Hipótesis de Friedman, expansión indefinida, destino del Universo
Volviendo al umbral de Friedman, en el primero de los casos, el de un universo en expansión continua y, por lo tanto, de vida indefinida, a algunos científicos sigue sin agradarles que el mundo haya tenido un origen determinado en la singularidad (vimos que también se rebelan contra esto), pero al menos les queda la esperanza de que no va a tener fin (lo cual es una falacia, como veremos). En el segundo, en cambio, el de un mundo que después de la expansión se contrae y vuelve al origen, la cosa se tuerce aún más. Al desagradable problema de un comienzo conocido, se une el igualmente desagradable de un final también conocido. Resulta así que el mundo es una obra efímera, y eso hiere la soberbia del hombre.
Desechado también este segundo intento de un mundo permanente, o "estacionario", como fue bautizado, y obligados a abrazar su irremediable temporalidad, tenemos las teorías de Friedman, ya citadas, que hace depender el destino del mismo de la densidad media de toda la materia. Friedman fijó un umbral o valor crítico de densidad, por debajo del cual, la gravitación es inferior al impulso expansivo y el universo se expandirá sin límites; y por encima del cual, la gravitación acabará frenando a la expansión y contrayéndolo, hasta colapsar sobre sí mismo.
La astrofísica ha dado y siguen dando una importancia capital a este asunto de pesar el universo y conocer su densidad, puesto que si, según ellos, todo es gravitatorio, todo depende de la cantidad de masa. Mientras no se salga del atolladero de considerar que todos los movimientos se deben a la "gravedad" y no se reconozca que la expansión es autónoma, y que los movimientos son unos por pura dilatación del espacio y otros por pura reacción inercial contra los anteriores, ni habrá avances significativos ni se resolverán los problemas.
El Universo, expansión indefinida
Desde el nacimiento de la astrofísica, se han planteado diferentes "modelos de Universo" que han venido a sustituir a los clásicos modelos pre-científicos. Éstos planteaban la posibilidad de que el universo tuviera forma de cúpula que cubría una tierra plana y de la cual pendían "colgadas" las estrellas que veíamos. Por otro lado, modelos esféricos tradicionales se aproximaban más a algunos de los que la física astronómica científica plantearía después.
Con la llegada de la conquista del espacio y las nuevas tecnologías y avances de la física, los modelos tradicionales quedaron obsoletos y se pasó a configurar universos más acordes con los datos que recibíamos a través de los satélites. Así, uno de los hallazgos primordiales que inició la revolución astrofísica se basaba en la comprobación de que el universo estaba en expansión, lo que pudo demostrarse gracias a los fenómenos del "corrimiento al rojo" de las radiaciones lumínicas que nos llegaban de otras galaxias. Si el universo se expandía, era porque antes estaba contraído y una gran acumulación de energía lo había hecho "explotar" en un Big Bang que se mostraba más probable que otras teorías sobre nuestro espacio sideral, como la del universo semi-estacionario. Los astrofísicos llegaron a un conocimiento casi total del proceso, hasta detenerse en un momento que equivale a 10 elevado a -23 segundos después del gran estallido, momento conocido como la "Barrera de Planck". Desde entonces, se conoce la vida de nuestro universo con bastante exactitud.
El problema que se planteaba era el de la forma del universo (plano, esférico, e incluso la muy arriesgada y hermosa teoría del "Universo arrugado"), así como su destino. Algunos científicos propusieron la teoría del "Big Crunch", una contracción de lo que había estado antes en expansión, que nos mostraría un universo elástico en el cual, después de haber llegado al límite de esa expansión, volvería a contraerse hasta formar un nuevo "huevo" de gran masa que acabaría con el universo conocido y llevaría a iniciar de nuevo el ciclo con otro Big Bang. Esto nos sumiría en interesantes conjeturas sobre si no habría ocurrido ya, incluso varias veces, y estaríamos en uno de tantos ciclos infinitos de expansión y contracción del universo.
Finalmente, todas las teorías propuestas arrojaban sólo tres posibilidades de destino del universo:
1.- El Universo cerrado: tenía un volumen finito y acabaría contrayéndose en el gran cataclismo final al alcanzar el límite de su volumen. Esto se produciría debido a la cantidad de densidad de la materia, que, de ser excesiva, una vez la fuerza con la que ha sido "expulsada" de su centro gracias al Big Bang, fuera nula, produciría una fuerte gravedad que atraería entre sí a todos los cuerpos.
