El final del universo: qué nos dice la ciencia acerca del destino inevitable del cosmos

«El cosmos es todo lo que es, todo lo que fue y todo lo que será. Nuestras más ligeras contemplaciones del cosmos nos hacen estremecer. Sentimos un leve cosquilleo que nos llena de nervios; una voz muda, una ligera sensación de un recuerdo lejano, o, incluso, como si cayésemos desde una gran altura. Sabemos que nos aproximamos al más grande de los misterios».

Esta reflexión de Carl Sagan recoge con una claridad cristalina el vértigo, la emoción y la curiosidad que muchas personas sentimos cuando nos hacemos preguntas acerca del universo. Acerca de su naturaleza, y también de su origen. Y su final. La observación del mundo en el que vivimos nos invita a aceptar que todo lo que nos rodea tiene un principio y un ocaso, por lo que parece razonable asumir que el universo al que pertenecemos no permanece al margen de este ciclo vital.

La ciencia defiende esta visión de un cosmos perecedero. De un universo con fecha de caducidad. Las observaciones que han llevado a cabo los cosmólogos y los modelos físicos con los que trabajan amparan la idea de que no será eterno, pero aún nos queda mucho camino por recorrer. Aún hay muchas preguntas sin respuesta.

Lo que nos dice la ciencia actualmente no está escrito en piedra, pero los astrofísicos creen que es lo suficientemente certero para ayudarnos a intuir con razonable credibilidad cuál será el destino final del universo. Este conocimiento estremece, pero también nos invita a apreciar la belleza del lugar en el que vivimos como lo que realmente es: un cosmos frágil cuya belleza reside, precisamente, en su paradójica fugacidad.

Las estrellas se irán apagando lenta e inexorablemente

Los elementos químicos que nos constituyen tanto a nosotros como toda la materia que nos rodea se sintetizan en las estrellas gracias a los procesos de fusión nuclear que tienen lugar en su interior. El equilibrio hidrostático que mantiene las estrellas estables es posible debido a que la presión de radiación y la presión de los gases, que intentan expandir la estrella, se ven contrarrestadas por su gravedad, que intenta comprimirla. Este delicado equilibrio mantiene las estrellas estables mientras les quede combustible que pueda ser quemado durante los procesos de fusión nuclear.

Pero no todas las estrellas son iguales. Si estudiamos dos cualesquiera seleccionadas al azar comprobaremos que su composición no es idéntica. Alrededor del 70% de su masa es hidrógeno, entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio. Esas pequeñas variaciones en su composición pueden tener un impacto significativo en el ciclo vital de las estrellas, pero su vida está condicionada, sobre todo, por su masa.

Las menos masivas irán consumiendo poco a poco su combustible, de manera que se irán desplazando continuamente en el diagrama de luminosidad y temperatura. Al mismo tiempo su radio se irá incrementando y la estrella se irá reajustando y expandiendo, adquiriendo un color rojizo debido al enfriamiento de su superficie y dando lugar a los objetos estelares que conocemos como gigantes rojas. Este es el destino al que está abocado nuestro Sol aproximadamente dentro de 5000 millones de años.

Pero esto no es todo. Cuando el combustible de estas estrellas relativamente poco masivas se agota completamente expulsan sus capas más externas, dando así lugar a una nube de gas conocida como nebulosa planetaria en cuyo centro permanecerá lo que queda de la estrella: una estrella degenerada, también conocida como enana blanca. Como su combustible se ha agotado la producción de energía en su interior cesa y este objeto estelar se va enfriando gradualmente hasta dejar de emitir cualquier tipo de radiación detectable.

Las estrellas menos masivas, como nuestro Sol, están destinadas a transformarse en gigantes rojas, y en las últimas etapas de su ciclo vital generan nebulosas en cuyo centro persiste un residuo estelar conocido como enana blanca.

