También podría decirse que el universo tiene una velocidad de escape. Los grupos galácticos se atraen gravitacionalmente, pero, como resultado de la fuerza de la explosión
big bang,
se separan contra la atracción de la gravedad. Esto significa que podemos contar con que el impulso de la gravitación poco a poco disminuirá la expansión y posiblemente, por la fuerza de sus propias atracciones de gravitación, comenzarán a acercarse mutuamente y nos convertiremos en un universo en contracción. Sin embargo, mientras los grupos galácticos se alejan uno de otro, disminuye el impulso gravitacional de cada uno de ellos respecto a sus vecinos. Si la expansión es suficientemente rápida, el impulso disminuye en tal proporción que nunca se conseguirá detener la expansión. El promedio mínimo de expansión que se requiere para impedir el alto, es la velocidad de escape para el universo.
Si los grupos galácticos se separan uno de otro a una velocidad superior a la de escape, continuarán separándose para siempre, y el universo se dilatará perpetuamente hasta llegar a la muerte. Será un «universo abierto» del tipo al que nos referíamos al principio del capítulo. No obstante, si los grupos galácticos se separan a una velocidad inferior a la de escape, la expansión gradualmente llegará a detenerse. Se iniciará entonces una contracción, y el universo reformará el «huevo cósmico», que explotará en un nuevo
big bang.
Será un «universo cerrado» (conocido algunas veces también como «universo oscilante».)
Por tanto, la cuestión es si el universo está o no dilatándose a un promedio superior a la velocidad de escape. Si conociéramos el promedio de expansión también el valor de la velocidad de escape, tendríamos la respuesta.
La velocidad de escape depende de la atracción gravitacional que los grupos galácticos ejercen uno sobre otro, y esto depende, a su vez, de la masa de grupos individuales galácticos y de la distancia que mantienen entre ellos. Naturalmente, los grupos galácticos se presentan en diferentes tamaños y algunos grupos cercanos están mucho más apartados que otros. Por tanto, lo que podemos hacer es imaginar toda la materia de todos los grupos galácticos esparcida igualmente por el universo. Podríamos determinar entonces la densidad media de la materia en el universo. Cuanto más elevada sea la densidad media de la materia, tanto mayor será la velocidad de escape, y mayor la posibilidad de que los grupos galácticos no se están separando uno de otro con la velocidad suficiente para escapar y de que antes o después la expansión se detendrá y se convertirá en contracción.
Por lo que sabemos hasta el momento, podemos suponer que si la densidad media del universo fuese tal que un volumen igual a una sala de estar espaciosa retuviera suficiente materia para llegar al equivalente de 400 átomos de hidrógeno, esto representaría una densidad suficientemente elevada para conservar el universo cerrado bajo la proporción actual de expansión.
Sin embargo, por lo que sabemos hasta ahora, el promedio actual de densidad del universo sólo alcanza una centésima de esa cantidad. Basándose en cierta evidencia directa, incluyendo la cantidad de deuterio (una variedad pesada del hidrógeno) presente en el universo, la mayoría de los astrónomos están seguros de que la densidad media
no puede
ser mucho más alta que la mencionada. Y si es así, el impulso gravitacional entre grupos galácticos es demasiado pequeño para poder detener la expansión del universo. Por consiguiente, el universo está abierto y la expansión continuará hasta la muerte final por el calor.
Pero no estamos absolutamente seguros de la densidad media del universo. La densidad es igual a la masa por el volumen, y aunque conocemos razonablemente bien el volumen de una determinada porción del universo, no estamos seguros de la masa de esa porción.
Disponemos de medios para calcular las masas de las galaxias por sí mismas, pero no podemos calcular con la misma seguridad la delgada masa dispersa de estrellas, polvo y gas que a lo lejos circunda las galaxias y la que está entre ellas. Es posible que estemos subestimando grandemente la masa de este material no galáctico.
En 1977, los astrónomos de Harvard que estudiaban los rayos del espacio, informaron que habían hallado indicios de que algunos grupos galácticos estaban rodeados por halos de estrellas y polvo que poseían de cinco a diez veces la masa de las propias galaxias. Esos halos, si eran corrientes, representarían una suma sustancial a la masa del universo y dejarían como bastante insegura la posibilidad de un universo abierto.
Las propias galaxias nos proporcionan un indicio para considerar en serio la posibilidad de una masa mucho más elevada en el universo.
