intentan describir el continuo espacio-tiempo en que nos encontramos, junto con toda la materia y energía existentes en él. Su estudio, en las mayores escalas, es el objeto de la cosmología, disciplina basada en la astronomía y la física, en la cual se describen todos los aspectos de este universo con sus fenómenos.
La teoría actualmente más aceptada sobre la formación del Universo, dada por el belga valón Lemaître, es el modelo del Big Bang, que describe la expansión del espacio-tiempo a partir de una singularidad espaciotemporal. El Universo experimentó un rápido periodo de inflación cósmica que arrasó con todas las irregularidades iniciales. A partir de entonces el Universo se expandió y se convirtió en estable, más frío y menos denso. Las variaciones menores en la distribución de la masa dieron como resultado la segregación fractal en porciones, que se encuentran en el universo actual como cúmulos de galaxias.
En cuanto a su destino final, las pruebas actuales parecen apoyar la Teoría de la expansión permanente del Universo, aunque otras afirman que la materia oscura puede ejercer la fuerza de gravedad suficiente para detener la expansión y hacer que toda la materia se comprima; algo a lo que los científicos denominan el Big Crunch o la Gran Implosión.

Porción observable

Los cosmólogos teóricos y astrofísicos utilizan de manera diferente el término universo, designando bien el sistema completo o únicamente una parte de él. Según el convenio de los cosmólogos, el término Universo (con U mayúscula) se refiere frecuentemente a la parte finita del espacio-tiempo que es directamente observable utilizando telescopios, otros detectores, y métodos físicos, teóricos y empíricos para estudiar los componentes básicos del Universo y sus interacciones. Los físicos cosmólogos asumen que la parte observable del espacio comóvil (también llamado nuestro Universo) corresponde a una parte de un modelo del espacio entero y normalmente no es el espacio entero. Frecuentemente se utiliza el término el Universo como ambas: la parte observable del espacio-tiempo, o el espacio-tiempo entero.
Algunos cosmólogos creen que el Universo observable es una parte extremadamente pequeña del Universo «entero» realmente existente, y que es imposible observar todo el espacio comóvil. En la actualidad se desconoce si esto es correcto, ya que de acuerdo a los estudios de la forma del Universo, es posible que el Universo observable esté cerca de tener el mismo tamaño que todo el espacio. La pregunta sigue debatiéndose. Si una versión del escenario de la inflación cósmica es correcta, entonces no hay manera de determinar si el Universo es finito o infinito. En el caso del Universo observable, éste puede ser solo una mínima porción del Universo existente, y por consiguiente puede ser imposible saber realmente si el Universo está siendo completamente observado.

Evolución

Teoría sobre el origen y la formación del Universo (Big Bang)

El hecho de que el Universo esté en expansión se deriva de las observaciones del corrimiento al rojo realizadas en la década de 1920 y que se cuantifican por la ley de Hubble. Dichas observaciones son la predicción experimental del modelo de Friedmann-Robertson-Walker, que es una solución de las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general, que predicen el inicio del universo mediante un big bang.
El corrimiento al rojo se refiere a que los astrónomos han observado que hay una relación directa entre la distancia a un objeto remoto (como una galaxia) y la velocidad con que está alejándose. En cambio, si esta expansión ha sido continua en toda la edad del Universo, entonces en el pasado estos objetos distantes que siguen alejándose tuvieron que estar una vez juntos. Esta idea da pie a la teoría del Big Bang; el modelo dominante en la cosmología actual.
Durante la era más temprana del Big Bang, se cree que el Universo era un caliente y denso plasma. Según avanzó la expansión, la temperatura cayó a ritmo constante hasta el punto en que los átomos se pudieron formar. En aquella época, la energía de fondo se desacopló de la materia y fue libre de viajar a través del espacio. La energía sobrante continuó enfriándose al expandirse el Universo y hoy forma el fondo cósmico de microondas. Esta radiación de fondo es remarcablemente uniforme en todas direcciones, circunstancia que los cosmólogos han intentado explicar como reflejo de un periodo temprano de inflación cósmica después del Big Bang.
El examen de las pequeñas variaciones en el fondo de radiación de microondas proporciona información sobre la naturaleza del Universo, incluyendo la edad y composición. La edad del universo desde el Big Bang, de acuerdo a la información actual proporcionada por el WMAP de la NASA, se estima en unos 13.700 millones de años, con un margen de error de un 1% (137 millones de años). Otros métodos de estimación ofrecen diferentes rangos de edad, desde 11.000 millones a 20.000 millones. En el libro de 1977 Los Primeros Tres Minutos del Universo, el premio Nobel Steven Weinberg muestra la física que ocurrió justo momentos después del Big Bang. Los descubrimientos adicionales y los refinamientos de las teorías hicieron que lo actualizara y reeditara en 1993.

Sopa Primigenia

Hasta hace poco, la primera centésima de segundo era más bien un misterio, impidiendo los científicos describir exactamente cómo era el Universo. Los nuevos experimentos en el RHIC, en el Brookhaven National Laboratory, han proporcionado a los físicos una luz en esta cortina de alta energía, de tal manera que pueden observar directamente los tipos de comportamiento que pueden haber tomado lugar en ese instante.
En estas energías, los quarks que componen los protones y los neutrones no estaban juntos, y una mezcla densa supercaliente de quarks y gluones, con algunos electrones, era todo lo que podía existir en los microsegundos anteriores a que se enfriaran lo suficiente para formar el tipo de partículas de materia que observamos hoy en día.

Protogalaxias

Los rápidos avances acerca de lo que pasó después de la existencia de la materia aportan mucha información sobre la formación de las galaxias. Se cree que las primeras galaxias eran débiles "galaxias enanas" que emitían tanta radiación que separarían los átomos gaseosos de sus electrones. Este gas, a su vez, se estaba calentando y expandiendo, y tenía la posibilidad de obtener la masa necesaria para formar las grandes galaxias que conocemos hoy.

Destino Final

El destino final del Universo tiene diversos modelos que explican lo que sucederá en función de diversos parámetros y observaciones. A continuación se explican los modelos fundamentales más aceptados:

Big Crunch o la Gran Implosión

Es muy posible que el inmenso aro que rodeaba a las galaxias sea una forma de materia que resulta invisible desde la Tierra. Esta materia oscura tal vez constituya el 99% de todo lo que hay en el Universo.
Si el universo es suficientemente denso, es posible que la fuerza gravitatoria de toda esa materia pueda finalmente detener la expansión inicial, de tal manera que el universo volvería a contraerse, las galaxias empezarían a retroceder, y con el tiempo colisionarían entre sí. La temperatura se elevaría, y el Universo se precipitaría hacia un destino catastrófico en el que quedaría reducido nuevamente a un punto.
Algunos físicos han especulado que después se formaría otro Universo, en cuyo caso se repetiría el proceso. A esta teoría se la conoce como la teoría del Universo oscilante.
Hoy en día esta hipótesis parece incorrecta, pues a la luz de los últimos datos experimentales, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.

