Hoy la expansión del Universo se acelera. ¿Significa eso «para siempre»? Para responder hay que conocer no solo la situación actual, sino también si las propiedades de la materia y la energía oscura persistirán en el futuro lejano.
No existe un final único y establecido para la historia cósmica. Si persiste una constante cosmológica positiva, el modelo estándar conduce a una expansión prolongada y a un futuro cada vez más pobre en fuentes de trabajo accesibles. El Gran Colapso y el Gran Desgarro requieren otras suposiciones adicionales. Son escenarios condicionales con distinto respaldo, no tres predicciones igualmente probables. PDG: soluciones cosmológicas y papel de la energía oscura, §22.1.3–22.1.5.
El modelo prolonga la historia que hemos observado
Los cosmólogos comparan modelos con distancias galácticas, supernovas, distribución de materia y fondo cósmico de microondas. Después calculan qué ocurrirá si el modelo y sus leyes siguen siendo aplicables. La predicción resulta menos segura cuanto más se aleja del intervalo observado.
Es especialmente importante la energía oscura: el componente usado en modelos de relatividad general para explicar la expansión acelerada tardía. La constante cosmológica, con densidad de energía invariable, es la opción más sencilla. Si cambia esta descripción, puede cambiar el pronóstico. La forma del espacio, por sí sola, no determina el final independientemente de su contenido. PDG: explicaciones de la aceleración y alternativas, §28.1–28.2.
La muerte térmica es la falta de gradientes aprovechables
Imaginemos una máquina térmica entre medios caliente y frío. La diferencia de temperatura permite obtener trabajo. Sin una diferencia aprovechable, la mera presencia de energía no proporciona una fuente interminable de trabajo. El segundo principio distingue conservar la energía de poder utilizarla en una máquina cíclica. OpenStax: segundo principio y máquinas térmicas, §4.4.
En el futuro cósmico, la muerte térmica significa el agotamiento gradual de las fuentes de energía libre accesibles que mantienen procesos complejos. Las estrellas consumen combustible nuclear, la formación convencional de nuevas estrellas disminuye y los remanentes se enfrían. Con una expansión prolongada, las estructuras lejanas no ligadas se separan cada vez más. No es un instante simultáneo en el que «se apagan todas las luces», ni significa que la energía simplemente desaparezca.
Los detalles de épocas remotísimas dependen de la física de partículas, los agujeros negros y otros procesos. Una revisión de la evolución futura de estrellas y remanentes subraya que las escalas temporales son menos seguras cuanto mayor es la extrapolación. Adams y Laughlin: §VI y cálculos evolutivos anteriores.
Cambiar la suposición cambia el resultado
Con una constante cosmológica positiva persistente, la expansión continúa y se aproxima al crecimiento exponencial en el futuro lejano. Esto no significa que la expansión misma desgarre inevitablemente cada átomo o sistema estelar ligado. Su propia evolución es otro problema.
El Gran Desgarro, o Big Rip, es posible en modelos sencillos donde una energía oscura «fantasma» suficientemente extraña mantiene sus propiedades. Su densidad energética aumenta durante la expansión; su efecto acaba siendo tan intenso que destruye estructuras ligadas. Con un parámetro de estado constante menor que −1, la escala diverge en un tiempo cósmico finito. Un episodio breve de ese comportamiento no basta para declarar inevitable el Gran Desgarro. Caldwell, Kamionkowski y Weinberg: supuestos y cálculo del Big Rip.
El Gran Colapso, o Big Crunch, necesita una inversión: la escala deja de crecer y comienza a disminuir. Puede ocurrir, por ejemplo, en modelos donde una futura contribución negativa del potencial de un campo cambia la dinámica general. Incluso un modelo espacialmente plano puede volver a contraerse con ciertos contenidos. Pero el simple debilitamiento de la energía oscura no garantiza contracción. Kallosh y Linde: ejemplos con potenciales negativos, §I y §III.
Las suposiciones determinan el escenario
Expansión prolongada
- Si
- Persiste una constante cosmológica positiva y la física conocida sigue siendo aplicable.
- Entonces, en el modelo
- La escala crece sin invertirse; las fuentes estelares se apagan gradualmente y se agotan los gradientes aprovechables.
