El Universo: Origen, Evolución y Destino

El origen del universo ha sido uno de los grandes temas de la humanidad. Con diversos enfoques que abarcan desde la perspectiva de la religión, filosofía, antropología, historia hasta las ciencias exactas como las matemáticas, física y cosmología, el origen del universo es aún tema de investigación de frontera. Desde la perspectiva de la física —ciencia dedicada a desentrañar las leyes fundamentales de la naturaleza— el punto de inflexión que condujo a nuestra comprensión moderna del universo llegó en 1915, cuando Albert Einstein formuló la Teoría de la Relatividad General. Con ella mostró que la materia y la energía no solo existen en el espacio-tiempo, sino que lo curvan y moldean, determinando la dinámica del cosmos. 

El origen: de un universo estático al Big Bang

A solo dos años de formulada su teoría de la Relatividad General, en 1917 el propio Einstein aplicó su nueva teoría gravitacional al universo como un todo, publicando así el primer modelo cosmológico relativista. Fue la primera vez que alguien intentó describir el cosmos completo —su forma, su estabilidad y su evolución— utilizando las leyes de la Relatividad General. Para Einstein y gran parte de la comunidad científica de la época, el universo era una entidad estática, y como sus ecuaciones indicaban que el universo podía cambiar con el tiempo, Einstein introdujo un nuevo término en sus ecuaciones para “frenar” al universo: la constante cosmológica. 

Sin embargo, Alexander Friedmann en 1922 y Georges Lemaître en 1927 aplicaron también las ecuaciones de Einstein al cosmos, y descubrieron que el universo no tenía por qué ser estático: podía expandirse o contraerse. La evidencia observacional llegó en 1929, cuando Edwin Hubble descubrió que las galaxias se alejan unas de otras, con una velocidad proporcional a su distancia. Algo siempre estuvo en marcha y no había vuelta atrás: ¡vivimos en un universo en expansión!

El átomo primitivo de Lemaître

Con estos resultados, el sacerdote y físico belga Lemaître propuso en 1931 una idea radical para su época: que el universo había iniciado su expansión desde un estado extremadamente denso y compacto. A este estado inicial lo llamó “el átomo primitivo”, como una especie de semilla cósmica que explota, liberando una gran cantidad de energía y que da a lugar a un universo en expansion. Einstein y otros encontraron la idea demasiado especulativa: “Sus matemáticas son admirables, pero su física es detestable”, le dijo Einstein —aunque años después admitió que Lemaître tenía razón sobre la expansión. 

Así, había evidencia de que el universo se expande pero ¿cómo inició esta expansión? La idea de Lemaître de un átomo primordial que explota fue llevada a otro nivel en 1948 por George Gamow y sus estudiantes Ralph Alpher y Robert Herman, quienes desarrollaron una teoría física concreta:^1,2

• Predijeron que debía existir un remanente térmico de la explosión del átomo primitivo: la radiación del Fondo Cósmico de Microondas (o CMB, por sus siglas en inglés), con una temperatura de unos 3 Kelvin.
• Propusieron que el universo primitivo era un plasma caliente que permitió la formación de los primeros núcleos (BBN: Nucleosíntesis del Big Bang).

El estado estacionario y el Big Bang: dos visiones sobre el origen del cosmos

Aunque su trabajo fue pionero, la comunidad científica aún se debatía entre dos visiones del cosmos. En particular el astrónomo Fred Hoyle se oponía a esta propuesta y de hecho fue él quien, de manera sarcástica, acuñó el término Big Bang para burlarse de esta idea de que el universo originó de una “gran explosión”. En su lugar, Hoyle defendía ferozmente una alternativa llamada modelo del estado estacionario:

• El universo no tuvo inicio, siempre ha existido.
• La densidad promedio se mantiene constante por creación continua de materia.
• La expansión es real, pero eterna y sin cataclismo inicial.

De esta manera, el modelo de Gamow —Big Bang— establece que el universo inició en un estado térmico de alta densidad y temperatura, en el que la materia y todo su contenido se va diluyendo a medida que el universo se expande. Por su parte, el modelo de Hoyle —universo estacionario— está de acuerdo con el universo en expansión pero la materia en lugar de diluirse, se va creando continuamente.