Big Rip o Gran Desgarramiento

El Gran Desgarramiento o Teoría de la Eterna Expansión, llamado en inglés Big Rip, es una hipótesis cosmológica sobre el destino último del universo. Este posible destino final del universo depende de la cantidad de energía oscura existente en el Universo. Si el Universo contiene suficiente energía oscura, podría acabar en un desgarramiento de toda la materia.
El valor clave es w, la razón entre la presión de la energía oscura y su densidad energética. A w < -1, el universo acabaría por ser desgarrado. Primero, las galaxias se separarían entre sí, luego la gravedad sería demasiado débil para mantener integrada cada galaxia. Los sistemas planetarios perderían su cohesión gravitatoria. En los últimos minutos, se desbaratarán estrellas y planetas, y los átomos serán destruidos.
Los autores de esta hipótesis calculan que el fin del tiempo ocurriría aproximadamente 3,5×1010 años después del Big Bang, es decir, dentro de 2,0×1010 años.
Una modificación de esta teoría, aunque poco aceptada, asegura que el universo continuaría su expansión sin provocar un Big Rip.

Teoría de la no acotabilidad

Todas las teorías acerca del origen del Universo se construyen sobre el concepto de universo acotado como un conjunto, pero esto es incierto pues su dimensión relativa es indeterminada. Por tanto no tiene sentido aplicar las leyes del tiempo a algo no acotado. Ejemplo de esto sería tratar de calcular cuánto tardaría en pararse un objeto móvil en una órbita circular no sujeta a ninguna otra fuerza; la longitud relativa del recorrido del objeto no es acotable y por tanto no tendría sentido medir el tiempo que tardaría en recorrerla. En el plano de la filosofía el ejemplo más cercano sería la cuestión, ¿Qué sentido tiene existir?, dado que el concepto existir de forma relativa no es acotable (cualquier concepción de existencia es una concepción subjetiva), es absurdo tratar de resolver dichas cuestiones pues la relatividad no es aplicable a los absolutos. Se entiende que el Universo siempre ha existido pues el Tiempo absoluto es una consecuencia del Espacio absoluto. La propia ley de la conservación de la energía que constituye el primer principio de la termodinámica afirma que la cantidad total de energía en cualquier sistema aislado sin interacción con ningún otro sistema (El universo) permanece invariable con el tiempo relativo, aunque dicha energía puede transformarse en otra forma de energía.

Descripción física

Tamaño

Muy poco se conoce con certeza sobre el tamaño del Universo. Puede tener una longitud de billones de años luz o incluso tener un tamaño infinito. Un artículo de 2003 dice establecer una cota inferior de 24 gigaparsecs (78.000 millones de años luz) para el tamaño del Universo, pero no hay ninguna razón para creer que esta cota está de alguna manera muy ajustada (Véase forma del Universo). pero hay distintas tesis del tamaño; una de ellas es que hay varios universos, otro es que el universo es infinito
El Universo observable (o visible), que consiste en toda la materia y energía que podía habernos afectado desde el Big Bang dada la limitación de la velocidad de la luz, es ciertamente finito. La distancia comóvil al extremo del Universo visible ronda los 46.500 millones de años luz en todas las direcciones desde la Tierra. Así, el Universo visible se puede considerar como una esfera perfecta con la Tierra en el centro, y un diámetro de unos 93.000 millones de años luz. Hay que notar que muchas fuentes han publicado una amplia variedad de cifras incorrectas para el tamaño del Universo visible: desde 13.700 hasta 180.000 millones de años luz.
En el Universo las distancias que separan los astros son tan grandes que, si las quisiéramos expresar en metros, tendríamos que utilizar cifras muy grandes. Debido a ello, se utiliza como unidad de longitud el año luz, que corresponde a la distancia que recorre la luz en un año.
Actualmente, el modelo de universo más comúnmente aceptado es el propuesto por Albert Einstein en su Relatividad General, en la que propone un universo "finito pero ilimitado", es decir, que a pesar de tener un volumen medible no tiene límites, de forma análoga a la superficie de una esfera, que es medible pero ilimitada.

Forma


Universum, Grabado Flammarion ,xilografía, publicada en París 1888.
Una pregunta importante abierta en cosmología es la forma del Universo. Matemáticamente, ¿qué 3-variedad representa mejor la parte espacial del Universo?
Si el Universo es espacialmente plano, se desconoce si las reglas de la geometría Euclidiana serán válidas a mayor escala. Actualmente muchos cosmólogos creen que el Universo observable está muy cerca de ser espacialmente plano, con arrugas locales donde los objetos masivos distorsionan el espacio-tiempo, de la misma forma que la superficie de un lago es casi plana. Esta opinión fue reforzada por los últimos datos del WMAP, mirando hacia las "oscilaciones acústicas" de las variaciones de temperatura en la radiación de fondo de microondas.
Por otra parte, se desconoce si el Universo es múltiplemente conexo. El Universo no tiene cotas espaciales de acuerdo al modelo estándar del Big Bang, pero sin embargo debe ser espacialmente finito (compacto). Esto se puede comprender utilizando una analogía en dos dimensiones: la superficie de una esfera no tiene límite, pero no tiene un área infinita. Es una superficie de dos dimensiones con curvatura constante en una tercera dimensión. La 3-esfera es un equivalente en tres dimensiones en el que las tres dimensiones están constantemente curvadas en una cuarta.
Si el Universo fuese compacto y sin cotas, sería posible, después de viajar una distancia suficiente, volver al punto de partida. Así, la luz de las estrellas y galaxias podría pasar a través del Universo observable más de una vez. Si el Universo fuese múltiplemente conexo y suficientemente pequeño (y de un tamaño apropiado, tal vez complejo) entonces posiblemente se podría ver una o varias veces alrededor de él en alguna (o todas) direcciones. Aunque esta posibilidad no ha sido descartada, los resultados de las últimas investigaciones de la radiación de fondo de microondas hacen que esto parezca improbable.

Color

Históricamente se ha creído que el Universo es de color negro, pues es lo que observamos al momento de mirar al cielo en las noches despejadas. En 2002, sin embargo, los astrónomos Karl Glazebrook e Ivan Baldry afirmaron en un artículo científico que el Universo en realidad es de un color que decidieron llamar café cortado cósmico. Este estudio se basó en la medición del rango espectral de la luz proveniente de un gran volúmen del Universo, sintetizando la información aportada por un total de más de 200.000 galaxias.

