Midiendo el Cosmos: El Tamaño del Universo

1. Introducción: La Escala del Cosmos

La interrogante sobre las dimensiones del universo representa una de las cuestiones más profundas y persistentes en la cosmología. Ha sido el motor que ha impulsado siglos de observación astronómica y desarrollo teórico.¹ Abordar esta pregunta exige no solo comprender una cifra específica, sino también los conceptos subyacentes, los métodos de medición empleados y el marco teórico que le da sentido. El punto de partida habitual en las discusiones contemporáneas es el concepto del universo observable: aquella porción del cosmos total desde la cual la luz ha tenido tiempo suficiente para alcanzarnos desde el inicio de la expansión cósmica. La estimación actual más consensuada para el diámetro de esta región es de aproximadamente 93.000 millones de años luz (²). Para visualizar esta escala casi inconcebible, se puede pensar en alinear unas 900.000 galaxias como nuestra Vía Láctea, una tras otra (²).

Sin embargo, esta cifra monumental no es inmediatamente intuitiva y requiere una explicación detallada. ¿Por qué no es simplemente el doble de la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz? La respuesta radica en la naturaleza dinámica y en expansión del cosmos. Factores cruciales como la expansión misma del universo, la velocidad finita de la luz, la distinción fundamental entre el universo observable y el universo total, y las sofisticadas técnicas de medición de distancias cósmicas son indispensables para comprender cómo se deriva y qué significa realmente este valor (³). La cifra de 93.000 millones de años luz no es un dato aislado, sino el resultado de un complejo proceso de medición e interpretación dentro del modelo cosmológico estándar actualmente aceptado. Por lo tanto, comprender cómo se llega a esta cifra y por qué el universo observable tiene este tamaño es tan importante, o incluso más, que la cifra misma. Este informe se adentrará en estos conceptos, explorará los métodos empleados para medir el cosmos, discutirá la evidencia cosmológica clave —como el Fondo Cósmico de Microondas y las supernovas—, abordará la geometría y composición del universo, y concluirá examinando las incertidumbres actuales y las teorías sobre la posible extensión del universo más allá de nuestro horizonte visible.

2. El Universo Observable: Nuestro Horizonte Cósmico

Formalmente, el universo observable se define como una región esférica del espacio centrada en el observador —en nuestro caso, la Tierra— cuyo límite exterior está determinado por la máxima distancia que la luz, o cualquier otra señal capaz de transmitir información causal, ha podido recorrer para llegar hasta nosotros desde el momento del Big Bang, el inicio de la expansión cósmica (⁴). Es crucial entender que este límite no representa una barrera física real en el espacio, ni el «borde» del universo en su totalidad. Es, en cambio, un horizonte perceptual, una frontera definida por las limitaciones fundamentales impuestas por la física: la edad finita del universo y la velocidad finita de la luz.

La edad del universo, estimada con gran precisión gracias al análisis del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) en aproximadamente 13.800 millones de años (⁸) —aunque a veces se redondea a 13.700 ³ o 14.000 ⁹ millones de años—, establece el tiempo máximo disponible para que la luz de los objetos más distantes haya viajado hasta nosotros (³). La velocidad de la luz en el vacío (c), una constante universal de aproximadamente 300.000 kilómetros por segundo, actúa como el límite cósmico de velocidad para la propagación de cualquier influencia física o información (⁴).

El límite real del universo observable se denomina técnicamente horizonte de partículas (⁴). Los objetos que se encuentran actualmente más allá de este horizonte pueden existir, pero su luz, emitida después del Big Bang, simplemente no ha tenido el tiempo necesario para completar el vasto viaje cósmico hasta la Tierra (¹¹). Este horizonte no es estático; a medida que el universo envejece, la luz de regiones ligeramente más distantes tiene tiempo de alcanzarnos, por lo que, en principio, nuestro universo observable se expande continuamente (⁷). Sin embargo, la expansión acelerada del universo complica este panorama a escalas de tiempo muy largas, pudiendo eventualmente limitar la porción del universo que permanecerá accesible a futuras observaciones.

Es fundamental destacar que el universo observable es una construcción relativa y centrada en el observador (³). Un hipotético observador en una galaxia situada a miles de millones de años luz de la Vía Láctea tendría su propio universo observable, con sus propios límites definidos por la luz que ha podido alcanzarle desde el Big Bang. Ese universo observable se solaparía parcialmente con el nuestro, pero también incluiría regiones que nos son inaccesibles y excluiría otras que sí podemos ver. Esto subraya que no ocupamos una posición central privilegiada en el cosmos; el universo observable es simplemente nuestra perspectiva local dentro de un universo total potencialmente mucho más vasto, quizás incluso infinito.

3. Midiendo el Universo: La Escalera de Distancias Cósmicas

Determinar las vastas distancias en el cosmos es un desafío fundamental que requiere una serie de técnicas interconectadas, conocidas colectivamente como la escalera de distancias cósmicas (¹⁴). El principio básico es que diferentes métodos son efectivos y fiables en distintos rangos de distancia. Cada «peldaño» de la escalera se utiliza para medir distancias hasta un cierto límite, y a su vez, sirve para calibrar el siguiente peldaño, que permite alcanzar distancias aún mayores. La precisión de las mediciones en los peldaños inferiores es, por tanto, crucial para la fiabilidad de las estimaciones en las escalas más grandes del universo.

Peldaño 1: El Sistema Solar y el Vecindario Estelar Cercano

• Radar y Láser: Dentro de nuestro Sistema Solar, las distancias a planetas y lunas pueden medirse con altísima precisión enviando señales de radar o láser y midiendo el tiempo que tardan en regresar tras reflejarse en el objeto (¹⁵). Esto proporciona una base sólida para la Unidad Astronómica (la distancia media Tierra-Sol).
• Paralaje Trigonométrico: Para las estrellas relativamente cercanas, el método más directo y geométrico es la paralaje (¹⁵). Se basa en medir el pequeño cambio aparente en la posición de una estrella contra el fondo de objetos mucho más distantes, a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol. El ángulo de paralaje es inversamente proporcional a la distancia. Este método define el pársec (pc), la unidad de distancia preferida en astronomía profesional: una estrella tiene una paralaje de un segundo de arco a una distancia de un pársec, que equivale aproximadamente a 3,26 años luz (¹⁸). La paralaje es fiable hasta unos pocos miles de pársecs (kilopársecs, kpc) con la tecnología actual (como la misión Gaia de la ESA) (¹⁸).

Peldaño 2: Dentro de la Vía Láctea y Galaxias Cercanas

A medida que nos alejamos, la paralaje se vuelve impracticable. Se recurre entonces a las candelas estándar: objetos astronómicos cuya luminosidad intrínseca (potencia total emitida) se cree conocer con razonable certeza (¹⁴). Midiendo el brillo aparente del objeto (la cantidad de luz que recibimos en la Tierra) y comparándolo con su luminosidad intrínseca conocida, se puede calcular la distancia utilizando la ley del inverso del cuadrado de la luz (un objeto parece más tenue cuanto más lejos está).