2.- El Universo abierto: En el caso contrario, si la masa es pequeña y el volumen infinito, la gravedad sería tan pequeña que haría que no se produjera la contracción, por lo que el universo continuaría expandiéndose eternamente y se extinguiría sólo cuando se apagara la última estrella y quedase sin energía (universo inflacionario)
3.- El Universo plano: La solución intermedia: la masa total del universo y la densidad de energía del mismo es igual a la "densidad crítica". En otras palabras: El Universo tendría la masa justa para mantenerse al alcanzar la llamada "densidad crítica". La justa para que no se detenga su expansión y se mantenga la energía suficiente como para seguir existiendo infinitamente.
Pues bien, la cuestión parece haberse resuelto. El proyecto Boomerang, basado en Observaciones de Globo de las Radiaciones Milimétricas Extra galácticas y Geomagnéticas ha consistido en el lanzamiento de un globo aerostático que ha sobrevolado unos 40 Km. del continente antártico, midiendo las "radiaciones de fondo" -restos energéticos del Big Bang-, detectando variaciones en las microondas cósmicas de estas radiaciones. Esto ha permitido comprender que el universo es plano, en el sentido de que su masa y densidad limitan con la "densidad crítica”. De esta forma, seguirá expandiéndose indefinidamente. Además, se ha podido calcular que la edad del Universo es de unos 15 a 20 mil millones de años. El proyecto ha sido dirigido por el profesor Paulo de Bernardis, de la Universidad La Sapienza de Roma.
Esto no quiere decir que el Universo tenga una forma absolutamente plana. Efectivamente, todas las predicciones realizadas por Einstein acerca de su teoría de la relatividad han sido probadas más tarde una por una y parecen confirmar la curvatura del universo. Einstein tomó como modelo el universo reimanniano en el cual el espacio, de cuatro dimensiones, forma una hiperesfera, curvándose cada parte en todas direcciones. Las peculiaridades del universo de Reimann se diferencian muy poco de las del universo plano euclidiano donde dos rectas podrían extenderse eternamente sin tocarse formando unas paralelas. Sin embargo, tanto Reimann como Einstein defendían el universo curvo, que parece localmente plano (como la Tierra), pero que no lo es. Por tanto, la geometría euclidiana no tendría sentido y habríamos de acudir a la geodésica como solución a estos problemas.
Donde parece que Einstein se equivocó es en la defensa de un universo reimanniano estático, pues parece absolutamente demostrado que se expande. ¿Qué consecuencias, pues, tiene la determinación de la forma del universo como "plano" para los relativistas? La respuesta es que muy pocas.
Alexander Friedman, en 1922, consiguió, finalmente, demostrar que las teorías de De Sitter serían igualmente válidas en un universo no vacío. Además, el comportamiento de las galaxias y cúmulos de galaxias que queda reflejado en la Ley de Hubble (una galaxia al doble de distancia que otra respecto de un punto, se aleja al doble de velocidad que la segunda respecto de ese punto) se cumpliría igualmente en el caso de un universo del tipo de Sitter-Friedman. De esta forma, parece confirmarse que el universo tiende a plano, y que las leyes de Hubble y las relativistas continúan teniendo validez para explicar sus propiedades físicas.
Destino 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. Ees 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
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, teoría de que el Universo no se colapsará.
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.
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.
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 causada 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 Lemaitre 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
estaba en expansión
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.
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.
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.
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.
fuerzas gravitacionales, electromagnéticas.
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 fermio, tal vez resultando una implosión. Muchos datos astrofísicos hasta la fecha son consistentes con un Universo plano.
( Publicado en Revista Creces, Mayo 1983 )
Hasta el momento, todo indica que no hay suficiente materia en el universo para que su volumen sea finito y su fin, el colapso. De ser infinito, su fin será el frío.
La observación del cielo a simple vista es la experiencia básica que ha sido punto de partida de una concepción profundamente arraigada en nuestra cultura: la concepción del universo como el paradigma de lo inmutable y lo perfecto. Esta noción entra de lleno en la ciencia moderna a través de Isaac Newton con su ciencia de la mecánica y su teoría de la gravitación universal. Según Newton, todos los movimientos de los astros pueden describirse como secciones cónicas y están gobernados por una de las interacciones más simples que se conocen. Tanto movimientos como interacciones ocurren de un espacio invariable, ajeno a la acción de la materia o el tiempo y donde es válida, por hipótesis, la geometría.
Sin embargo, el universo inmutable se desmentía a sí mismo. Aun mucho antes de la invención del telescopio, el año 1054, los chinos dejaron registros de un peculiar fenómeno celeste: durante aproximadamente tres semanas se observó en el cielo una segunda luna claramente visible, incluso durante el día. La Europa de entonces, sumida en el oscurantismo de la alta Edad Media, no dejó registro de tal fenómeno pero narrativas de la época hablan de un cielo poblado por varios soles mientras la Tierra era azotada por calamidades y pestes. La conexión entre los eventos del cielo y los avatares de la vida humana, ha sido parte permanente de la contracultura de nuestra civilización.