Homogeneidad e isotropía


Fluctuaciones en la radiación de fondo de microondas, Imagen NASA/WMAP.
Mientras que la estructura está considerablemente fractalizada a nivel local (ordenada en una jerarquía de racimo), en los órdenes más altos de distancia el Universo es muy homogéneo. A estas escalas la densidad del Universo es muy uniforme, y no hay una dirección preferida o significativamente asimétrica en el Universo. Esta homogeneidad e isotropía es un requisito de la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker empleada en los modelos cosmológicos modernos.
La cuestión de la anisotropía en el Universo primigenio fue significativamente contestada por el WMAP, que buscó fluctuaciones en la intensidad del fondo de microondas. Las medidas de esta anisotropía han proporcionado información útil y restricciones sobre la evolución del Universo.
Hasta el límite de la potencia de observación de los instrumentos astronómicos, los objetos radian y absorben la energía de acuerdo a las mismas leyes físicas a como lo hacen en nuestra propia galaxia. Basándose en esto, se cree que las mismas leyes y constantes físicas son universalmente aplicables a través de todo el Universo observable. No se ha encontrado ninguna prueba confirmada que muestre que las constantes físicas hayan variado desde el Big Bang.

Composición

El Universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano, conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 × 10-30 gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73% de energía oscura, 23% de materia oscura fría y un 4% de átomos. Así, la densidad de los átomos equivaldría a un núcleo de hidrógeno sencillo por cada cuatro metros cúbicos de volumen. La naturaleza exacta de la energía oscura y la materia oscura fría sigue siendo un misterio. Actualmente se especula con que el neutrino, (una partícula muy abundante en el universo), tenga, aunque mínima, una masa. De comprobarse este hecho, podría significar que la energía y la materia oscura no existen.
Durante las primeras fases del Big Bang, se cree que se formaron las mismas cantidades de materia y antimateria. Materia y antimateria deberían eliminarse mutuamente al entrar en contacto, por lo que la actual existencia de materia (y la ausencia de antimateria) supone una violación de la simetría CP (Véase Violación CP), por lo que puede ser que las partículas y las antipartículas no tengan propiedades exactamente iguales o simétricas, o puede que simplemente las leyes físicas que rigen el universo favorezcan la supervivencia de la materia frente a la antimateria. En este mismo sentido, también se ha sugerido que quizás la materia oscura sea la causante de la bariogénesis al interactuar de distinta forma con la materia que con la antimateria.
Antes de la formación de las primeras estrellas, la composición química del Universo consistía primariamente en hidrógeno (75% de la masa total), con una suma menor de helio-4 (4He) (24% de la masa total) y el resto de otros elementos. Una pequeña porción de estos elementos estaba en la forma del isótopo deuterio (2H), helio-3 (3He) y litio (7Li). La materia interestelar de las galaxias ha sido enriquecida sin cesar por elementos más pesados, generados por procesos de fusión en la estrellas, y diseminados como resultado de las explosiones de supernovas, los vientos estelares y la expulsión de la cubierta exterior de estrellas maduras.
El Big Bang dejó detrás un flujo de fondo de fotones y neutrinos. La temperatura de la radiación de fondo ha decrecido sin cesar con la expansión del Universo y ahora fundamentalmente consiste en la energía de microondas equivalente a una temperatura de 2'725 K. La densidad del fondo de neutrinos actual es sobre 150 por centímetro cúbico.

Multiversos

Los cosmólogos teóricos estudian modelos del conjunto espacio-tiempo que estén conectados, y buscan modelos que sean consistentes con los modelos físicos cosmológicos del espacio-tiempo en la escala del universo observable. Sin embargo, recientemente han tomado fuerza teorías que contemplan la posibilidad de multiversos o varios universos coexistiendo simultáneamente. Según la recientemente enunciada Teoría de Multiexplosiones se pretende dar explicación a este aspecto, poniendo en relieve una posible convivencia de universos en un mismo espacio.

Estructuras agregadas del universo

Las galaxias

A gran escala, el universo está formado por galaxias y agrupaciones de galaxias. Las galaxias son agrupaciones masivas de estrellas, y son las estructuras más grandes en las que se organiza la materia en el Universo. A través del telescopio se manifiestan como manchas luminosas de diferentes formas. A la hora de clasificarlas, los científicos distinguen entre las galaxias del Grupo Local, compuesto por las treinta galaxias más cercanas y a las que está unida gravitacionalmente nuestra galaxia (la Vía Láctea), y todas las demás galaxias, a las que llaman "galaxias exteriores".
Las galaxias están distribuidas por todo el Universo y presentan características muy diversas, tanto en lo que respecta a su configuración como a su antigüedad. Las más pequeñas abarcan alrededor de 3.000 millones de estrellas, y las galaxias de mayor tamaño pueden llegar a abarcar más de un billón de astros. Estas últimas pueden tener un diámetro de 170.000 años luz, mientras que las primeras no suelen exceder de los 6.000 años luz.
Además de estrellas y sus astros asociados (planetas, asteroides, etc...), las galaxias contienen también materia interestelar, constituida por polvo y gas en una proporción que varia entre el 1 y el 10% de su masa.
Se estima que el universo puede estar constituido por unos 100.000 millones de galaxias, aunque estas cifras varían en función de los diferentes estudios.

Formas de galaxias

La creciente potencia de los telescopios, que permite observaciones cada vez más detalladas de los distintos elementos del Universo, ha hecho posible una clasificación de las galaxias por su forma. Se han establecido así cuatro tipos distintos: galaxias elípticas, espirales, espirales barradas e irregulares.

Galaxia elíptica NGC 1316

Galaxias elípticas

En forma de elipse o de esferoide, se caracterizan por carecer de una estructura interna definida y por presentar muy poca materia interestelar. Se consideran las más antiguas del Universo, ya que sus estrellas son viejas y se encuentran en una fase muy avanzada de su evolución.

Galaxias espirales

Están constituidas por un núcleo central y dos o más brazos en espiral, que parten del núcleo. Éste se halla formado por multitud de estrellas y apenas tiene materia interestelar, mientras que en los brazos abunda la materia interestelar y hay gran cantidad de estrellas jóvenes, que son muy brillantes. Alrededor del 75% de las galaxias del Universo son de este tipo.

Galaxia espiral barrada

Es un subtipo de galaxia espiral, caracterizados por la presencia de una barra central de la que típicamente parten dos brazos espirales. Este tipo de galaxias constituyen una fracción importante del total de galaxias espirales. La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada.