• Variables Cefeidas: Son estrellas gigantes o supergigantes pulsantes que exhiben una relación muy precisa entre su período de pulsación (el tiempo que tardan en completar un ciclo de brillo) y su luminosidad intrínseca media (¹⁴). Descubierta por Henrietta Leavitt a principios del siglo XX, esta relación período-luminosidad permitió a Edwin Hubble demostrar que Andrómeda era una galaxia externa a la nuestra y realizar las primeras estimaciones de distancias extragalácticas. Las Cefeidas son visibles en galaxias cercanas, permitiendo calibrar métodos para distancias mayores (¹⁴).
• Variables RR Lyrae: Son otro tipo de estrellas pulsantes, más viejas y menos luminosas que las Cefeidas, pero también con una luminosidad intrínseca relativamente constante (¹⁴). Se encuentran comúnmente en cúmulos globulares y son útiles para medir distancias dentro de la Vía Láctea y galaxias satélite.
• Otros Métodos: El ajuste de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) para cúmulos estelares y el método del cúmulo móvil (basado en el movimiento propio común de estrellas en un cúmulo cercano) también se utilizan en estas escalas (¹⁴).

Peldaño 3: Distancias Cosmológicas (Extragalácticas Lejanas)

Para alcanzar las vastas distancias cosmológicas, se necesitan candelas estándar mucho más brillantes o métodos basados en propiedades globales de las galaxias.

• Supernovas Tipo Ia (SNe Ia): Estas explosiones estelares son herramientas cruciales para la cosmología.

• Origen: Se producen en sistemas estelares binarios donde una estrella enana blanca (el remanente denso de una estrella similar al Sol) acumula materia de su estrella compañera. Cuando la masa de la enana blanca alcanza un límite crítico, conocido como el límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1,4 veces la masa del Sol), se vuelve inestable y sufre una explosión termonuclear catastrófica que la destruye por completo (¹⁷).
• Candela Estándar: Debido a que la explosión se desencadena siempre cerca de la misma masa crítica, el pico de luminosidad alcanzado por las SNe Ia es notablemente consistente (¹⁴). Aunque existen pequeñas variaciones, estas pueden calibrarse observando la forma de la curva de luz (cómo el brillo cambia con el tiempo) (²¹). Su extraordinaria brillantez (pueden superar brevemente a toda su galaxia anfitriona ²¹) las hace visibles a miles de millones de años luz, permitiendo sondear el universo a gran escala.
• Uso: Las SNe Ia han sido fundamentales para medir la tasa de expansión del universo a lo largo del tiempo cósmico y condujeron al descubrimiento de la expansión acelerada y la energía oscura (²²).
• Relaciones Empíricas de Galaxias:

• Relación de Tully-Fisher: Para galaxias espirales, relaciona su luminosidad intrínseca con la velocidad máxima de rotación de su disco (medida por el ensanchamiento Doppler de líneas espectrales) (¹⁴).
• Relación de Faber-Jackson (y Plano Fundamental): Para galaxias elípticas, relaciona su luminosidad con la dispersión de velocidades de sus estrellas (una medida del movimiento aleatorio interno) (¹⁴).

• Fluctuación del Brillo Superficial (SBF): Este método se aplica a galaxias elípticas y aprovecha el hecho de que, aunque la galaxia parezca tener un brillo superficial suave, a nivel de píxeles individuales en una imagen digital, existen fluctuaciones debido al número discreto de estrellas brillantes que contribuyen a cada píxel. La amplitud de estas fluctuaciones depende de la distancia (¹⁴).
• Funciones de Luminosidad: Se basan en la distribución estadística de la luminosidad de ciertas poblaciones de objetos dentro de una galaxia, como los cúmulos globulares o las nebulosas planetarias. Comparando la distribución observada con una calibrada, se puede estimar la distancia (¹⁴).

La siguiente tabla resume las principales técnicas:

Tabla 1: Técnicas de Medición de Distancias Cósmicas

Es importante reconocer que la precisión inherente a estos métodos tiende a disminuir a medida que ascendemos en la escalera y nos adentramos en el cosmos. Los métodos directos como la paralaje son muy precisos pero limitados en alcance (¹⁵). Los métodos basados en candelas estándar o relaciones empíricas para grandes distancias dependen crucialmente de la calibración realizada en peldaños inferiores y de supuestos sobre la universalidad y la posible evolución de estos objetos o relaciones a lo largo del tiempo cósmico (¹⁴). Cada peldaño hereda las incertidumbres acumuladas de los anteriores. Por lo tanto, aunque se puedan lograr precisiones estadísticas altas en mediciones individuales a grandes distancias, los errores sistemáticos —debidos a la calibración, a la comprensión incompleta de la física de los indicadores de distancia, o a efectos como el polvo interestelar— son más difíciles de cuantificar y controlar. Estas incertidumbres sistemáticas son una fuente potencial de discrepancias en cosmología, como la notable «Tensión de Hubble» que se discutirá más adelante.

4. Un Universo en Expansión: Corrimiento al Rojo y la Ley de Hubble-Lemaître

El descubrimiento de que el universo se está expandiendo fue uno de los hitos científicos más revolucionarios del siglo XX (²⁷), transformando la visión prevaleciente de un cosmos estático, una idea que incluso Albert Einstein había asumido inicialmente al formular sus ecuaciones de la relatividad general (⁹). Este cambio de paradigma fue el resultado del trabajo acumulativo de varios astrónomos. Vesto Slipher, en la década de 1910, realizó las primeras mediciones sistemáticas de los espectros de las «nebulosas espirales» (que hoy sabemos son galaxias) y encontró que la mayoría mostraba un desplazamiento hacia el rojo (redshift), indicando que se alejaban de nosotros a velocidades considerables. Georges Lemaître, un sacerdote y físico belga, en 1927, fue el primero en proponer teóricamente un universo en expansión basado en las ecuaciones de Einstein y utilizó los datos disponibles (incluidos los de Slipher y Hubble) para realizar la primera estimación de la tasa de expansión (²⁸). Edwin Hubble, en 1929, publicó observaciones más extensas y sistemáticas que establecieron firmemente la relación lineal entre la distancia de las galaxias y su velocidad de recesión (¹⁵). En reconocimiento a las contribuciones fundamentales de ambos, esta relación se conoce hoy como la Ley de Hubble-Lemaître (²⁹).