El ciclo vital de las estrellas más masivas sigue un camino diferente. La velocidad a la que consumen su combustible es más alta que la de las estrellas menos masivas, de manera que aquellas que degeneran en una enana blanca con una masa que excede el límite de Chandrasekhar, que equivale a 1,44 masas solares, se transforman en una estrella de neutrones. Pero aún hay otro límite de masa más que es posible rebasar: el de Tolman-Oppenheimer-Volkoff.

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Si la estrella de neutrones resultante tiene una masa superior a 2,17 masas solares colapsa para dar lugar a una estrella de quarks o un agujero negro. Aunque, como acabamos de ver, el ciclo vital de un objeto estelar está condicionado por su composición inicial, y, sobre todo, por su masa, su destino es siempre el mismo: al final deja de producir energía y la emisión de radiación cesa. Incluso los agujeros negros, como veremos en la siguiente sección del artículo, pierden poco a poco su masa y acaban evaporándose.

Pero no todo está perdido. Y es que algunas estrellas tienen la capacidad de reproducirse: aquellas que tienen una masa inicial superior a ocho masas solares. Estas estrellas masivas consumen su combustible con más velocidad que las estrellas menos masivas, de manera que cuando se agota completamente y la producción de energía mediante fusión nuclear cesa, el equilibrio hidrostático se rompe.

En ese momento las capas más externas de la estrella caen súbitamente sobre su núcleo de hierro, del que no se puede extraer más energía mediante los procesos de fusión nuclear, y rebotan, saliendo despedidas hacia el medio interestelar. Estamos ante una supernova.

Estas violentas explosiones pueden emitir durante un instante más luz que toda la galaxia que las contiene, lo que nos permite intuir la enorme cantidad de energía que libera este proceso. Pero lo más interesante es que, precisamente, las supernovas son las responsables de sintetizar los elementos químicos más pesados que el hierro, y también de regar el medio estelar con los elementos que van a dar lugar a las nubes de polvo y gas a partir de las que en el futuro pueden formarse mediante contracción gravitacional nuevas estrellas y planetas.

Poco a poco las estrellas más masivas que contiene una galaxia irán desapareciendo, por lo que las supernovas cesarán, y con ellas desaparecerá la producción de elementos químicos más pesados que el hierro. Las estrellas masivas son las que más luz emiten, por lo que su extinción provocará que la luz combinada de todas las estrellas de la galaxia se vuelva más amarillenta.

En esta fase de desarrollo la materia de la galaxia se encuentra confinada en estrellas de baja masa, que, como hemos visto, acaban sus días apagándose bajo la forma de enanas blancas, y también en nubes de polvo y gas poco densas que no permiten la formación de nuevos objetos estelares.

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Los astrónomos han observado, y continúan haciéndolo, galaxias elípticas gigantes constituidas esencialmente por hidrógeno y helio en las que la producción de nuevas estrellas se ha detenido. Sin embargo, la galaxia puede continuar emitiendo luz durante miles de millones de años mientras permanezcan activas las estrellas de baja masa y los residuos estelares.

Pero, al final, todas ellas se extinguirán y la galaxia estará ocupada únicamente por enanas blancas, estrellas de neutrones, enanas marrones, agujeros negros y planetas. Y todos ellos irán enfriándose paulatinamente hasta alcanzar una temperatura próxima al cero absoluto. De alguna manera, la galaxia morirá.

Los agujeros negros están destinados irremediablemente a evaporarse

En el centro de cada galaxia reside un agujero negro supermasivo en torno al que orbitan todos los sistemas estelares que constituyen la propia galaxia. El destino final de buena parte de estos objetos (residuos estelares, planetas y otros agujeros negros más pequeños) es ser engullidos por el agujero negro supermasivo a causa de la pérdida de energía provocada por la radiación gravitatoria. Este fenómeno provoca que la órbita de los sistemas estelares decaiga sobre el agujero negro central, alimentándolo.