Galaxia irregular NGC 1427

Galaxias irregulares

Incluyen una gran diversidad de galaxias, cuyas configuraciones no responden a las tres formas anteriores, aunque tienen en común algunas características, como la de ser casi todas pequeñas y contener un gran porcentaje de materia interestelar. Se calcula que son irregulares alrededor del 5% de las galaxias del Universo.

La Vía Láctea

La Vía Láctea es nuestra galaxia. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es de tipo espiral barrada. Con un diámetro medio de unos 100.000 años luz se calcula que contiene unos 200.000 millones de estrellas, entre las cuales se encuentra el Sol. La distancia desde el Sol al centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc) A simple vista, se observa como una estela blanquecina de forma elíptica, que se puede distinguir en las noches despejadas. Lo que no se aprecian son sus brazos espirales, en uno de los cuales, el llamado brazo de Orión, está situado nuestro sistema solar, y por tanto la Tierra.
El núcleo central de la galaxia presenta un espesor uniforme en todos sus puntos, salvo en el centro, donde existe un gran abultamiento con un grosor máximo de 16.000 años luz, siendo el grosor medio de unos 6.000 años luz.
Todas las estrellas y la materia interestelar que contiene la Vía Láctea, tanto en el núcleo central como en los brazos, están situadas dentro de un disco de 100.000 años luz de diámetro, que gira lentamente sobre su eje a una velocidad lineal superior a los 216 km/s.

Las constelaciones

Tan sólo 3 galaxias distintas a la nuestra son visibles a simple vista. Tenemos la Galaxia de Andrómeda, visible desde el Hemisferio Norte; la Gran Nube de Magallanes, y la Pequeña Nube de Magallanes, en el Hemisferio Sur celeste. El resto de las galaxias no son visibles al ojo desnudo sin ayuda de instrumentos. Sí que lo son, en cambio, las estrellas que forman parte de la Vía Láctea. Estas estrellas dibujan a menudo en el cielo figuras reconocibles, que han recibido diversos nombres en relación con su aspecto. Estos grupos de estrellas de perfil identificable se conocen con el nombre de constelaciones. La Unión Astronómica Internacional agrupó oficialmente las estrellas visibles en 88 constelaciones, algunas de ellas muy extensas, como Hidra o la Osa Mayor, y otras muy pequeñas como Flecha y Triángulo.

Las estrellas

Son los elementos constitutivos más destacados de las galaxias. Las estrellas son enormes esferas de gas que brillan debido a sus gigantescas reacciones nucleares. Cuando debido a la fuerza gravitatoria, la presión y la temperatura del interior de una estrella es suficientemente intensa, se inicia la fusión nuclear de sus átomos, y comienzan a emitir una luz roja oscura, que después se mueve hacia el estado superior, que es en el que está nuestro Sol, para posteriormente, al modificarse las reacciones nucleares interiores, dilatarse y finalmente enfriarse.
Al acabarse el hidrógeno, se originan reacciones nucleares de elementos más pesados, más energéticas, que convierten la estrella en una gigante roja. Con el tiempo, ésta vuelve inestable, a la vez que lanza hacia el espacio exterior la mayor parte del material estelar. Este proceso puede durar 100 millones de años, hasta que se agota toda la energía nuclear, y la estrella se contrae por efecto de la gravedad hasta hacerse pequeña y densa, en la forma de enana blanca, azul o marrón. Si la estrella inicial es varias veces más masiva que el Sol, su ciclo puede ser diferente, y en lugar de una gigante, puede convertirse en una supergigante y acabar su vida con una explosión denominada supernova. Estas estrellas pueden acabar como estrellas de neutrones. Tamaños aún mayores de estrellas pueden consumir todo su combustible muy rápidamente, transformándose en una entidad supermasiva llamada agujero negro.
Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que emiten con periodos regulares. La palabra Púlsar significa pulsating radio source (fuente de radio pulsante). Se detectan mediante radiotelescopios y se requieren relojes de extraordinaria precisión para detectar sus cambios de ritmo. Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la Nebulosa del Cangrejo. Su densidad es tan grande que una muestra de cuásar del tamaño de una bola de bolígrafo tendría una masa de cerca de 100.000 toneladas. Su campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir gran cantidad de energía en haces de radiación que aquí recibimos como ondas de radio.
La palabra Cuásar es un acrónimo de quasi stellar radio source (fuentes de radio casi estelares). Se identificaron en la década de 1950. Más tarde se vio que mostraban un desplazamiento al rojo más grande que cualquier otro objeto conocido. La causa era el Efecto Doppler, que mueve el espectro hacia el rojo cuando los objetos se alejan. El primer Cuásar estudiado, denominado 3C 273, está a 1.500 millones de años luz de la Tierra. A partir de 1980 se han identificado miles de cuásares, algunos alejándose de nosotros a velocidades del 90% de la de la luz.
Se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra; prácticamente la edad del Universo. A pesar de las enormes distancias, la energía que llega en algunos casos es muy grande, equivalente la recibida desde miles de galaxias: como ejemplo, el s50014+81 es unas 60.000 veces más brillante que toda la Vía Láctea.

Los planetas

Los planetas son cuerpos que giran en torno a una estrella y que, según la definición de la Unión Astronómica Internacional, deben cumplir además la condición de haber limpiado su órbita de otros cuerpos rocosos importantes, y de tener suficiente masa como para que su fuerza de gravedad genere un cuerpo esférico. En el caso de cuerpos que orbitan alrededor de una estrella que no cumplan estas características, se habla de planetas enanos, planetesimales, o asteroides. En nuestro Sistema Solar hay 8 planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, considerándose desde 2006 a Plutón como un planeta enano. A finales de 2009, fuera de nuestro Sistema Solar se han detectado en torno a 400 planetas extrasolares, pero los avances tecnológicos están permitiendo que este número crezca a buen ritmo.