El corrimiento al rojo cosmológico (z) es la observación clave. Cuando se analiza la luz proveniente de galaxias distantes, las líneas características en sus espectros (correspondientes a la absorción o emisión de luz por elementos químicos específicos) aparecen sistemáticamente desplazadas hacia longitudes de onda más largas, es decir, hacia el extremo rojo del espectro visible, en comparación con las mismas líneas medidas en laboratorios terrestres (¹⁵). Este corrimiento al rojo se cuantifica mediante el parámetro adimensional z, definido como el cambio fraccionario en la longitud de onda: z = (λ_observada – λ_emitida) / λ_emitida (³¹). Un valor positivo de z indica un corrimiento al rojo.

La interpretación física correcta de este corrimiento al rojo cosmológico es crucial. Aunque comparte similitudes con el efecto Doppler (el cambio en la frecuencia de una onda debido al movimiento relativo entre la fuente y el observador), el redshift cosmológico no se debe principalmente a que las galaxias se muevan a través de un espacio estático. En cambio, es una consecuencia directa de la expansión del propio tejido del espacio-tiempo. A medida que la luz viaja desde una galaxia distante hasta nosotros, el espacio por el que transita se expande, estirando la longitud de onda de los fotones consigo (³). El factor (1 + z) representa directamente cuánto se ha expandido el universo (cuánto ha aumentado el factor de escala) desde el momento en que la luz fue emitida hasta que fue recibida (³²).

La Ley de Hubble-Lemaître formaliza la relación observada: la velocidad aparente con la que una galaxia se aleja de nosotros (v), debido puramente a la expansión cósmica, es directamente proporcional a su distancia (d) (¹⁵). Matemáticamente, se expresa como:

v = H₀ d

Donde H₀ es la Constante de Hubble, la constante de proporcionalidad que representa la tasa de expansión del universo en el momento actual (¹⁹). Sus unidades habituales son kilómetros por segundo por megapársec (km/s/Mpc) (¹⁹). Un valor de H₀ = 70 km/s/Mpc implica que, debido únicamente a la expansión cósmica, una galaxia situada a 1 megapársec (aproximadamente 3,26 millones de años luz) de distancia se aleja de nosotros a una velocidad de 70 km/s; una galaxia a 10 Mpc se alejaría a 700 km/s, y así sucesivamente (¹⁹). Es importante aclarar que H₀ es el valor actual de la tasa de expansión. Esta tasa no ha sido constante a lo largo de la historia del universo; ha variado dependiendo de la densidad de materia y energía en cada época cósmica. Por ello, a menudo se habla del parámetro de Hubble H(t) o H(z) para referirse a la tasa de expansión en un tiempo o redshift específico (²⁸).

La ley de Hubble-Lemaître es fundamental por dos razones principales: proporcionó la primera evidencia observacional sólida de un universo en expansión (²⁸) y se convirtió en una herramienta esencial para estimar distancias a objetos muy lejanos. Midiendo el redshift z de una galaxia (que es relativamente fácil de obtener espectroscópicamente), se puede estimar su velocidad de recesión (para z pequeños, v ≈ cz; para z mayores se usa la relación relativista completa ³⁰) y, conociendo H₀, se puede inferir su distancia d.

Un punto conceptual clave es entender que la expansión descrita por la ley de Hubble-Lemaître es una expansión del espacio mismo, no un movimiento de las galaxias dentro de un contenedor espacial preexistente (¹). Las galaxias (en promedio, ignorando sus movimientos locales peculiares debidos a la gravedad mutua) están relativamente en reposo con respecto a su entorno local de espacio; es el espacio entre ellas el que se está estirando o expandiendo (³¹). Una analogía útil es la de pasas incrustadas en la masa de un pan que se está horneando: las pasas no se mueven a través de la masa, pero la distancia entre ellas aumenta a medida que la masa se expande. Otra analogía es la de puntos dibujados en la superficie de un globo que se infla (¹). Esta expansión métrica del espacio puede hacer que la distancia entre dos galaxias muy lejanas aumente a una tasa que supere la velocidad de la luz (v > c). Esto no viola la relatividad especial, que limita la velocidad de los objetos a través del espacio local, porque no se trata de un movimiento propio en ese sentido. Es una manifestación de la dinámica del propio espacio-tiempo a gran escala. Comprender esta distinción es fundamental para abordar la aparente paradoja del tamaño del universo observable.

5. Más Allá del Tiempo de Viaje de la Luz: La Distancia Comóvil

Surge aquí una pregunta aparentemente paradójica: si el universo tiene una edad de aproximadamente 13.800 millones de años, ¿cómo es posible que el borde del universo observable se encuentre a una distancia de unos 46.500 millones de años luz (radio), lo que implica un diámetro total de 93.000 millones de años luz? (³). A primera vista, esto podría sugerir que la información ha viajado más rápido que la velocidad de la luz, lo cual está prohibido por la relatividad especial.

La resolución de esta paradoja reside, una vez más, en la expansión del espacio. Consideremos la luz emitida por un objeto extremadamente distante, quizás una de las primeras galaxias o el propio Fondo Cósmico de Microondas, poco después del Big Bang. Esa luz ha estado viajando hacia nosotros durante casi toda la edad del universo, es decir, cerca de 13.800 millones de años. Sin embargo, durante ese larguísimo viaje, el espacio entre el punto de emisión y nuestra ubicación actual no ha permanecido estático; se ha estado expandiendo continuamente (³). La expansión del espacio mismo no está limitada por la velocidad de la luz; regiones muy distantes del espacio pueden alejarse unas de otras a velocidades aparentes superiores a c (³).

Para manejar esta complejidad, los cosmólogos utilizan dos conceptos distintos de distancia:

• Distancia Propia (d_p(t)): Es la distancia física entre dos puntos medida en un instante específico del tiempo cósmico t, como si pudiéramos detener la expansión momentáneamente y usar una regla gigante (¹¹). Esta es la distancia «real» entre los objetos en ese momento. Debido a la expansión, la distancia propia entre dos objetos comóviles (que solo siguen el flujo de Hubble) aumenta con el tiempo.
• Distancia Comóvil (d_c): Es una distancia conceptual que elimina el efecto de la expansión cósmica. Se define como la distancia propia dividida por el factor de escala del universo a(t) (donde a(t) describe cómo ha crecido el universo relativo a un tiempo de referencia, usualmente normalizado a a(t₀) = 1 en el presente). La distancia comóvil entre dos objetos que no tienen movimiento peculiar (es decir, que solo son arrastrados por la expansión) permanece constante en el tiempo (³). Se puede pensar en las coordenadas comóviles como coordenadas marcadas en una cuadrícula elástica que se expande junto con el universo; los puntos en la cuadrícula mantienen sus coordenadas aunque la distancia física entre ellos aumente.

