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Las últimas estimaciones indican que, el radio (R) del Universo observable es de unos 46500 millones de años luz, pero como sabemos, la edad del Universo es de 13 798 ± 37 millones de años, de acuerdo con la teoría del Big Bang.

Pero ¿a qué se refieren los astrónomos con Universo observable? Se refieren a la parte del Universo total que somos capaces de detectar. Específicamente, a la parte del espacio-tiempo que es capaz de llegar a nuestro planeta Tierra desde la “frontera del Universo” que podemos observar. El horizonte de sucesos de nuestro Universo: una híper-superficie que marca la frontera del espacio-tiempo, desde la cual cualquier incidente (B) que ocurra más allá del límite-frontera de la híper-superficie no incida sobre un observador (A) situado de nuestro lado. Eso por cuanto A y B están en dos regiones separadas del espacio tiempo. En términos más simples, ninguna información (incluida la luz) es capaz de llegar a nosotros en la Tierra desde más allá del horizonte de sucesos que separa a nuestro Universo del Universo “no observable”.

Entonces, ¿qué forma podría tener el Universo que no podemos observar? ¿Tendrá un límite, o podría ser infinito?

Empecemos por describir su posible forma: la topología (que es el término correcto para describir geométricamente la forma del Universo) depende de la curvatura del espacio-tiempo, que a su vez depende del parámetro de densidad Omega (Ω), el cual, junto a la constante cosmológica, forma parte de las ecuaciones de Friedmann, un conjunto de ecuaciones utilizadas en la cosmología física para describir la expansión métrica del espacio, dentro del contexto de la teoría general de la relatividad.

El parámetro de densidad Ω se define como la relación de la densidad de energía actual del Universo Observable ρ entre la densidad crítica de energía ρc del Universo de Friedmann-Einstein.

En el modelo de Friedmann-Einstein, el Universo sufre una expansión surgida del Big Bang y luego, al final de su espacio-tiempo, una contracción a su estado inicial, en lo que se conoce como el Big Crunch de Friedmann, escenario que se reproduciría de manera oscilante e infinita.

Si Ω > 1, el Universo es cerrado: la densidad de energía es suficiente para detener la expansión y provocar que el Universo colapse.

Si Ω = 1, el Universo es plano: el Universo tiene la densidad justa para que su geometría sea plana.

Si Ω < 1, el Universo es abierto y se expandirá para siempre: la densidad de energía es insuficiente para detener la expansión, por lo que el Universo continuará expandiéndose indefinidamente.

El valor actual de Ω se compone de la materia bariónica y oscura, energía oscura y radiación. Las mediciones (como las del satélite WMAP) indican que Ω ≈ 1, pero no 1, por lo que, actualmente, el Universo es casi plano y con una expansión acelerada debido a la energía oscura, que aporta casi el 69 % de la masa-energía total del universo.

En términos de la Forma del Universo:

Un Universo abierto (Ω<1) tendría una geometría de espacio-tiempo negativamente curvada (como la superficie de una silla de montar), donde el destino final del Universo estaría marcado por la prevalencia de la materia oscura sobre la gravedad, por lo que seguirá expandiéndose infinitamente. La segunda ley de la termodinámica llevaría a la finalización de todos los procesos termodinámicos que pudieran producirse en el agónico Universo, lo que conduciría a la muerte térmica del universo: la Gran Congelación, o Big Freeze.

Al final, la expansión continua causada por la energía oscura terminaría aniquilando completamente todos los efectos de las fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y los enlaces débiles, y el triste destino final sería el Gran Desgarro (o Big Rip), que terminaría en una expansión eterna de un espacio-tiempo vacío y sin nada, un vacío frío e infinito.

Un Universo plano (Ω=1) significaría que la densidad media de energía ρ del Universo Observable es exactamente igual a la densidad crítica de energía ρc del Universo Total. Entonces, la geometría del Universo en su totalidad sería plana, con una geometría euclidiana, donde la suma de los ángulos de un triángulo es 180 grados y las geodésicas en la Relatividad general nunca se encuentran.

En un Universo cerrado (Ω>1), la geometría del espacio-tiempo sería como la de la superficie de una esfera, donde la suma de los ángulos de un triángulo excedería los 180 grados y no habría líneas paralelas (geodésicas). Eso significa que todas se encontrarían. Si Ω>1, al “final de los tiempos” el efecto repulsivo de la energía oscura se desvanecería y la gravedad acabaría por parar la expansión del universo. El Universo Total volvería a contraerse por el efecto de la gravedad, hasta que toda la materia-energía del Universo colapsara en un punto. Se crearía una nueva singularidad gravitacional llamada Big Crunch, por analogía con el Big Bang.

Los datos de las últimas y más recientes investigaciones hechas sobre la expansión métrica del espacio-tiempo, o expansión del Universo, apuntan a que el Universo Total no solo no ha disminuido su tasa de expansión, sino que, por el contrario, hay una expansión acelerada del Universo. Es decir que la superficie total del Universo Total (disculpen la redundancia) se expande a un ritmo o tasa cada vez mayor.

Eso nos pondría directamente en el escenario de un Universo abierto con Ω<1, lo que, obligadamente, sentenciaría el destino final del Universo Total a la Gran Congelación, o Big Freeze. En ese escenario, partiendo de que nuestro Universo Observable es casi plano y abierto, la expansión métrica del espacio del espacio-tiempo nunca se detendría, por lo que las distancias relativas entre puntos cualesquiera en la frontera de la superficie del horizonte del Universo Total tendería a crecer sin límite. En otras palabras, los puntos se alejarían cada vez más. Tanto que el Universo en su totalidad se haría efectivamente infinito en extensión, al tanto que la masa-energía del Universo Total se desvanecería (tendería a cero), a medida que se acerca el “congelamiento” térmico definitivo.

El Big Freeze tomaría unos 1,26 × 1012 años (1260000 millones de años), conforme la constante cosmológica vaya disminuyendo por debajo de 1. La prevalencia de la energía oscura iría disminuyendo hasta quedarse “quieta”, por así decirlo. La expansión del Universo se mantendría “acelerada”, pero no súper acelerada, por lo que el Universo nunca se “desgarraría”: solo se “enfriaría” y se “diluiría” hasta “llegar” a su “muerte” térmica. Para ponerlo en perspectiva, la edad actual del Universo es de aproximadamente13800 millones de años: eso es el 0,0138 % de 1260000 millones de años.