Los satélites

Los satélites naturales son astros que giran alrededor de los planetas. El único satélite natural de la Tierra es la Luna, que es también el satélite más cercano al sol. A continuación se enumeran los principales satélites de los planetas del sistema solar (se incluye en el listado a Plutón, considerado por la UAI como un planeta enano).
  • Tierra: 1 satélite → Luna
  • Marte: 2 satélites → Fobos, Deimos
  • Júpiter: 63 satélites → Metis, Adrastea, Amaltea, Tebe, Ío, Europa, Ganimedes, Calisto, Leda, Himalia, Lisitea, Elara, Ananké, Carmé, Pasífae, Sinope...
  • Saturno: 59 satélites → Pan, Atlas, Prometeo, Pandora, Epimeteo, Jano, Mimas, Encélado, Tetis, Telesto, Calipso, Dione, Helena, Rea, Titán, Hiperión, Jápeto, Febe...
  • Urano: 15 satélites → Cordelia, Ofelia, Bianca, Crésida, Desdémona, Julieta, Porcia, Rosalinda, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberón.
  • Neptuno: 8 satélites → Náyade, Talasa, Despina, Galatea, Larisa, Proteo, Tritón, Nereida
  • Plutón: 3 satélites → Caronte, Nix, Hidra

Asteroides y cometas

En aquellas zonas de la órbita de una estrella en las que, por diversos motivos, no se ha producido la agrupación de la materia inicial en un único cuerpo dominante o planeta, aparecen los discos de asteroides: objetos rocosos de muy diversos tamaños que orbitan en grandes cantidades en torno a la estrella, chocando eventualmente entre sí. Cuando las rocas tienen diámetros inferiores a 50m se denominan meteoroides. A consecuencia de las colisiones, algunos asteroides pueden variar sus órbitas, adoptando trayectorias muy excéntricas que periódicamente les acercan la estrella. Cuando la composición de estas rocas es rica en agua u otros elementos volátiles, el acercamiento a la estrella y su consecuente aumento de temperatura origina que parte de su masa se evapore y sea arrastrada por el viento solar, creando una larga cola de material brillante a medida que la roca se acerca a la estrella. Estos objetos se denominan cometas. En nuestro sistema solar hay dos grandes discos de asteroides: uno situado entre las órbitas de Marte y Júpiter, denominado el Cinturón de asteroides, y otro mucho más tenue y disperso en los límites del sistema solar, a aproximadamente un año luz de distancia, denominado Nube de Oort.

Indicios de un comienzo

La teoría general de la relatividad, que publicó Albert Einstein en 1916, implicaba que el cosmos se hallaba en expansión o en contracción. Pero este concepto era totalmente opuesto a la noción de un universo estático, aceptada entonces hasta por el propio Einstein. De ahí que éste incluyera en sus cálculos lo que denominó “constante cosmológica”, ajuste mediante el cual intentaba conciliar su teoría con la idea aceptada de un universo estático e inmutable. Sin embargo, ciertos descubrimientos que se sucedieron en los años veinte llevaron a Einstein a decir que el ajuste que había efectuado a su teoría de la relatividad era el ‘mayor error de su vida’. Dichos descubrimientos se realizaron gracias a la instalación de un enorme telescopio de 254 centímetros en el monte Wilson (California). Las observaciones formuladas en los años veinte con la ayuda de este instrumento demostraron que el universo se halla en expansión.
Hasta entonces, los mayores telescopios solo permitían identificar las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y aunque se veían borrones luminosos, llamados nebulosas, por lo general se tomaban por remolinos de gas existentes en nuestra galaxia. Gracias a la mayor potencia del telescopio del monte Wilson, Edwin Hubble logró distinguir estrellas en aquellas nebulosas. Finalmente se descubrió que los borrones eran lo mismo que la Vía Láctea: galaxias. Hoy se cree que hay entre 50.000 y 125.000 millones de galaxias, cada una con cientos de miles de millones de estrellas.
A finales de los años veinte, Hubble también descubrió que las galaxias se alejan de nosotros, y que lo hacen más velozmente cuanto más lejos se hallan. Los astrónomos calculan la tasa de recesión de las galaxias mediante el espectrógrafo, instrumento que mide el espectro de la luz procedente de los astros. Para ello, dirigen la luz que proviene de estrellas lejanas hacia un prisma, que la descompone en los colores que la integran.
La luz de un objeto es rojiza (fenómeno llamado corrimiento al rojo) si este se aleja del observador, y azulada (corrimiento al azul) si se le aproxima. Cabe destacar que, salvo en el caso de algunas galaxias cercanas, todas las galaxias conocidas tienen líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. De ahí infieren los científicos que el universo se expande de forma ordenada. La tasa de dicha expansión se determina midiendo el grado de desplazamiento al rojo. ¿Qué conclusión se ha extraído de la expansión del cosmos? Pues bien, un científico invitó al público a analizar el proceso a la inversa —como una película de la expansión proyectada en retroceso— a fin de observar la historia primitiva del universo. Visto así, el cosmos parecería estar en recesión o contracción, en vez de en expansión y retornaría finalmente a un único punto de origen.
El famoso físico Stephen Hawking concluyó lo siguiente en su libro Agujeros negros y pequeños universos (y otros ensayos), editado en 1993: “La ciencia podría afirmar que el universo tenía que haber conocido un comienzo”. Pero hace años, muchos expertos rechazaban que el universo hubiese tenido principio. El famoso científico Fred Hoyle no aceptaba que el cosmos hubiera surgido mediante lo que llamó burlonamente ‘a big bang’ (una gran explosión). Uno de los argumentos que esgrimía era que, de haber existido un comienzo tan dinámico, deberían conservarse residuos de aquel acontecimiento en algún lugar del universo: tendría que haber radiación fósil, por así decirlo; una leve luminiscencia residual.
El diario The New York Times (8 de marzo de 1998) indicó que hacia 1965 “los astrónomos Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron la omnipresente radiación de fondo: el destello residual de la explosión primigenia”. El artículo añadió: “Todo indicaba que la teoría [de la gran explosión] había triunfado”.
Pero en los años posteriores al hallazgo se formuló esta objeción: Si el modelo de la gran explosión era correcto, ¿por qué no se habían detectado leves irregularidades en la radiación? (La formación de las galaxias habría requerido un universo que contase con zonas más frías y densas que permitieran la fusión de la materia.) En efecto, los experimentos realizados por Penzias y Wilson desde la superficie terrestre no revelaban tales irregularidades.
Por esta razón, la NASA lanzó en noviembre de 1989 el satélite COBE (siglas de Explorador del Fondo Cósmico, en inglés), cuyos descubrimientos se calificaron de cruciales. “Las ondas que detectó su radiómetro diferencial de microondas correspondían a las fluctuaciones que dejaron su impronta en el cosmos y que hace miles de millones de años llevaron a la formación de las galaxias.”