El cálculo del tamaño del universo observable se realiza utilizando la distancia comóvil. Se calcula cuál es la distancia comóvil máxima desde la cual la luz, emitida en el Big Bang (o poco después, en la práctica, desde la superficie de última dispersión del CMB), ha tenido tiempo de llegar hasta nosotros hoy. Esta integración, que tiene en cuenta cómo ha variado la tasa de expansión a lo largo de la historia cósmica (según el modelo ΛCDM), arroja un valor de aproximadamente 46.500 millones de años luz (³).

Este valor representa el radio comóvil del universo observable. El diámetro comóvil es, por lo tanto, el doble: 93.000 millones de años luz (²). Esta es la cifra que se cita comúnmente como el «tamaño» del universo observable. Es crucial entender lo que representa: es la distancia propia actual (la distancia física hoy) a los puntos más lejanos del espacio cuya luz, emitida hace casi 13.800 millones de años, justo ahora está llegando a nosotros.

Es importante distinguirlo de la distancia basada en el tiempo de viaje de la luz (o lookback time). Cuando se dice que una galaxia está a, por ejemplo, 1.000 millones de años luz, a menudo se refiere a que la luz que observamos hoy fue emitida por esa galaxia hace 1.000 millones de años (³). Esta es una medida del «cuándo» vemos el objeto. Sin embargo, para describir el volumen espacial total que abarca el universo observable hoy, la distancia comóvil (y la distancia propia actual correspondiente) es la medida relevante.

La distancia comóvil no es solo un artificio para calcular el tamaño actual. Al permanecer constante para objetos que siguen la expansión cósmica, proporciona un sistema de coordenadas estable en un universo en expansión (³⁸). Esto la convierte en una herramienta teórica indispensable en cosmología. Permite, por ejemplo, estudiar la evolución de la densidad de galaxias o la estructura a gran escala sin que las mediciones se vean artificialmente distorsionadas por el simple hecho de que el volumen del universo está aumentando (³⁹). Así, la distancia comóvil actúa como una «etiqueta» espacial permanente para los objetos en el flujo de Hubble, facilitando el análisis de la evolución cósmica a lo largo del tiempo.

6. El Eco del Big Bang: El Fondo Cósmico de Microondas (CMB)

Uno de los pilares observacionales más importantes de la cosmología moderna es el Fondo Cósmico de Microondas (CMB). Descubierto fortuitamente en 1965 por Arno Penzias y Robert Wilson (trabajo que les valió el Premio Nobel en 1978 ⁴⁰), el CMB es una radiación electromagnética que impregna todo el universo observable (⁴¹). Se caracteriza por tener un espectro de cuerpo negro casi perfecto, correspondiente a una temperatura extremadamente uniforme de aproximadamente 2,725 Kelvin (⁸). Esta radiación se considera el resplandor residual, el «eco» térmico del Big Bang (⁸).

El origen del CMB se sitúa en una época crucial del universo temprano, conocida como la época de la recombinación o del desacoplamiento, ocurrida unos 380.000 años después del Big Bang (⁸). Antes de este momento, el universo era una sopa caliente y densa de partículas cargadas (protones, electrones) y fotones. Los fotones interactuaban constantemente con los electrones libres (dispersión Thomson), haciendo que el universo fuera opaco, como una niebla densa (⁸). A medida que el universo se expandía y enfriaba, la temperatura descendió lo suficiente (~3000 K) para que los protones y electrones se combinaran formando átomos neutros, principalmente hidrógeno (⁴¹). Sin electrones libres con los que interactuar eficientemente, los fotones pudieron viajar libremente a través del espacio. El universo se volvió transparente (⁸). La radiación que observamos hoy como CMB son precisamente esos fotones liberados en el momento del desacoplamiento, provenientes de una «cáscara» esférica a nuestro alrededor llamada la superficie de última dispersión (⁴¹).

Desde su emisión, estos fotones han viajado por el universo en expansión. La expansión ha estirado enormemente sus longitudes de onda, provocando un corrimiento al rojo extremo, estimado en z ≈ 1100 (³). Este estiramiento es el responsable de que la temperatura de la radiación haya descendido desde los ~3000 K originales hasta los ~2,725 K actuales (⁴¹).

Aunque extraordinariamente uniforme, el CMB no es perfectamente isotrópico. Presenta diminutas fluctuaciones de temperatura de una parte en cien mil (ΔT/T ≈ 10⁻⁵) de un punto a otro del cielo (⁸). Estas anisotropías son de una importancia cosmológica inmensa. Reflejan las minúsculas variaciones primordiales en la densidad y temperatura del universo en la época de la recombinación. Estas inhomogeneidades actuaron como las «semillas» gravitacionales a partir de las cuales, a lo largo de miles de millones de años, la materia (especialmente la materia oscura) se fue agrupando para formar las estructuras a gran escala que observamos hoy: galaxias, cúmulos de galaxias y la red cósmica (⁸).

El estudio detallado del patrón de estas anisotropías, en particular su distribución estadística en diferentes escalas angulares (el llamado espectro de potencia angular), ha proporcionado una cantidad ingente de información sobre los parámetros fundamentales del universo:

• Geometría del Universo: El tamaño angular característico de las manchas calientes y frías más prominentes en el mapa del CMB (correspondiente al primer pico acústico en el espectro de potencia ⁴¹) es extremadamente sensible a la curvatura espacial global del universo. Las observaciones precisas realizadas por satélites como WMAP y, sobre todo, Planck, han medido que este tamaño angular es de aproximadamente 1 grado. Esto constituye la evidencia más sólida de que el universo es espacialmente plano (geometría euclidiana) con una densidad total muy cercana a la densidad crítica (Ω_total ≈ 1) (⁸).
• Composición del Universo: La posición y la altura relativa de los picos subsiguientes en el espectro de potencia dependen de las cantidades relativas de los diferentes componentes energéticos del universo (⁴¹). El análisis detallado de estos picos permite determinar con precisión las densidades de materia bariónica (la materia ordinaria de la que estamos hechos, ~4.9%), materia oscura (una forma de materia invisible que interactúa gravitacionalmente, ~26.8%), y energía oscura (el componente responsable de la expansión acelerada, ~68.3%) (⁸).
• Edad y Tasa de Expansión Actual (H₀): El mismo análisis del espectro de potencia del CMB, dentro del marco del modelo cosmológico estándar (ΛCDM), proporciona también estimaciones muy precisas de la edad del universo (~13.800 millones de años ⁸) y del valor actual de la constante de Hubble (H₀ ≈ 67-68 km/s/Mpc ⁸).

Misiones espaciales como COBE (que obtuvo el primer mapa de las anisotropías y confirmó el espectro de cuerpo negro, galardonada con el Nobel ⁴⁰), WMAP (⁸) y Planck (⁸) han sido cruciales para mapear el CMB con una precisión cada vez mayor. También existen numerosos experimentos terrestres y basados en globos que complementan estas observaciones (⁴⁸).