Sin embargo, ni siquiera los agujeros negros supermasivos de los centros galácticos son eternos. Y no lo son porque muy poco a poco van perdiendo masa debido a la existencia de partículas virtuales en el vacío. Suena complicado, y lo es, pero, aunque no es necesario que indaguemos a fondo en este mecanismo, es interesante que conozcamos algunas nociones que pueden ayudarnos a intuir de qué se trata.

Entender con precisión cómo funciona este fenómeno nos obligaría a sumirnos en la complejidad de la mecánica cuántica, por lo que por el momento nos conformaremos con saber que, en realidad, los agujeros negros no son tan negros. Y no lo son debido a que emiten partículas de muy baja energía y una enorme longitud de onda, que, de hecho, es similar al tamaño del propio agujero negro.

El mecanismo que explica el proceso por el que los agujeros negros van perdiendo muy lentamente masa y energía rotacional se conoce como radiación de Hawking, y fue propuesto originalmente por Stephen Hawking en 1974.

Habitualmente las únicas partículas que consiguen escapar al confinamiento gravitatorio del agujero negro como consecuencia de la formación de pares de partículas virtuales son los fotones de muy baja energía. Su emisión es muy lenta, lo que provoca que la pérdida de masa y energía rotacional del agujero negro también lo sea.

Esta forma de radiación se conoce como radiación de Hawking porque, precisamente, el primer científico que propuso su existencia en 1974 fue el recientemente desaparecido astrofísico británico Stephen Hawking.

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Agujeros negros: respuestas sencillas a algunas de las grandes preguntas planteadas por los objetos más misteriosos del Universo

Lo que hemos descubierto hasta este momento nos invita a concluir que a medida que se incrementa la masa de un agujero negro más tiempo tarda en evaporarse a causa de la radiación de Hawking. Pero ni siquiera los voraces agujeros negros supermasivos del centro de las galaxias pueden permanecer inmunes a este efecto.

Poco a poco buena parte de los objetos que orbitan a su alrededor irá cayendo en su interior por efecto de la radiación gravitatoria, y el agujero negro irá devolviendo poco a poco al medio la materia que ha engullido emitiendo fotones de muy baja energía hasta evaporarse completamente.

Vivimos en un universo destinado a dos finales posibles

Como hemos visto a lo largo de este artículo la producción de nuevas estrellas finalmente se detendrá, y las galaxias se irán enfriando y perdiendo su brillo a medida que las estrellas que permanezcan activas vayan agotando su combustible.

Además, poco a poco buena parte de los objetos del cosmos irá siendo engullida por los agujeros negros supermasivos, que devolverán muy lentamente la materia que han acumulado mediante la emisión de fotones de muy baja energía antes de evaporarse completamente.

Estos mecanismos nos indican que dentro de muchísimo tiempo, mucho más del que tiene actualmente, que, según los astrónomos, es de unos 13,8 x 10^9 años, toda la materia del universo desaparecerá.

Los protones y neutrones de los objetos que consigan escapar a la voracidad de los agujeros negros se acabarán desintegrando en otras partículas más ligeras, de manera que el universo en su último estadio estará constituido solo por los fotones que queden del fondo cósmico de microondas y los que en su día fueron emitidos por las estrellas, y también por los electrones que no se hayan aniquilado al entrar en contacto con los positrones resultantes de la desintegración de los protones.

Una vez que el universo llegue a este grado de evolución los científicos barajan dos opciones. Una de ellas defiende que la gravedad podría detener su expansión y volver a concentrar todo el espacio y la materia que contiene en un punto, de manera que podría producirse una nueva explosión que, quizá, dé lugar al nacimiento de un nuevo universo.

Y la segunda teoría, con la que comulgan cada vez más científicos, propone que la expansión del universo continuará eternamente bajo el efecto de la energía oscura, dando lugar a un universo cada vez más frío y degradado. Pero esta es otra historia; una en la que indagaremos más adelante si vosotros queréis.

Imágenes | Philippe Donn | Alex Andrews