¿Cuál de estos modelos del universo era el correcto? Como siempre, la última palabra la tiene —por supuesto— la naturaleza.

La evidencia que inclinó la balanza hacia el Big Bang

El debate continuó hasta 1965, durante casi veinte años. Desde Nueva Jersey los radioastrónomos Arno Penzias y Robert Wilson detectaron un ruido de microondas persistente, uniforme y sin dirección. Ayudándose de una gran antena de bocina intentaron eliminar todas las posibles fuentes de esta señal: ruido instrumental, interferencia terrestre, radiación atmosférica e incluso los residuos dejados por palomas en la antena. Pero nada funcionó. El exceso de señal estaba siempre ahí.

Sin saberlo, descubrieron lo que Gamow y sus estudiantes habían predicho desde los 1940’s: una radiación reliquia, vestigio del universo primitivo, enfriada por la expansión cósmica hasta alcanzar apenas unos 3 Kelvin. Ese débil resplandor —el Fondo Cósmico de Microondas (CMB)— constituye la evidencia más directa de que el universo estuvo alguna vez en un estado extremadamente caliente y denso, el eco térmico del Big Bang.

Esa radiación, emitida cuando el universo tenía apenas 380 000 años, se convirtió en la piedra angular de la cosmología moderna y es la evidencia observacional que tenemos para saber que el modelo del Big Bang realmente describe al universo que observamos.

Podemos resumir en tres las observaciones claves que derrotaron el modelo del estado estacionario y que hoy en día representan mediciones cada vez más precisas que nos revelan información sobre el origen del universo:

1. La abundancia observada de elementos ligeros como Hidrógeno, Helio o Litio coinciden con los cálculos de la síntesis de los primeros núcleos atómicos luego del Big Bang —a este período se le llama Big Bang Nucleosíntesis.
2. La radiación del CMB descubierta por Penzias y Wilson en 1965 —el eco térmico predicho por Gamow— hoy en día se sigue midiendo con mucha más precisión.³
3. La evolución cósmica: se observan galaxias más jóvenes a grandes distancias, lo cual implica que el universo cambia, no es estacionario.

Con esto, el Big Bang se volvió el paradigma central.

Robertson y Walker: Geometrizando al universo

Ahora bien, para medir distancias necesitamos una manera de poder establecer una regla que nos indique la cantidad de espacio entre dos puntos. Lo mismo sucede con el tiempo: el lapso de tiempo entre dos instantes requiere de un reloj que nos muestre cuánto tiempo ha transcurrido de un momento a otro. En geometría, esta información está encriptada en un objeto llamado la métrica. Dependiendo de la geometría que tenga el espacio, o en relatividad, el espaciotiempo, será la forma de la métrica. Así surge la pregunta: si quiero medir distancia entre objetos en el universo ¿cuál es la métrica del cosmos?

Arthur Geoffrey Walker fue un matemático cuya aportación decisiva a la cosmología radica en la formalización geométrica de los espacios homogéneos e isotrópicos, lo que junto con el físico Howard Percy Robertson lo convierte en uno de los grandes autores de los modelos cosmológicos modernos: la métrica Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW). El trabajo de Robertson y Walker consistió en formalizar geométricamente los aspectos globales del universo, proporcionando una descripción matemática que captura las propiedades del espaciotiempo a gran escala.

A gran escala se cumple lo que conocemos como el principio cosmológico que establece que el universo es homogéneo e isotrópico, es decir, sin importar a qué región del universonos traslademos, este lucirá igual. Asímismo, no importa en qué dirección rotemos nuestro punto de observación, el universo lucirá igual. Esta invarianza —es decir, que no hay cambio— del universo ante traslaciones y rotaciones decimos que son simetrías del espaciotiempo que describe al cosmos a gran escala.