En muchos casos, cuando la masa de los grupos galácticos se calcula sobre la base de las masas de las galaxias componentes, resulta que existe una interacción gravitacional general insuficientemente elevada para mantener unido el grupo. Las galaxias individuales deberían separarse y dispersarse, pues se mueven a unas velocidades superiores a la velocidad de escape aparente en el grupo. Y, sin embargo, esos grupos galácticos parecen unidos gravitacionalmente. La conclusión natural es que los astrónomos están subestimando la masa total de los grupos; de que existe masa además de la propia de las galaxias con la que no cuenta.
En resumen, aunque el peso de la evidencia continúe hablando en favor de un universo abierto, de algún modo disminuyen las posibilidades. Y se acentúa la posibilidad de que hay suficiente masa en el universo para convertirlo en cerrado y oscilante, mientras, pequeño todavía, está creciendo
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Sin embargo, ¿tiene sentido un universo en contracción? Acercaría cada vez más las galaxias y al final reformaría la baja entropía del «huevo cósmico». ¿No significa esto que un universo contrayéndose desafía la segunda ley de la termodinámica? En efecto, la contradice, pero hemos de considerar esto necesariamente como un desafío.
La segunda ley de la termodinámica es, según ya he expuesto con anterioridad, simplemente una generalización de una experiencia común. Al estudiar el universo en toda clase de condiciones, observamos que la segunda ley nunca parece quebrantarse, y de eso deducimos que no puede transgredirse.
Esta conclusión puede ir demasiado lejos. Después de todo, sin importar las condiciones del experimento y los lugares que observamos, hay algo que no podemos modificar. Todas las observaciones que hacemos, ya sean de la propia Tierra o de la galaxia más lejana que podamos descubrir, y todas las condiciones de experimentación que podamos imaginar, todas, sin excepción, tienen lugar en un universo en expansión. Por tanto, la aseveración más general que podemos hacer es que la segunda ley de la termodinámica nunca puede quebrantarse en un universo en expansión.
Basándonos en nuestras observaciones y experimentos, no podemos decir absolutamente nada respecto a la relación entre la entropía y un universo en contracción. Tenemos entera libertad para suponer que, al mismo tiempo que la expansión del universo disminuye, el impulso para incrementar la entropía se hace menos apremiante; y que al mismo tiempo que comienza la compresión del universo, el impulso para disminuir la entropía comienza a hacerse perentorio.
Por consiguiente, podríamos suponer que, en un universo cerrado, la entropía se incrementaría normalmente, pero durante el período de expansión, y es muy probable que, antes de que se llegara al período de la muerte por el calor, habría un cambio inverso y la entropía disminuiría durante el período de contracción. El universo, como un reloj cuidadosamente atendido, remontaría la cuerda antes de que se le terminara totalmente, y de esta manera, juzgando por lo que nosotros sabemos, podría seguir por tiempo indefinido. En este caso, ya que el universo continúa cíclicamente, para siempre, sin producirse la muerte por el calor, ¿podemos estar seguros de que la vida continuará también eternamente? ¿No podrían existir algunos períodos durante el ciclo en los cuales no fuese posible la vida?
Por ejemplo, parece inevitable que la explosión del «huevo cósmico» es, probablemente, una condición opuesta a la vida. Todo el universo (que consiste únicamente en el «huevo cósmico») está, en el momento de la explosión, a una temperatura de muchos billones de grados y no será hasta haber transcurrido algún tiempo después de la explosión que las temperaturas se habrán enfriado suficientemente para que se forme la masa y se convierta en galaxias, para que se formen los sistemas planetarios y para que la vida se desenvuelva en los planetas apropiados.
Es posible que tengan que transcurrir mil millones de años aproximadamente después del
big bang
antes de que puedan existir en el universo las galaxias, las estrellas, los planetas y la vida. Suponiendo que la contracción repitiera la historia del universo al revés, deberíamos suponer que durante mil millones de años antes de la formación del «huevo cósmico», serían imposibles la vida, los planetas, las estrellas y las galaxias. Por tanto, queda en cada ciclo un período de dos mil millones de años centrados alrededor del «huevo cósmico», durante el cual la vida es imposible. En cada ciclo después de este período, puede formarse nueva vida, pero no mantendrá ninguna conexión con la vida del ciclo anterior y terminará antes del siguiente «huevo cósmico» y no guardará ninguna conexión con la vida del ciclo posterior.
Reflexionemos: En el universo no puede haber mucho menos de un billón de estrellas. Todas están vertiendo energía en el universo incesantemente, y así lo han estado haciendo durante quince mil millones de años. ¿Por qué toda esta energía no ha servido para calentar los cuerpos fríos del universo, tales como planetas semejantes a nuestra Tierra, hasta llegar a un calor abrasador que haría imposible la vida?