Destino último del Universo



Lo que sabemos del universo hasta ahora nos hace plantearnos cuál es su posible final y que papel jugaremos en él. En la imagen, vista de Campo Utra Profundo por el telescopio Hubble.
El destino último del Universo es un tema en cosmología física. Las teorías científicas rivales predicen si el Universo tendrá duración finita o infinita. Una vez que la noción de que el Universo empezó con el Big Bang se hizo popular entre los científicos, el destino final del Universo se convirtió en una pregunta cosmológica válida, dependiendo de la densidad media del Universo y la tasa de expansión.
El Universo está actualmente en expansión. Sin embargo, las mediciones que Allan R. Sandage realizó en los años 1960 con su telescopio de 200 pulgadas muestran que el ritmo de expansión actual es menor que el de hace 1.000 millones de años. Este hecho puede implicar o no que la expansión se detenga, planteándose dos alternativas para el destino último del Universo.
Según las teorías cosmológicas actuales, la cantidad de materia que hay en el Universo es la que decidirá el futuro del mismo. Se tiene una idea bastante aproximada de la cantidad de materia visible que existe, pero no de la cantidad de materia oscura, dependiendo entonces de ésta el futuro del Universo.
Se ha podido calcular que si la densidad del Universo es menor que tres átomos por metro cúbico, será insuficiente para frenar la expansión, el Universo se expandirá indefinidamente (Big Rip) y será condenado a una muerte fría en medio de la oscuridad más absoluta. En este caso el tiempo se acabaría en unos 35.000 millones de años. Pero si la masa es suficiente para detener la expansión, tendrá lugar el Big Crunch o, lo que es lo mismo, el Universo, forzado por la gran cantidad de masa, empezaría a comprimirse hasta que, dentro de unos 20.000 millones de años, acabe por colapsarse en una singularidad, algo parecido al Big Bang, pero al revés. En este caso tras el Big Crunch es posible que el Universo comience de nuevo con otro (o, según el modelo cíclico, el mismo) Big Bang.

Bases científicas emergentes

La exploración científica teórica del destino final del Universo se hizo posible con la teoría de la relatividad general formulada por Albert Einstein en 1915. La relatividad general se puede emplear para describir el Universo con la mayor escala posible. Hay muchas soluciones posibles a las ecuaciones de la relatividad general y cada solución implica un posible destino final del Universo. Alexander Friedmann propuso una solución en 1921. Estas ecuaciones de Friedmann implican que el Universo ha estado expandiéndose desde una singularidad inicial; es decir, esencialmente el Big Bang.
Un parámetro importante en las teorías del destino del Universo es el parámetro de densidad, Omega (O), definido como la densidad de materia media del Universo dividido por un valor crítico de esa densidad. Esto crea tres posibles destinos del Universo, dependiendo de si O es igual, menor o mayor que 1. Estos se llaman respectivamente, Universo plano, abierto y cerrado. Estos tres adjetivos se refieren a la geometría global del Universo y no a la curvatura local del espacio-tiempo causadas por pequeñas agrupaciones de masa (por ejemplo, las galaxias y las estrellas).
Las pruebas observacionales no tardaron en llegar. En 1929, Edwin Hubble publicó sus conclusiones, basado en las observaciones de las estrellas variable Cefeida en galaxias lejanas, que el Universo estaba en expansión. Desde entonces, el principio del Universo y su posible final han sido objeto de seria investigación científica. En 1933, Georges Lemaître presentó una teoría que se había llamado la teoría del Big Bang del origen del Universo. En 1948, Fred Hoyle propuso la teoría opuesta de un Universo estático, llamada la Teoría del Estado Estacionario. Estas dos teorías fueron contendientes activos hasta el descubrimiento de Arno Penzias y Robert Wilson en 1965, del fondo cósmico de microondas, un hecho que es una predicción sencilla de la teoría del Big Bang y una de que la Teoría del Estado Estacionario no es válida. La teoría del Big Bang inmediatamente se convirtió en el más ampliamente sostenido punto de vista del origen del Universo.
Cuando Einstein formuló la relatividad general, él y sus contemporáneos creían en un Universo estático. Cuando Einstein encontró que sus ecuaciones podían fácilmente ser resueltas de tal manera que se permitiera que el Universo estuviera en expansión y se contrajera en un futuro lejano, añadió a estas ecuaciones lo que él llamó una constante cosmológica cuyo papel era compensar el efecto de la gravedad en el Universo en conjunto de tal manera que el Universo permanezca estático. Después de que Hubble anunciara su conclusión de que el Universo estaba en expansión, Einstein escribió que su constante cosmológica era su "gran metedura de pata".
Empezando en 1998, las observaciones de las supernovas en galaxias distantes han sido interpretadas como consistentes con un Universo cuya tasa de expansión se está acelerando. Se han formulado teorías cosmológicas posteriores para permitir esta posible aceleración, casi siempre apelando a la energía oscura y a la materia oscura. De ahí las recientes teorías sobre el destino final del Universo que permiten una constante cosmológica distinta de cero.

Papel de la forma del Universo


Diagrama de las tres posibles geometrías del universo: cerrado, abierto y plano, correspondiendo a valores del parámetro de densidad Ω0 mayores que, menores que o iguales a 1 respectivamente. En el universo cerrado si se viaja en línea recta se llega al mismo punto, en los otros dos no.

El destino final de un Universo en expansión está determinado por si Ω es mayor, menor o igual a 1.
El consenso científico actual de muchos cosmólogos es que el destino final del Universo depende de su forma global y de cuánta energía oscura contiene.

Universo cerrado

Si Ω>1, entonces la geometría del espacio sería cerrada como la superficie de una esfera. La suma de los ángulos de un triángulo exceden 180 grados y no habría líneas paralelas. Al final, todas las líneas se encontrarían. La geometría del Universo es, al menos en una escala muy grande, elíptico.
En un Universo cerrado carente del efecto repulsivo de la energía oscura, la gravedad acabará por detener la expansión del Universo, después de lo que empezará a contraerse hasta que toda la materia en el Universo se colapse en un punto. Entonces existirá una singularidad final llamada el Big Crunch, por analogía con el Big Bang. Sin embargo, si el Universo tiene una gran suma de energía oscura (como sugieren los hallazgos recientes), entonces la expansión podrá continuar para siempre —incluso si Ω>1—.

Universo abierto

Si Ω<1, la geometría del espacio es abierta, p.ej., negativamente curvada como la superficie de una silla de montar. Los ángulos de un triángulo suman menos de 180 grados(llamada primera fase) y las líneas paralelas no se encuentran nunca equidistantes, tienen un punto de menor distancia y otro de mayor. La geometría del Universo sería hiperbólica.
Incluso sin energía oscura, un Universo negativamente curvado se expandirá para siempre, con la gravedad apenas ralentizando la tasa de expansión. Con energía oscura, la expansión no sólo continúa sino que se acelera. El destino final de un Universo abierto tampoco es universal muerte caliente del Universo, el "Big Freeze" o el "Big Rip", dónde la aceleración causada por la energía oscura terminará siendo tan fuerte que aplastará completamente los efectos de las fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y los enlaces débiles.