Robertson partió de una pregunta muy simple pero profunda: si el universo es homogéneo e isotrópico, ¿cómo debe ser su forma? Entre 1929 y 1935 mostró que, bajo esas condiciones, solo existen tres tipos posibles de “formas del espacio”: una con curvatura positiva —como una esfera—, otra plana, y otra con curvatura negativa —como una silla de montar—. También ayudó a dar una base matemática clara al principio cosmológico, que afirma que a gran escala el Universo se ve igual desde cualquier lugar y en cualquier dirección.⁴

Walker retomó esta idea usando herramientas más modernas de geometría diferencial. Con ese lenguaje pudo demostrar de manera elegante cómo obtener la métrica —la regla para medir distancias en el cosmos— que respeta esas simetrías. Su resultado clave fue mostrar que un universo homogéneo e isotrópico debe tener, necesariamente, curvatura constante.⁵

La evolución cósmica: de la sopa primordial a las galaxias

Después del Big Bang, el universo era un plasma caliente de fotones, electrones y núcleos ligeros. En los primeros tres minutos, la nucleosíntesis primordial formó los elementos más simples: hidrógeno, helio y trazas de litio. Luego, al expandirse y enfriarse, la materia y la radiación se desacoplaron, dando lugar a la radiación cósmica de fondo o CMB. Con el tiempo, pequeñas fluctuaciones de densidad se amplificaron por acción de la gravedad, formando las primeras estrellas y galaxias.⁶

Aquí entra uno de los grandes arquitectos de la cosmología moderna: James Peebles, Premio Nobel de Física en 2019. Su trabajo no fue el de un descubrimiento aislado sino el desarrollo progresivo de un marco teórico que permitió entender cómo evolucionó el universo desde sus primeros instantes hasta las estructuras que vemos hoy. Así, Peebles desarrolló los fundamentos teóricos de la cosmología física: describió la evolución de las perturbaciones de densidad, la formación de estructuras a gran escala y la interpretación estadística del fondo cósmico. Su trabajo fue esencial para transformar la cosmología de una “filosofía de la creación” en una ciencia de precisión.⁷

En su libro Principles of Physical Cosmology de 1993, Peebles reunió décadas de trabajo y estableció, de manera explícita, casi todos los ingredientes de lo que hoy llamamos modelo ΛCDM (Lambda-Cold Dark Matter):⁸

• Geometría espacial prácticamente plana
• Materia oscura fría dominante
• Constante cosmológica Λ
• Crecimiento jerárquico de estructuras
• Huellas del CMB
• Evolución a gran escala del universo

Una excelente introducción a este tema de investigación es La Estructura a Gran Escala del Universo del mismo James Peebles.

Pero entonces ¿de qué está hecho el universo?

De acuerdo al modelo cosmológico actual ΛCDM, el universo está compuesto por:

• 5% de materia ordinaria, hecha de las átomos y partículas subatómicas que conocemos.
• 27% de materia oscura, responsable de la formación de estructuras a gran escala.
• 68% de energía oscura, responsable de la expansión acelerada el universo.

Así, solo conocemos alrededor del 5% de todo el contenido de materia y energía del universo: la materia bariónica que forma estrellas, planetas, gas y todo lo que podemos ver directamente. El 95% restante permanece oculto a la observación directa y constituye uno de los mayores desafíos de la cosmología moderna.

Sabemos que debe existir porque su efecto gravitacional es inconfundible: controla el movimiento de las galaxias, mantiene unidos a los cúmulos galácticos, altera la expansión del universo y deja huellas precisas en la radiación fósil del cosmos. Aunque no podamos detectarla con luz, su presencia se revela en la forma en la que moldea al espacio-tiempo.

De esta manera, la materia oscura y la energía oscura son componentes fundamentales del modelo cosmológico actual y su naturaleza sigue siendo un campo activo y vibrante de investigación.

¿Qué le depara al universo? Los posibles destinos cósmicos

Cuando hablamos del origen del universo, solemos mirar hacia atrás, al Big Bang. Pero la cosmología también intenta responder otra pregunta igual de profunda: ¿cómo evolucionará el cosmos en el futuro? A partir de las leyes de la relatividad general y de las observaciones actuales —particularmente la expansión acelerada del universo—, los científicos han planteado varios escenarios posibles. No son simples especulaciones: cada modelo surge de combinar teoría con mediciones astronómicas como supernovas, la distribución de galaxias y la radiación del fondo cósmico de microondas.