Hay dos razones para que esto no suceda. En primer lugar, todos los grupos galácticos se están separando en un universo en expansión. Esto significa que la luz que llega a alguno de los grupos galácticos desde todos los demás, sufre desplazamientos hacia el rojo en diferentes grados. Puesto que cuanto mayor es la longitud de onda, tanto menor es el contenido de energía de la luz, el desplazamiento hacia el rojo significa una disminución de energía. Por tanto, la radiación emitida por todas las galaxias es menos energética de lo que se podría suponer.
En segundo lugar, el espacio disponible dentro del universo aumenta rápidamente al dilatarse. De hecho, el espacio está haciéndose más voluminoso con una rapidez superior a la necesaria para que pueda llenarlo la energía que se está vertiendo dentro de él. Por consiguiente, en lugar de calentarse, el universo ha estado constantemente bajando su temperatura desde el
big bang
y ahora se halla a una temperatura general únicamente de unos 3° por encima del cero absoluto.
Naturalmente, la situación se invertiría por completo en un universo en contracción. Todos los grupos galácticos se acercarían y eso significaría que la luz que llegara a cualquier grupo galáctico procedente de todos los demás sufriría desplazamientos al violeta de diversos grados y sería mucho más energético de lo que es ahora. El espacio disponible dentro del universo disminuiría también rápidamente, de modo que la radiación lo llenaría mucho más pronto de lo que podría esperarse. Por tanto, un universo en contracción aumentaría su calor constantemente y, según ya he dicho, mil millones de años con anterioridad a la formación del huevo cósmico sería demasiado caliente para que pudiera existir en él algo semejante a la vida.
¿Cuánto tiempo transcurrirá antes del próximo «huevo cósmico»?
Esto es imposible de predecir. Depende, según se ha dicho, de la masa total del universo. Supongamos que la masa es suficientemente grande para garantizar un universo cerrado. Cuanto mayor sea la masa más allá del mínimo requerido, tanto más fuerte será el campo gravitacional general del universo y tanto más rápidamente la presente expansión se detendrá y se contraerá para formar otro «huevo cósmico».
Sin embargo, dado que es tan pequeña la cifra presente para la masa total, es probable que si puede elevarse lo suficiente para asegurar un Universo cerrado, seguramente podrá aumentar
apenas
justo lo suficiente. Esto significa que la proporción de expansión disminuirá tan sólo con el tiempo de forma muy gradual y cuando ya casi se haya detenido, los últimos sedimentos desaparecerán con gran lentitud bajo el impulso del campo gravitacional que será apenas lo bastante grande para hacer el trabajo, y el Universo comenzará entonces a contraerse con una prolongada lentitud.
Estamos viviendo ahora un período relativamente corto de expansión rápida y algún día se producirá un período un tanto breve de contracción rápida, cada uno de ellos con una duración de sólo unas pocas docenas de miles de millones de años. Entre ambos períodos existirá un largo período con un Universo virtualmente estático.
Podríamos suponer, como mera conjetura, que el Universo se detendrá a medio camino de la muerte por el calor, digamos después de medio billón de años, y que entonces seguirá otro período igual antes del siguiente «huevo cósmico». En ese caso, la especie humana puede escoger entre esperar un billón de años la muerte por el calor, si el Universo está abierto, o un billón de años para el siguiente «huevo cósmico», si el Universo está cerrado.
Ambas catástrofes parecen definitivas, pero de las dos, la del «huevo cósmico» es la más altisonante, más violenta, más al estilo Apocalipsis-Ragnarok y la que es más difícil de evitar. La especie humana seguramente preferiría la primera, pero sospecho que la que conseguirá, siempre suponiendo que viva lo suficiente para conseguir alguna de las dos, es la última
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Al examinar la alternativa de las catástrofes de muerte por el calor o la del «huevo cósmico», hemos estado considerando el Universo como un todo y lo hemos tratado como si fuese una especie de mar de una materia delgada, más o menos lisa, cuyo conjunto está aumentando su entropía y dilatándose hacia una muerte por el calor, o, por el contrario, estaba perdiendo entropía y contrayéndose derivando hacia un «huevo cósmico». Hemos supuesto que todas sus partes sufrían idéntico destino del mismo modo y al mismo tiempo.
Sin embargo, el hecho es que el Universo no es absolutamente liso a menos que se observe desde una enorme distancia y de un modo general. Visto de cerca y en detalle resulta en verdad muy protuberante.