Sin embargo, el universo inmutable se desmentía a sí mismo. Aun mucho antes de la invención del telescopio, el año 1054, los chinos dejaron registros de un peculiar fenómeno celeste: durante aproximadamente tres semanas se observó en el cielo una segunda luna claramente visible, incluso durante el día. La Europa de entonces, sumida en el oscurantismo de la alta Edad Media, no dejó registro de tal fenómeno pero narrativas de la época hablan de un cielo poblado por varios soles mientras la Tierra era azotada por calamidades y pestes. La conexión entre los eventos del cielo y los avatares de la vida humana, ha sido parte permanente de la contracultura de nuestra civilización.
La expansión del Universo
Tal relación entre velocidades de recesión y distancias había sido encontrada en forma teórica por A. Friedman en 1922 y G. Lemaitre en 1927, como soluciones de las ecuaciones de Einstein, suponiendo una distribución homogénea e isotrópica de materia en el Universo.
La hipótesis de distribución homogénea e isotrópica de la materia en el Universo a gran escala (100 millones de años luz) ha sido ratificada con gran precisión por observaciones recientes. Esta situación pudo no haber sido así en el pasado, sin embargo, desviaciones significativas con respecto a los valores presentes tendrían efectos claramente medibles hoy día.
La conclusión era abismante: El Universo, como un todo, se encuentra en expansión. Einstein no pudo aceptar tal consecuencia de sus propias ecuaciones en 1917. Al sospechar que sus ecuaciones permitían un Universo dinámico, eligió su sentido común antes que las predicciones de su teoría. Con esta actitud no avaló la mayor predicción hecha jamás por la ciencia. En relación con este asunto, comentó, mucho después, con G. Gamow: "fue la torpeza más grande de mi vida".
Que todo se aleje con velocidad proporcional a la distancia sugiere la idea de una explosión.
Pero las explosiones tienen un Centro y éste no era el caso. De acuerdo a las predicciones teóricas, el caso era que desde cualquier punto del Universo todos los objetos en torno a él se alejan con velocidad proporcional a la distancia. La situación puede entenderse pensando en un globo blanco pintado con lunares negros. Si el globo se infla de modo que su radio crezca a velocidad constante, entonces desde cada lunar, cualquier otro se separará de este con velocidad que será proporcional a su distancia.
Que todo se aleje con velocidad proporcional a la distancia sugiere la idea de una explosión.
Pero las explosiones tienen un Centro y éste no era el caso. De acuerdo a las predicciones teóricas, el caso era que desde cualquier punto del Universo todos los objetos en torno a él se alejan con velocidad proporcional a la distancia. La situación puede entenderse pensando en un globo blanco pintado con lunares negros. Si el globo se infla de modo que su radio crezca a velocidad constante, entonces desde cada lunar, cualquier otro se separará de este con velocidad que será proporcional a su distancia.
En cosmología física, la teoría del Big Bang o teoría de la gran explosión es un modelo científico que trata de explicar el origen del Universo y su desarrollo posterior a partir de una singularidad espacio temporal. Técnicamente, se trata del concepto de expansión del Universo desde una singularidad primigenia, donde la expansión de éste se deduce de una colección de soluciones de las ecuaciones de la relatividad general, llamados modelos de Friedmann- Lemaître - Robertson - Walker
La idea central del Big Bang es que la teoría de la relatividad general puede combinarse con las observaciones de isotropía y homogeneidad a gran escala de la distribución de galaxias y los cambios de posición entre ellas, permitiendo extrapolar las condiciones del Universo antes o después en el tiempo. Para llegar al modelo del Big Bang, muchos científicos, han realizado diferentes experimentos que los han llevado a la teoría actual. Los trabajos de Alexander Friedman, del año 1922, y de Georges Lemaître, de 1927, utilizaron la teoría de la relatividad para demostrar que el universo estaba en movimiento constante.
Poco después, en 1929, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble (1889-1953) descubrió galaxias más allá de la Vía Láctea que se alejaban de nosotros, como si el Universo se expandiera constantemente.
En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense, George Gamow (1904-1968), planteó que el universo se creó a partir de una gran explosión (Big Bang).
Recientemente, satélites espaciales puestos en órbita (COBE) han conseguido "oír" los vestigios de esta gigantesca explosión, a estos vestigios los denominamos radiación de fondo.
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. 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. Se produciría el gran desgarramiento del universo.
Bibliografía
https://sites.google.com/site/eluniversoconceptual/big-ban
