¿Dónde termina lo que podemos ver — y dónde empieza la pura especulación? Un viaje hasta el borde más extremo del conocimiento cosmológico: desde el horizonte observable hasta preguntas que la propia física deja sin responder.
"¿Qué tamaño tiene el universo?" suena como una pregunta sencilla — pero no lo es, porque en realidad puede referirse a dos cosas distintas. El universo observable es la esfera a nuestro alrededor desde la cual la luz ha tenido tiempo de llegar hasta nosotros desde el Big Bang. Su límite no es una pared física, sino un dato: todo lo que está más lejos probablemente existe también, pero su luz aún no nos ha alcanzado. El universo en su conjunto, en cambio, podría ser mucho mayor que este fragmento visible — o incluso infinito. Las observaciones no pueden mostrarlo directamente, porque solo podemos medir, por principio, la parte de la que nos llega luz.
Esta ambigüedad es la razón por la que "el borde del universo" suele generar confusión en las divulgaciones populares. Con toda probabilidad no existe un borde en el sentido de un canto o una pared — ni para el universo observable (que solo marca nuestro límite de observación) ni para el universo en su conjunto (que sencillamente no parece necesitar un límite, sea finito o infinito).
Toda afirmación sobre el universo más allá de nuestro horizonte de observación se apoya en una suposición que no puede demostrarse directamente: el principio cosmológico. Establece que el universo tiene, a gran escala, un aspecto aproximadamente igual en todas partes (homogéneo) y no favorece ninguna dirección (isótropo) — es decir, que la Tierra no ocupa un lugar de observación privilegiado. Todas las mediciones dentro de lo observable respaldan hasta ahora esta suposición, pero no pueden garantizarla: por naturaleza, solo vemos un único fragmento.
Desde nuestro Sistema Solar hasta el borde de lo observable hay más de 25 órdenes de magnitud de distancia. Cada capa de este diagrama marca una estructura cósmica de orden superior — y, en el borde exterior, las diferencias sutiles pero decisivas entre tres términos que en cosmología suelen usarse como sinónimos sin serlo.
Algo notable: el horizonte de sucesos se encuentra dentro del universo observable, no fuera de él. El universo observable recoge luz de todo el pasado y es, en consecuencia, grande; el horizonte de sucesos describe hasta dónde podremos todavía influir o ver algo en el futuro — y se encoge en términos relativos, porque la energía oscura acelera la expansión. Galaxias que hoy siguen siendo visibles desaparecerán con el tiempo detrás de este horizonte.
El modelo clásico del Big Bang por sí solo no explica dos observaciones: ¿por qué la radiación cósmica de fondo tiene una temperatura casi idéntica en todas direcciones, si regiones distantes nunca habrían tenido tiempo suficiente para equilibrarse térmicamente (problema del horizonte)? ¿Y por qué la geometría del universo es tan cercana a perfectamente plana, si cualquier pequeña desviación debería haberse amplificado exponencialmente a lo largo de miles de millones de años (problema de la planitud)? En 1980/81, el físico Alan Guth propuso una solución: una fase de expansión extremadamente rápida justo después del Big Bang.
La inflación fue en origen una solución ad hoc para dos problemas — pero entretanto también predice detalles confirmados de forma independiente en la radiación cósmica de fondo, como el patrón estadístico exacto de sus diminutas fluctuaciones de temperatura. Esto convierte a la inflación en mucho más que un simple remiendo: es una de las ideas mejor puestas a prueba de la cosmología temprana, aunque la naturaleza exacta del campo de inflación siga siendo desconocida.
La Relatividad General permite tres geometrías fundamentales para el espacio, según el parámetro de densidad Ω: cerrada y esférica (Ω>1), abierta e hiperbólica (Ω<1), o exactamente plana (Ω=1). El satélite Planck de la ESA midió en 2018 diminutas fluctuaciones de temperatura en la radiación cósmica de fondo — cuya distribución de tamaños depende sensiblemente de la curvatura del espacio por el que ha viajado la luz durante 13,8 mil millones de años.