Todo depende de la geometría y del contenido de materia y energía del universo. A continuación te describo algunos de los posibles escenarios del futuro del cosmos:

Expansión eterna acelerada. Es el escenario más aceptado hoy. La energía oscura, descrita por la constante cosmológica Λ, impulsa la expansión acelerada. Con el tiempo, las galaxias lejanas desaparecerán y el universo se volverá cada vez más frío y tenue. Concluye en un estado llamado muerte térmica: un cosmos oscuro, casi vacío, sin cambios de energía que permitan procesos físicos complejos.

Muerte térmica. A veces considerado el final natural del escenario anterior. La expansión continúa indefinidamente, por lo que las estrellas se apagan y los agujeros negros evaporan su masa por radiación de Hawking. El universo queda reducido a fotones de muy baja energía y partículas casi inertes. Es el destino más “silencioso”: nada colapsa, nada explota; simplemente todo se enfría hasta la inactividad.

Big Rip: el desgarro cósmico. Este escenario ocurre si la energía oscura no es constante, sino que aumenta con el tiempo. La aceleración se vuelve tan extrema que, en el futuro, rompe la estructura misma del espaciotiempo. Primero se separan las galaxias entre sí. Luego los sistemas planetarios, las estrellas y finalmente los átomos. Todo ocurre en una escala de tiempo finita. Depende de que la energía oscura sea de un tipo que la comunidad de cosmología ha denominado fantasma, algo que hoy no está confirmado, pero tampoco descartado del todo.

Big Crunch: el gran colapso. Es el escenario opuesto a la expansión eterna: si la densidad total del universo fuera mayor que un cierto valor crítico, la expansión se frenaría. Luego vendría una contracción progresiva en la que toda la materia y la energía volverían a comprimirse hasta un estado extremadamente denso y caliente. Este modelo era popular antes del descubrimiento de la aceleración cósmica en 1998; hoy parece poco probable, pero es físicamente posible.

Big Bounce: el rebote cósmico. Propone un universo que rebota entre fases de expansión y contracción. Puede surgir de teorías cuánticas de la gravedad o de cosmologías cíclicas. Evita un verdadero “inicio absoluto”. El universo actual sería solo una de muchas fases expansivas anteriores. Aunque especulativo, tiene motivación en modelos teóricos modernos.

Universos cíclicos o eones cosmológicos: modelo de Penrose. Basado en la cosmología conforme cíclica de Roger Penrose, el universo se expande hasta que pierde completamente su estructura. En ese estado, sin masa y sin escalas de energía relevantes, las ecuaciones permiten reinterpretarlo como el inicio de un nuevo Big Bang. Cada ciclo en el que se repite este proceso se llama eón. Es una idea profunda que conecta termodinámica, relatividad y geometría.

El futuro del universo no está decidido. Lo que es seguro es que mientras no entendamos qué es la energía oscura, el destino final del universo seguirá abierto. A pesar del impresionante progreso, la cosmología actual sigue enfrentando enigmas profundos: ¿Cuál es la naturaleza de la energía oscura y la materia oscura? ¿Qué ocurrió exactamente antes del Big Bang? ¿Es la gravedad cuántica la clave para entender el origen del espacio-tiempo?

Aunque cada vez lo desciframos más, el universo conserva su misterio esencial. Inspirado en los grandes avances científicos y tecnológicos, podemos decir que la cosmología es una ciencia joven que intenta entender un Universo viejo, y su historia no sólo cuenta sobre estrellas y galaxias, sino también sobre la persistencia humana por entender su lugar en la vastedad del todo.

1. R. A. Alpher, H. Bethe y G. Gamow, “The Origin of Chemical Elements”, 01 Abril de 1948. ↩︎
2. Ralph A. Alpher y Robert Herman , “Evolution of the Universe”, 13 Noviembre de 1948. ↩︎
3. Planck Collaboration, “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters”, Septiembre 2020. ↩︎
4. H. P. Robertson, “On the Foundations of Relativistic Cosmology”, 15 Noviembre 1929. ↩︎
5. A. G. Walker, “On Milne’s Theory of World-Structure”, Junio 1936. ↩︎
6. Steven Weinberg, “The First Three Minutes”, 1977. ↩︎
7. P. James E. Peebles, “The Large-Scale Structure of the Universe”, Septiembre 2020. ↩︎
8. P. James E. Peebles,”Principles of Physical Cosmology”, 1993. ↩︎