Universo plano

Si la densidad media del Universo es exactamente igual a la densidad crítica tal que Ω=1, entonces la geometría del Universo es plana: como en la geometría euclidiana, la suma de los ángulos de un triángulo es 180 grados y las líneas paralelas nunca se encuentran.
Sin energía oscura, un Universo plano se expande para siempre pero a una tasa continuamente desacelerada: la tasa de expansión se aproxima asintóticamente a cero. Con energía oscura, la tasa de expansión del Universo inicialmente baja, debido al efecto de la gravedad, pero eventualmente se incrementa. El destino final del Universo es el mismo que en un Universo abierto, la muerte caliente del Universo, el "Big Freeze" o el "Big Rip". En 2005, se propuso la teoría del destino del Universo Fermión-bosón, proponiendo que gran parte del Universo estaría finalmente ocupada por condensado de Bose-Einstein y la quasipartícula análoga al fermión, tal vez resultando una implosión. Muchos datos astrofísicos hasta la fecha son consistentes con un Universo plano.

Teorías sobre el final del Universo

El destino del Universo viene dado por la densidad del Universo. La preponderancia de las pruebas hasta la fecha, basadas en las medidas de la tasa de expansión y de la densidad, favorecen la teoría de que el Universo no se colapsará.

Big Freeze o Heat Death

Este escenario es generalmente considerado como el más probable y ocurrirá si el Universo continúa en expansión como hasta ahora. Sobre la escala de tiempo en el orden de un billón de años, las estrellas existentes se apagarán y la mayor parte del Universo se volverá oscuro. El Universo se aproxima a un estado altamente entrópico. Sobre una escala del tiempo mucho más larga en las eras siguientes, las galaxias colapsarían en agujeros negros con la evaporación consecuente vía la radiación de Hawking. En algunas teorías de la gran unificación, la descomposición de protones convertirá el gas interestelar subyacente en positrones y electrones, que se recombinarán en protones. En este caso, el Universo indefinidamente consistirá solamente en una sopa de radiación uniforme que estará ligeramente corrida hacia el rojo con cada vez menos energía, enfriándose.
El Big Freeze es un escenario bajo el que la expansión continúa indefinidamente en un Universo que es demasiado frío para tener vida. Podría ocurrir bajo una geometría plana o hiperbólica, porque tales geometrías son una condición necesaria para un Universo que se expande por siempre. Un escenario relacionado es la Muerte Caliente, que dice que el Universo irá hacia un estado de máxima entropía en el que cada cosa se distribuye uniformemente y no hay gradientes, que son necesarios para mantener el tratamiento de la información, una forma de vida. El escenario de Muerte Caliente es compatible con cualquiera de los tres modelos espaciales, pero necesita que el Universo llegue a una eventual temperatura mínima.

Big Rip


Simulación del Big Rip.
En un Universo abierto, la relatividad general predice que el Universo tendrá una existencia indefinida, pero con un estado donde la vida que se conoce no puede existir. Bajo este escenario, la energía oscura causa que la tasa de expansión del Universo se acelere. Llevándolo al extremo, una aceleración de la expansión eterna significa que toda la materia del Universo, empezando por las galaxias y eventualmente todas las formas de vida, no importa cuanto de pequeñas sean, se disgregarán en partículas elementales desligadas. El estado final del Universo es una singularidad, ya que la tasa de expansión es infinita.

Big Crunch


El Big Crunch. El eje vertical se puede considerar como tiempo positivo o negativo.
La teoría del Big Crunch es un punto de vista simétrico del destino final del Universo. Justo con el Big Bang empezó una expansión cosmológica, esta teoría postula que la densidad media del Universo es suficiente para parar su expansión y empezar la contracción. De ser así, se vería cómo las estrellas tienden a ultravioleta, por efecto Doppler. El resultado final es desconocido; una simple extrapolación sería que toda la materia y el espacio-tiempo en el Universo se colapsaría en una singularidad espaciotemporal adimensional, pero a estas escalas se desconocen los efectos cuánticos necesarios para ser considerados (Véase Gravedad cuántica).
Este escenario permite que el Big Bang esté precedido inmediatamente por el Big Crunch de un Universo precedente. Si esto ocurre repetidamente, se tiene un universo oscilante. El Universo podría consistir en una secuencia infinita de Universos finitos, cada Universo finito terminando con un Big Crunch que es también el Big Bang del siguiente Universo. Teóricamente, el Universo oscilante no podría reconciliarse con la segunda ley de la termodinámica: la entropía aumentaría de oscilación en oscilación y causaría la muerte caliente. Otras medidas sugieren que el Universo no es cerrado. Estos argumentos indujeron a los cosmólogos a abandonar el modelo del Universo oscilante. Una idea similar es adoptada por el modelo cíclico, pero esta idea evade la muerte caliente porque de una expansión de branas se diluye la entropía acumulada en el ciclo anterior.

Big Bounce

Según algunos teóricos del Universo oscilante, el Big Bang fue simplemente el comienzo de un período de expansión al que siguió un período de contracción. Desde este punto de vista, se podría hablar de un Big Crunch, seguido de un Big Bang, o, más sencillamente, un Gran Rebote. Esto sugiere que podríamos estar viviendo en el primero de todos los universos, pero es igualmente probable que estemos viviendo en el universo dos mil millones parte (o cualquiera de una secuencia infinita de universos)

Multiverso

El multiverso (conjunto de Universos paralelos) es un escenario en el que aunque el Universo puede ser de duración finita, es un Universo entre muchos. Además, la física del multiverso podría permitirles existir indefinidamente. En particular, otros Universos podrían ser objeto de leyes físicas diferentes de las que se aplican en el Universo conocido.

Falso vacío

Si el vacío no es el estado de energía más bajo (un falso vacío), se podría colapsar en un estado de energía menor. Esto es llamado evento de metaestabilidad del vacío. Esto fundamentalmente alteraría el Universo, las constantes físicas podían tener valores diferentes, severamente afectando a los fundamentos de la materia.

Niveles indefinidos

El modelo cosmológico multi-nivel postula la existencia de niveles indefinidos del Universo. Mientras la existencia de nuestro nivel del Universo es finita, hay un número indefinido de niveles del Universo cada uno con su principio y su fin, pero el completo tiene una existencia infinita.

Restricciones observacionales en las teorías

La elección entre estos escenarios rivales se hace 'pesando' el Universo, p.ej., midiendo las contribuciones relativas de materia, radiación, materia oscura y energía oscura a la densidad crítica. Más concretamente, compitiendo con escenarios que son evaluados contra los datos obtenidos en agrupaciones galácticas y supernovas lejanas y en anisotropías en el fondo cósmico de microondas.