La siguiente tabla resume los parámetros clave del modelo cosmológico estándar (ΛCDM) derivados principalmente de las observaciones de Planck:

Tabla 2: Parámetros Cosmológicos Clave (Modelo ΛCDM – Basado en Planck 2018)

(Nota: Gyr = miles de millones de años. Los valores exactos pueden variar ligeramente según el conjunto de datos y los supuestos del análisis.)

La capacidad de una única fuente de datos —el mapa de anisotropías del CMB— para restringir simultáneamente tantos parámetros cosmológicos fundamentales es extraordinaria. Esto es posible porque la física detallada que dio lugar a esas anisotropías (principalmente oscilaciones acústicas en el plasma primordial bajo la influencia de la gravedad y la presión de radiación) depende de forma calculable de todos estos parámetros. El excelente ajuste entre las predicciones del modelo ΛCDM y las observaciones detalladas del CMB constituye una de las pruebas más contundentes del modelo del Big Bang y ha convertido al CMB en una auténtica «Piedra Rosetta» para la cosmología moderna.

7. La Forma del Espacio: Geometría Cósmica e Inflación

La cuestión de la «forma» del universo se refiere a su geometría global a gran escala. Según la Teoría de la Relatividad General de Einstein, la presencia de masa y energía curva el tejido del espacio-tiempo (⁴⁴). La geometría resultante del universo en su conjunto está determinada por su densidad total de materia y energía (Ω_total) en comparación con un valor crítico específico, la densidad crítica (ρ_c) (⁸). Esta densidad crítica depende de la tasa de expansión H(t).

Existen tres posibilidades fundamentales para la geometría espacial del universo, asumiendo homogeneidad e isotropía (el Principio Cosmológico):

1. Universo Cerrado (Ω_total > 1): Si la densidad total es mayor que la crítica, la gravedad es lo suficientemente fuerte como para curvar positivamente el espacio sobre sí mismo. El análogo bidimensional es la superficie de una esfera. En esta geometría, el universo sería finito en volumen pero no tendría bordes ni centro (un viajero que se moviera en línea recta acabaría volviendo a su punto de partida). Las líneas inicialmente paralelas acabarían convergiendo (⁸). En ausencia de energía oscura, un universo cerrado eventualmente detendría su expansión y colapsaría en un «Big Crunch».
2. Universo Abierto (Ω_total < 1): Si la densidad total es menor que la crítica, la gravedad no es suficiente para cerrar el universo, y la geometría tiene una curvatura negativa. El análogo bidimensional es la superficie de una silla de montar (hiperboloide). En este caso, el universo sería infinito en volumen y se expandiría para siempre. Las líneas inicialmente paralelas divergirían (⁸).
3. Universo Plano (Ω_total = 1): Si la densidad total es exactamente igual a la crítica, la curvatura espacial es cero. La geometría es euclidiana, como la de una hoja de papel plana en dos dimensiones. En el modelo más simple, un universo plano también sería infinito en volumen y se expandiría para siempre (aunque la tasa de expansión tendería a cero en ausencia de energía oscura). Las líneas paralelas permanecerían siempre paralelas (⁸).

La evidencia observacional actual, especialmente el análisis del tamaño angular característico de las anisotropías en el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), indica con gran precisión que nuestro universo es espacialmente plano, o muy cercano a serlo: Ω_total ≈ 1 (⁸). Los datos de Planck, por ejemplo, restringen el parámetro de curvatura Ωk a ser muy cercano a cero (ver Tabla 2). Otras pruebas cosmológicas, como las mediciones de la estructura a gran escala y las supernovas tipo Ia, son consistentes con esta conclusión (⁶).

Esta planitud observada, sin embargo, plantea un problema teórico dentro del modelo estándar del Big Bang sin inflación: el problema de la planitud. Las ecuaciones de Friedmann que describen la evolución del universo muestran que si el valor de Ω_total no es exactamente 1, diverge rápidamente de 1 a medida que el universo se expande (⁵²). Para que Ω_total esté tan increíblemente cerca de 1 hoy, después de 13.800 millones de años de expansión, su valor en los primeros instantes del universo (por ejemplo, en el tiempo de Planck, ~10⁻⁴³ segundos) tendría que haber estado ajustado a 1 con una precisión extraordinaria, del orden de una parte en 10⁶⁰ (⁵²). ¿Por qué el universo comenzó con este ajuste fino tan improbable?

La solución más aceptada a este problema es la inflación cósmica. Propuesta a principios de los años 80 por Alan Guth, Andrei Linde, Alexei Starobinsky y otros (⁵³), la inflación postula un período de expansión exponencial extremadamente rápida y breve que tuvo lugar en los primeros instantes tras el Big Bang (quizás entre 10⁻³⁶ y 10⁻³² segundos) (⁵²). Durante esta fase, el tamaño del universo aumentó en un factor enorme (al menos 10²⁶ o mucho más).

La inflación resuelve el problema de la planitud de forma natural. Independientemente de la curvatura inicial del universo, la inmensa expansión inflacionaria la «estira» hasta hacerla indistinguible de cero a escalas observables, de forma análoga a cómo la superficie de un pequeño globo parece cada vez más plana a medida que se infla a un tamaño gigantesco (⁵²). La inflación impulsa dinámicamente el valor de Ω_total hacia 1, eliminando la necesidad de un ajuste fino en las condiciones iniciales.

Además, la inflación también resuelve otro problema importante del modelo estándar del Big Bang: el problema del horizonte. Este problema se refiere a por qué regiones del universo observable que están tan separadas hoy que no podrían haber estado en contacto causal desde el Big Bang (dado el tiempo finito y la velocidad de la luz) tienen, sin embargo, la misma temperatura media (como se observa en el CMB). La inflación resuelve esto postulando que estas regiones sí estaban en contacto causal antes de que comenzara la inflación. La rápida expansión inflacionaria las separó a distancias superlumínicas aparentes, pero ya habían tenido tiempo de alcanzar el equilibrio térmico (⁵³).

Es importante señalar que la planitud medida en nuestro universo observable no implica necesariamente que el universo total sea infinito. Si el universo real es mucho más grande que la porción que podemos observar (como predice la inflación), entonces, incluso si tuviera una ligera curvatura global (positiva o negativa), la región que vemos parecería plana, de forma similar a cómo la superficie curva de la Tierra nos parece plana a escala local (¹³). Además, la geometría (propiedades locales como la curvatura) no determina unívocamente la topología (propiedades globales, como si es finito o infinito). Un universo geométricamente plano podría, en principio, tener una topología no trivial que lo hiciera finito en volumen, como un hipertoro tridimensional (análogo a un videojuego donde al salir por un lado de la pantalla, se reaparece por el opuesto) (⁵¹). Aunque la infinitud es la extrapolación más simple de un universo plano, no es la única posibilidad teórica compatible con las observaciones actuales.