- Estado
- Extrapolación condicional de ΛCDM estándar, sin fecha establecida para la muerte térmica.
Gran Desgarro
- Si
- Una energía fantasma positiva con w<−1 constante domina y mantiene ese comportamiento.
- Entonces, en el modelo
- Su densidad crece; en el modelo sencillo la escala diverge en tiempo finito y las estructuras ligadas se deshacen.
- Estado
- Escenario hipotético; no se deduce solo de la aceleración actual.
Gran Colapso
- Si
- El contenido y la dinámica futuros permiten una inversión, por ejemplo mediante un potencial de campo negativo.
- Entonces, en el modelo
- La expansión alcanza un máximo y después la escala disminuye.
- Estado
- Depende del modelo; una densidad menor de energía oscura no basta.
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¿Por qué puede variar de formas distintas la densidad energética?
Para un componente homogéneo que no intercambia energía con otros y tiene un parámetro constante w = p/ε, la ecuación de conservación da:
(ε(a))/(ε(a_(0))) = (((a)/(a_(0))))^( − 3(1 + w)).
a es el factor de escala adimensional y a_(0), su valor de referencia; ε es la densidad de energía en J/m³ y p, la presión en Pa, también J/m³. Las razones de la ecuación son adimensionales. PDG: ecuaciones 22.10 y 22.16.
Dupliquemos la escala, a/a_(0) = 2. Para materia fría con w = 0, la densidad cae a 1/8 de la inicial; para una constante cosmológica con w = − 1, queda invariable; para un componente hipotético con w = − 4/3 constante, se duplica. En el tercer caso el exponente es positivo y deja de funcionar la intuición habitual de que más volumen siempre implica menor densidad.
Son ejemplos del comportamiento de componentes, no tres modelos cosmológicos completos ni tres fechas calculadas del final. Si w varía o hay intercambio energético, hay que sustituir esta sencilla ley de potencias.
Por qué no conviene copiar un calendario lejano como un hecho
El futuro de los remanentes estelares depende, entre otras cosas, de si los protones pueden desintegrarse. Es una hipótesis investigada, no una ley observada. Por ejemplo, una búsqueda de Super-Kamiokande publicada el 13 de octubre de 2026 no encontró señal significativa en los canales estudiados. Esto limita canales concretos; no mide la vida de cada protón. Resultado de Super-Kamiokande.
Para los agujeros negros, la teoría predice radiación de Hawking, pero se desconocen el estado final y el papel de una gravedad cuántica completa. Frases como «después de esta fecha desaparecerá con certeza la última partícula» requieren muchas más suposiciones que la expansión prolongada. Qué predice realmente la evaporación de agujeros negros.
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¿Qué oculta una cifra precisa en un titular?
En un trabajo de Luu, Qiu y Tye de 2025, un conjunto de parámetros de mejor ajuste para un modelo con un campo axiónico y una constante cosmológica daba una duración cósmica total cercana a 33 mil millones de años. No son 33 mil millones de años desde hoy: en aquel ejemplo quedaban unos 20 mil millones. Otra estimación de parámetros en el mismo trabajo daba una duración total de unos 40 mil millones de años. Trabajo original: introducción y §5.
La cifra depende del campo elegido, su potencial, el signo de la constante y los parámetros estimados. Ni siquiera un ejemplo bien ajustado mide un acontecimiento futuro. Los resultados más recientes de DESI también comparan descripciones concretas de energía oscura con datos concretos; no fijan la fecha del fin del Universo. DESI DR2 IV de 2026: §VI.4–VI.5.
Las pruebas actuales afinan los futuros posibles
Podemos comprobar si la energía oscura cambia en la historia ya accesible, cómo crece la estructura de materia y si se sostiene la descripción gravitatoria. Cada comprobación reduce el abanico de modelos. No elimina la necesidad de justificar por separado su comportamiento en un futuro todavía no observado.
La muerte térmica es, por tanto, un escenario de agotamiento gradual de gradientes accesibles; el Gran Desgarro y el Gran Colapso necesitan otras condiciones. La respuesta científica actual consiste en explicar esas condiciones y la solidez de la evidencia, no en escoger el final más dramático.