Vida en un Universo mortal

La hipótesis de la inteligencia eterna de Dyson propone que una civilización avanzada podría sobrevivir durante un período infinito consumiendo sólo una suma finita de energía. Tal civilización alternaría breves periodos de actividad con largos periodos de hibernación.
John Barrow y Frank Tipler (1986) propusieron el principio del final antrópico: la emergencia de vida inteligente es inevitable y una vez que la vida llegue a estar en alguna parte del Universo, nunca morirá. Barrow y Tipler van incluso más allá: el destino eventual de la vida inteligente es extenderse y controlar el Universo entero en todos los aspectos menos uno: la inteligencia no puede parar el Big Crunch. Además, no se querría hacer de esta manera porque la fuente principal de energía del Universo al experimentar un Big Crunch será una mancha caliente en el cielo surgiendo de una contracción asimétrica del Universo. Se especula con que la asimetría necesaria sería ingeniada por alguna forma de vida inteligente.
El escenario del punto Omega de Tipler (Tipler 1994) concluye que el contrario de la eterna inteligencia sería el caso de una civilización en los instantes finales de un Big Crunch. Tal civilización, en efecto, experimentaría una suma infinita de tiempo "subjetivo" durante la vida finita restante del Universo, usando la enorme energía de la implosión para acelerar el tratamiento de la información más deprisa que la alternativa de la singularidad final.
Aunque es posible en teoría, no está claro si existirá alguna vez tecnología que haga que estos escenarios sean factibles. Además, las soluciones efectivas pueden ser indistinguibles desde el presente estado del Universo. En otras palabras, si los humanos no pueden parar el Universo del colapso, al menos podrán utilizar la energía del colapso para simular futuros Universos que se parecerían al final del Universo, pero con escalas de tiempo artificiales o comprimidas.
Los recientes trabajos en cosmología inflacionaria, la teoría de cuerdas y la mecánica cuántica han movido la discusión del destino final del Universo en distintas direcciones desde los escenarios establecidos por Dyson y Tipler. El trabajo teórico de Eric Chaisson y David Layzer encuentra que una expansión del espacio-tiempo da pie a un salto de entropía creciente, pone en duda la hipótesis de la muerte caliente del Universo. Invocando el trabajo de Ilya Prigogine en termodinámica lejos del equilibrio, sus análisis sugieren que este salto de entropía puede contribuir a la información y así a la formación de estructuras.
Mientras tanto, Andrei Linde, Alan Guth, Edward Harrison y Ernest Sternglass argumentan que la cosmología inflacionaria fuertemente sugiere la presencia de multiversos y que sería práctico incluso con el conocimiento actual para los seres inteligentes generar y transmitir información de novo a un Universo distinto. Alan Guth ha especulado que una civilización en la cima de la escala de Kardashev puede crear universos personalizados como continuación de la evolución de la existencia, el crecimiento y la multiplicación. Además, el reciente trabajo teórico sobre el problema sin resolver de la gravedad cuántica y el principio holográfico sugieren que las cantidades físicas tradicionales se pueden describir por sí mismas, se pueden describir en términos de intercambios de información, que en cambio hace que aparezcan las preguntas sobre la aplicabilidad de los modelos cosmológicos antiguos.

Cultura popular

Prácticamente todas las grandes religiones tienen una historia del fin del Universo. El estudio teológico del destino final del Universo o el destino final de la existencia humana se conoce como escatología. Muchos grupos religiosos están divididos en sus creencias teológicas sobre cómo será el final del mundo compatibilizando con las teorías científicas del final del Universo. Por ejemplo, un texto que dice "y todas las estrellas caerán del cielo" puede implicar una mal comprensión de que las estrellas son meros puntos de luz. Pero si ese texto tiene implicaciones verdaderas actuales de una inteligencia divina, se puede referenciar como una de las teorías modernas seculares sobre el final del Universo.
Además, numerosos autores de ciencia ficción y humoristas han escrito sobre el final del Universo. Los incontables trabajos de ciencia ficción y fantasía utilizan la amenaza de la destrucción de Universo como su dispositivo argumental, normalmente con un malo supervillano o la incompetencia de los humanos como causas y generalmente con la ingenuidad humana que salva el día.

Libros

  • La historia corta de Isaac Asimov La última pregunta propone un Universo experimentando la muerte caliente y una tecnología de computación térmica tan potente que finalmente descubre cómo revertir la muerte térmica por ignición que es, en efecto, un nuevo Big Bang. Cuando Asimov publicó esta historia, en 1959, la muerte térmica era el único escenario de este tipo en ser discutido.
  • La novela Tau Zero de Poul Anderson propone un Universo cíclico que termina en un Big Crunch seguido de una expansión con un nuevo Big Bang. Propone que la gran implosión estará rodeada por una nube de hidrógeno y que un barco estelar podría navegar con cierto rumbo para evitar la singularidad y emerger en un nuevo Universo.
  • El poema narrativo "A Long Time Dying" de Geoffrey A. Landis propone un Universo que termina en un Big Crunch.
  • Milliways, El restaurante al final del Universo, es un lugar de ficción en la serie de ciencia-ficción de Douglas Adams Guía del autoestopista galáctico. El restaurante entero y sus patrones son proyectados a través del tiempo vía una burbuja temporal hasta el punto en que el Universo se acaba. El techo está hecho de cristal de tal manera que los clientes pueden ver el final del Universo como un entretenimiento de la cena. El final del Universo es descrito por Zaphod Beeblebrox como un "Gnab Gib" ("Big Bang" deletreado hacia atrás).
  • La novela Excession, de Iain M. Banks, involucra a una misteriosa sonda alienígena construida por una civilización capaz de viajar entre Universos jóvenes y antiguos.
  • En la novela Sueños de Gravedad, de L.E Modesitt, Engee, un "Dios" nanobot que utiliza el personaje principal para investigar un Universo de antimateria que está explotando para crear nueva materia. La explicación dada por Engee a Tristan es que intenta prevenir al Universo de satisfacer su propósito reemplazando tanta energía o materia que está perdido en el proceso de creación de información.
  • En la novela El Mundo al Final del Tiempo, de Frederik Pohl, el planeta (y el resto del sistema solar) de los protagonistas, junto con algunas estrellas cercanas son lanzadas a casi la velocidad de la luz, de modo que el tiempo para ellos pasa mucho más despacio que en el Universo exterior. Cuando vuelven a frenar, descubren que están en el futuro lejano del Universo, cuando todas las demás estrellas hace tiempo que se han apagado.