8. La Expansión Acelerada y el Misterio de la Energía Oscura

A finales de la década de 1990, la cosmología experimentó otra revolución con un descubrimiento totalmente inesperado. Dos equipos internacionales de astrónomos —el Supernova Cosmology Project, liderado por Saul Perlmutter, y el High-Z Supernova Search Team, codirigido por Adam Riess y Brian Schmidt— estaban utilizando supernovas tipo Ia (SNe Ia) como candelas estándar para medir distancias a galaxias lejanas. Su objetivo era medir con precisión la tasa de desaceleración de la expansión cósmica, que se esperaba debido a la atracción gravitatoria mutua de toda la materia y energía en el universo (⁹).

Para su sorpresa, ambos equipos encontraron, de forma independiente, que las SNe Ia más distantes (con mayores corrimientos al rojo) eran sistemáticamente más débiles —y por lo tanto, más lejanas— de lo que se esperaría en un universo cuya expansión se estuviera frenando (⁹). La única explicación consistente con los datos era que la expansión del universo, en lugar de desacelerarse, se está acelerando (⁹). Este descubrimiento, que implicaba la existencia de un componente energético desconocido con propiedades antigravitatorias, les valió a Perlmutter, Riess y Schmidt el Premio Nobel de Física en 2011 (⁹).

Para explicar esta aceleración cósmica dentro del marco de la Relatividad General, se postuló la existencia de un nuevo componente que domina el balance energético del universo actual: la energía oscura (¹). La característica definitoria de la energía oscura es que debe poseer una presión negativa (⁹). En la Relatividad General, tanto la masa-energía como la presión contribuyen a la gravedad. Mientras que la presión positiva (como la de la materia o la radiación ordinarias) contribuye a la atracción gravitatoria, una presión suficientemente negativa ejerce un efecto gravitatorio repulsivo, que tiende a separar el espacio (²⁶). Si esta repulsión supera la atracción gravitatoria de la materia (ordinaria y oscura), el resultado neto es una expansión acelerada, tal como se observa.

La naturaleza física de la energía oscura sigue siendo uno de los mayores misterios de la física fundamental (²⁶). Las principales hipótesis incluyen:

• Constante Cosmológica (Λ): La explicación más simple y actualmente favorecida por los datos es que la energía oscura sea la energía intrínseca del vacío, representada por la constante cosmológica (Λ) que Einstein introdujo originalmente (y luego descartó) en sus ecuaciones (⁶). En este caso, su densidad de energía sería constante en todo el espacio y a lo largo del tiempo. Este es el componente «Λ» del modelo estándar ΛCDM. El problema teórico es que las estimaciones de la energía del vacío basadas en la física de partículas predicen un valor órdenes de magnitud mayor que el observado cosmológicamente.
• Quintaesencia: La energía oscura podría ser una forma dinámica de energía, asociada a un campo escalar (similar al campo inflatón postulado para la inflación) cuya densidad de energía y presión podrían variar lentamente en el tiempo y el espacio (²⁶). Estos modelos se caracterizan por un parámetro de ecuación de estado, w = P/ρ, que podría ser diferente de -1 (el valor para Λ) y posiblemente variable.
• Modificaciones de la Gravedad: Es posible que la aceleración cósmica no se deba a un nuevo componente energético, sino a que la propia teoría de la Relatividad General de Einstein necesite ser modificada a escalas cosmológicas (⁵⁷).

Independientemente de su naturaleza, la energía oscura tiene profundas implicaciones para el tamaño y el destino final del universo. Constituye la mayor parte de la densidad de energía total del universo actual, estimada en alrededor del 68-70% (⁸). Su dominio implica que la expansión acelerada probablemente continuará indefinidamente. Si la energía oscura es una constante cosmológica (Λ), el universo se volverá cada vez más grande, frío y vacío, con las galaxias alejándose unas de otras hasta volverse inobservables (un escenario conocido como «Big Freeze» o «Muerte Térmica»). Si la energía oscura fuera dinámica y su efecto repulsivo se fortaleciera con el tiempo (w < -1, a veces llamado «energía fantasma»), la expansión podría acelerarse tan violentamente que eventualmente desgarraría todas las estructuras ligadas, desde cúmulos de galaxias hasta átomos, en un evento cataclísmico llamado «Big Rip» (⁶).

Es importante comprender que, aunque la energía oscura domina el presupuesto energético del universo hoy, no siempre ha sido así. La densidad de la materia (tanto bariónica como oscura) disminuye a medida que el universo se expande (proporcional a a⁻³, donde a es el factor de escala), porque la misma cantidad de materia ocupa un volumen cada vez mayor (⁹). En cambio, si la energía oscura es una constante cosmológica, su densidad permanece constante. Esto significa que si retrocedemos en el tiempo (hacia a más pequeños), la densidad de materia era mucho mayor en comparación con la densidad de energía oscura (⁹). Por lo tanto, en el universo temprano y durante gran parte de su historia, la gravedad de la materia dominaba, y la expansión cósmica se estaba desacelerando. La transición de una expansión desacelerada a una acelerada ocurrió hace unos pocos miles de millones de años, cuando la densidad de energía oscura finalmente superó a la densidad de materia (⁹). La aceleración actual es, por tanto, un fenómeno relativamente reciente en la larga historia del cosmos.

9. ¿Qué Hay Más Allá? El Tamaño del Universo Total

Habiendo explorado el tamaño y las propiedades del universo observable, surge inevitablemente la pregunta: ¿qué hay del universo total? Es crucial reiterar la distinción: el universo observable, con su diámetro actual de unos 93.000 millones de años luz, es la porción del cosmos de la que hemos podido recibir información desde el Big Bang; el universo total abarca todo lo que existe, ya sea observable por nosotros o no (¹³).

La respuesta corta y honesta sobre el tamaño del universo total es que no lo sabemos. No tenemos forma de observar ni medir directamente nada que se encuentre más allá de nuestro horizonte de partículas (¹³). Cualquier afirmación sobre la extensión total del universo es, por necesidad, una extrapolación basada en nuestros modelos teóricos y las propiedades que medimos dentro de nuestro universo observable.

La principal línea de argumentación se basa en la geometría del universo:

• Si las mediciones que indican que nuestro universo observable es espacialmente plano (Ω_total = 1) son exactas y reflejan la geometría global, y si asumimos la topología más simple (euclidiana), entonces el universo total sería infinito en extensión (¹³). Esta es la conclusión más directa derivada del modelo estándar ΛCDM y de la teoría de la inflación.
• Si el universo tuviera una curvatura positiva (Ω_total > 1), incluso si es muy pequeña e indetectable dentro de nuestro horizonte observable, entonces sería finito en volumen, aunque sin bordes (como la superficie tridimensional de una hiperesfera) (⁴⁴). En este caso, el universo total podría ser inmensamente más grande que la porción que vemos (⁴⁴).
• Si tuviera una curvatura negativa (Ω_total < 1), también sería infinito (⁴⁴).