El resultado: el parámetro de curvatura Ω_K se sitúa en 0,0007 ± 0,0037 (confianza del 95 %) — estadísticamente indistinguible de cero. El universo observable es, por tanto, plano dentro de la precisión de medición. Esto no descarta una curvatura muy débil, con un radio mucho mayor que el universo observable — justo lo que cabría esperar si la inflación (capítulo 03) estiró casi por completo, pero no del todo, cualquier curvatura original.
Todas las ideas siguientes están motivadas matemáticamente y son discutidas por físicos serios — pero ninguna de ellas hace, hasta el momento, una predicción comprobable y falsable sobre nuestro propio universo observable. Ese es precisamente su problema de fondo: si otro universo es, por definición, inobservable, ninguna observación podrá refutar jamás la hipótesis — un criterio central de lo que, según Karl Popper, cuenta siquiera como teoría científica natural. Por eso, muchos físicos tratan los modelos de multiverso como consecuencias especulativas, pero interesantes, de teorías bien establecidas — no como física confirmada.
El físico George Ellis y otros argumentan que las hipótesis de multiverso puras cruzan la frontera hacia la metafísica mientras no ofrezcan consecuencias comprobables para nuestro universo. Sus defensores replican: aceptar consecuencias inobservables de una teoría por lo demás bien probada (como la inflación) no es metodológicamente nada inusual — también se hace con otras extrapolaciones físicas. La discusión sigue sin resolverse hasta hoy.
Cómo termina el universo depende de manera decisiva de cómo se comporte la energía oscura a lo largo de escalas de tiempo cosmológicas — un tema que la página temática anterior sobre materia y energía oscura trata con más detalle. Aquí solo los cuatro escenarios de futuro más discutidos, ordenados según su plausibilidad actual.
Que la expansión se acelere en lugar de frenarse — como cabría esperar por la gravedad de toda la materia — fue una sorpresa en 1998. Dos equipos independientes midieron supernovas de tipo Ia, cuyo brillo absoluto es conocido, y comprobaron que los ejemplares más lejanos brillaban más débilmente de lo que permitiría un universo frenado de forma uniforme — es decir, estaban más lejos de lo que predice un modelo en desaceleración. En 2011 este hallazgo fue reconocido con el Premio Nobel de Física. Sigue siendo hoy el principal sustento empírico de la existencia de la energía oscura y, por tanto, del escenario de la Gran Congelación como futuro actualmente favorecido.
Tres ideas que muestran lo poco habitual que resulta el pensamiento cosmológico frente a la intuición cotidiana.
No porque nos movamos a través del espacio — sino, simplemente, porque el tiempo transcurre. Cuanto más tiempo ha pasado desde el Big Bang, más tiempo ha tenido la luz de regiones cada vez más lejanas para llegar hasta nosotros. Cada segundo que pasa nos llega literalmente luz nueva de más allá, y la esfera de lo observable crece — con independencia de si la Tierra misma se mueve y a qué velocidad.
Para muchos físicos, esta pregunta puede que ni siquiera esté bien planteada — no porque la respuesta sea desconocida, sino porque "antes" es un concepto temporal, y el propio tiempo, según los modelos habituales, empieza a existir precisamente con el Big Bang. Preguntar qué había antes sería entonces un error de categoría similar a preguntar qué hay al norte del Polo Norte. Modelos como la "propuesta de ausencia de frontera" de Hartle y Hawking intentan formalizar matemáticamente justo esto: el tiempo "se redondea" en vez de comenzar de forma abrupta en un punto. Ninguno de estos modelos está demostrado.
Mientras que el universo observable tiene un radio de aproximadamente 10²⁶ metros, la longitud de Planck (1,6 × 10⁻³⁵ m) se considera la distancia físicamente significativa más pequeña — por debajo de ella fallan nuestras nociones de un espacio suave, porque deberían dominar los efectos cuánticos de la gravedad. Entre la escala más pequeña y la más grande conocidas hay, así, unos 61 órdenes de magnitud — un rango que la imaginación humana solo puede captar ya en números, no en imágenes.