La teoría de la inflación cósmica refuerza la idea de un universo total mucho más vasto que el observable (⁵⁴). Según muchos modelos inflacionarios, la región que se infló para convertirse en nuestro universo observable es solo una diminuta fracción de un volumen mucho mayor que experimentó la inflación. En escenarios de «inflación eterna», la inflación podría continuar indefinidamente en otras regiones, generando constantemente nuevos universos «burbuja», posiblemente con diferentes propiedades físicas. Nuestro universo observable sería entonces solo una pequeña parte homogénea y plana dentro de un vasto y complejo multiverso (¹²).

Existen otras posibilidades teóricas y especulaciones:

• Topologías Finitas: Como se mencionó, un universo geométricamente plano podría ser finito si tuviera una topología no trivial (como un hipertoro o un espacio dodecaédrico de Poincaré ⁴⁵). Los cosmólogos buscan posibles señales de tales topologías, como patrones repetidos o círculos coincidentes en el mapa del CMB, pero hasta ahora no se ha encontrado evidencia concluyente, y la detección sería extremadamente difícil si el tamaño fundamental de la topología es mayor que el horizonte observable (¹³).
• Evidencia Indirecta (Especulativa): Se han investigado algunas anomalías en las observaciones cosmológicas a gran escala, como el llamado «flujo oscuro» (un movimiento coherente aparente de cúmulos de galaxias ⁶¹) o alineaciones inesperadas en las anisotropías del CMB. Algunos han especulado que podrían ser indicios de la influencia gravitatoria de estructuras masivas situadas más allá de nuestro horizonte observable (⁶⁴). Sin embargo, la significancia estadística y la interpretación de estas anomalías son objeto de intenso debate, y análisis posteriores (como los del satélite Planck para el flujo oscuro ⁶¹) a menudo no las confirman o las atribuyen a efectos sistemáticos o fluctuaciones estadísticas.

La pregunta sobre el tamaño del universo total nos lleva a los límites del método científico actual. La ciencia empírica se fundamenta en la observación y la experimentación. Por definición, el universo más allá de nuestro horizonte de partículas está causalmente desconectado de nosotros en el presente; no podemos recibir señales de él (⁶¹). Por lo tanto, cualquier afirmación sobre su tamaño o naturaleza no puede ser verificada ni falsificada directamente mediante la observación. Podemos evaluar la consistencia interna de las teorías (como la inflación) que hacen predicciones sobre el universo total, o buscar posibles efectos indirectos y sutiles dentro de nuestro horizonte, pero la cuestión última de si el universo es finito o infinito roza la frontera entre la física empírica y la metafísica o la filosofía de la ciencia. Es crucial, por tanto, distinguir claramente entre lo que sabemos con razonable certeza sobre el universo observable gracias a las mediciones, y lo que inferimos o especulamos sobre el universo total basándonos en extrapolaciones teóricas.

10. Desafíos Actuales y el Futuro de la Cosmología

A pesar del éxito notable del modelo cosmológico estándar (ΛCDM) en explicar una vasta gama de observaciones, desde el CMB hasta la distribución a gran escala de las galaxias, la cosmología moderna enfrenta desafíos significativos y preguntas abiertas que impulsan la investigación actual y futura.

La «Tensión de Hubble» (o «Crisis Cosmológica»)

Uno de los problemas más acuciantes es la discrepancia persistente y estadísticamente significativa (actualmente superando las 5 desviaciones estándar, un umbral comúnmente usado en física para declarar un descubrimiento) entre las mediciones de la constante de Hubble (H₀) realizadas en el universo local (tardío) y las inferidas del universo temprano (⁴⁷).

• Mediciones Locales: Utilizando la escalera de distancias cósmicas, principalmente calibrando supernovas tipo Ia con variables Cefeidas observadas por el Telescopio Espacial Hubble, se obtiene consistentemente un valor de H₀ alrededor de 73-74 km/s/Mpc (³⁶).
• Inferencias del Universo Temprano: Analizando las anisotropías del Fondo Cósmico de Microondas (principalmente por el satélite Planck) y asumiendo la validez del modelo ΛCDM para extrapolar desde la época de la recombinación hasta hoy, se infiere un valor de H₀ alrededor de 67-68 km/s/Mpc (⁴⁶).

Esta «tensión» (³⁶) es profundamente intrigante. Podría indicar la presencia de errores sistemáticos aún no identificados en una o ambas metodologías de medición (por ejemplo, en la calibración de las Cefeidas o las SNe Ia, o en la interpretación de los datos del CMB). Sin embargo, a medida que las mediciones se han vuelto más precisas y la discrepancia ha aumentado, crece la posibilidad de que el problema no resida en las mediciones, sino en el modelo teórico utilizado para conectarlas: el modelo ΛCDM podría ser incompleto, y se necesitaría nueva física más allá del modelo estándar para reconciliar las observaciones del universo temprano y tardío (³⁶). Las posibles soluciones que se investigan activamente incluyen la existencia de formas exóticas de materia o energía en el universo temprano (como una «energía oscura temprana» ⁴⁹, neutrinos estériles u otras partículas relativistas), interacciones desconocidas en el sector oscuro, o incluso la necesidad de modificar la teoría de la gravedad de Einstein a escalas cosmológicas.

La Naturaleza de la Energía Oscura y la Materia Oscura

Aunque ΛCDM postula su existencia y mide sus cantidades globales con precisión, la naturaleza física fundamental de la energía oscura y la materia oscura sigue siendo desconocida. Juntas, constituyen aproximadamente el 95% del contenido de energía del universo (³⁷), pero no encajan en el Modelo Estándar de la física de partículas.

• Energía Oscura: ¿Es realmente una constante cosmológica (Λ), inmutable en el tiempo y el espacio, o es un campo dinámico (quintaesencia) cuya influencia podría cambiar? (²⁶). Medir con mayor precisión la historia de la expansión del universo, especialmente la evolución del parámetro de ecuación de estado w, es crucial para distinguir entre estos escenarios (²⁵).
• Materia Oscura: Aunque su presencia gravitatoria está bien establecida a través de las curvas de rotación de galaxias (³⁷), las lentes gravitacionales, la formación de estructuras y el CMB, la partícula (o partículas) que la componen sigue eludiendo la detección directa e indirecta (³⁷). La búsqueda de WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), axiones u otros candidatos es un área de intensa actividad experimental.

Investigaciones Futuras y Observatorios

Para abordar estos desafíos, se está llevando a cabo una nueva generación de experimentos y observatorios cosmológicos:

• Cartografiados de Galaxias a Gran Escala: Proyectos como DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument ⁴⁷), la misión espacial Euclid de la ESA (⁶), y el Observatorio Vera C. Rubin (⁶) mapearán las posiciones y medirán los corrimientos al rojo de cientos de millones o miles de millones de galaxias. Utilizarán técnicas como las Oscilaciones Acústicas Bariónicas (BAO) y las lentes gravitacionales débiles para trazar la historia de la expansión cósmica y el crecimiento de la estructura a gran escala con una precisión sin precedentes, lo que permitirá poner a prueba la naturaleza de la energía oscura y la gravedad.
• Supernovas: Se seguirán buscando y analizando grandes muestras de SNe Ia a diferentes distancias para refinar la medición de H₀ local y estudiar si las propiedades de las supernovas podrían haber evolucionado con el tiempo cósmico, lo que afectaría su uso como candelas estándar (²⁵).
• Observaciones del CMB: Experimentos de próxima generación desde tierra (como CMB-S4 ⁶⁶ y el Simons Observatory) y posiblemente futuras misiones espaciales medirán la polarización del CMB con una sensibilidad exquisita. Buscarán los esquivos «modos B» primordiales, una señal predicha por la inflación generada por ondas gravitacionales primordiales. También medirán anisotropías secundarias (generadas por la interacción del CMB con estructuras posteriores) para obtener más información sobre la materia oscura, la energía oscura y la masa de los neutrinos.
• Ondas Gravitacionales: La detección de ondas gravitacionales procedentes de la fusión de estrellas de neutrones o agujeros negros (eventos conocidos como «sirenas estándar»), especialmente si se puede identificar una contrapartida electromagnética para medir su redshift, ofrece una forma completamente independiente de medir la constante de Hubble H₀ (¹⁴).

La cosmología actual se encuentra en un estado de efervescencia, impulsada precisamente por las tensiones entre diferentes observaciones y las grandes incógnitas sobre los componentes dominantes del universo. Estos desafíos no son signos de fracaso, sino oportunidades para descubrimientos fundamentales. Es a través de la investigación de estas «grietas» en el modelo actual que la ciencia avanza hacia una comprensión más profunda de la realidad.

11. Conclusión: Un Universo Vasto y en Constante Descubrimiento

La investigación sobre el tamaño del universo nos ha llevado desde las primeras concepciones de un cosmos centrado en la Tierra hasta la comprensión actual de un universo vasto, en expansión y dominado por componentes misteriosos. El universo observable, la porción accesible a nuestras mediciones, tiene un diámetro estimado actual de unos 93.000 millones de años luz. Esta cifra no representa un límite físico del cosmos, sino nuestro horizonte causal, y su enorme valor, que supera con creces la distancia que la luz podría recorrer en la edad del universo si este fuera estático, es una consecuencia directa de la expansión del espacio-tiempo desde el Big Bang, un concepto que se cuantifica mediante la distancia comóvil (⁴).

Nuestra comprensión de esta escala se apoya en pilares observacionales y teóricos robustos. La escalera de distancias cósmicas, que utiliza métodos como la paralaje, las variables Cefeidas y, crucialmente, las supernovas tipo Ia, nos permite medir distancias cada vez mayores (¹⁴). La Ley de Hubble-Lemaître, basada en la observación del corrimiento al rojo de galaxias distantes, confirmó la expansión del universo y proporciona una herramienta para estimar distancias a escala cosmológica (²⁸). El Fondo Cósmico de Microondas (CMB), el eco del Big Bang, nos revela un universo geométricamente plano y nos permite determinar con precisión su edad, composición (dominada por materia oscura y energía oscura dentro del modelo ΛCDM) y tasa de expansión temprana (⁸). La teoría de la inflación cósmica ofrece una explicación elegante para la planitud y homogeneidad observadas, resolviendo problemas de ajuste fino del modelo estándar del Big Bang (⁵²).

Sin embargo, a pesar de estos logros impresionantes, nuestra imagen del universo está lejos de ser completa. Persisten profundas incógnitas que definen las fronteras de la investigación cosmológica actual. La naturaleza fundamental de la energía oscura, responsable de la expansión acelerada del universo, y de la materia oscura, que domina gravitacionalmente las estructuras cósmicas, sigue siendo un misterio (¹). La Tensión de Hubble, la discrepancia entre las mediciones locales y tempranas de la tasa de expansión, desafía el modelo ΛCDM y podría apuntar a nueva física (³⁶). Y la pregunta sobre la extensión y topología del universo total, más allá de nuestro horizonte observable, permanece en el ámbito de la extrapolación teórica y la especulación (¹³).

La cosmología es, por tanto, un campo científico vibrante y en constante evolución. Lejos de haber alcanzado un conocimiento definitivo, nos encontramos en una era de descubrimientos impulsada por la tensión entre teoría y observación. Los observatorios de próxima generación (²⁵) y los continuos desarrollos teóricos prometen arrojar nueva luz sobre estos misterios en las próximas décadas, refinando, y posiblemente revolucionando, nuestra comprensión del tamaño, la historia y el destino final del inmenso y fascinante universo en el que habitamos (¹). La búsqueda por medir y comprender el cosmos continúa siendo una de las aventuras intelectuales más grandes de la humanidad.

Obras citadas

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59. El mayor mapa 3D del universo jamás creado – Agencia SINC, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://www.agenciasinc.es/Noticias/El-mayor-mapa-3D-del-universo-jamas-creado
60. Energía Oscura: El Gran Misterio del Cosmos – YouTube, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://www.youtube.com/watch?v=bKR9zcBy-1U
61. Más allá del universo (observable) – Astrobitácora, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://www.astrobitacora.com/mas-alla-del-universo-observable/
62. ¿Cuál es el tamaño estimado del universo más allá del universo observable? – Reddit, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://www.reddit.com/r/cosmology/comments/1dd9k59/what_is_estimated_size_of_universe_beyond/?tl=es-es
63. Cosmología – Wikipedia, la enciclopedia libre, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://es.wikipedia.org/wiki/Cosmolog%C3%ADa
64. ¿Qué hay más allá de los límites del Universo? – YouTube, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://m.youtube.com/watch?v=6U8BBhW6a1c
65. astrobitos.org, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://astrobitos.org/2024/07/18/midiendo-la-expansion-del-universo-con-una-supernova-tipo-ia-multiplicada-por-lentes-gravitacionales/#:~:text=La%20Tensi%C3%B3n%20de%20Hubble%2C%20o%20la%20%E2%80%9Ccrisis%20en%20cosmolog%C3%ADa%E2%80%9D&text=Las%20mediciones%20del%20universo%20local,74%20km%2Fs%2FMpc.
66. ciencia – CMB-S4, fecha de acceso: abril 11, 2025, https://cmb-s4.org/es/ciencia/
67. Desplazamientos al Rojo y Distancias – Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), fecha de acceso: abril 11, 2025, https://www.desi.lbl.gov/es/redshifts-and-distance-spanish/