Cuando hablamos del fin del cosmos, una idea aparece una y otra vez: el Big Crunch o Gran Colapso. Según esta propuesta, el universo que hoy se expande acabaría frenando, invirtiendo su marcha y contrayéndose hasta alcanzar un estado extremo. No es una fantasía cualquiera, sino una posibilidad cosmológica que se estudia desde hace décadas, apoyada en las mismas herramientas que usamos para describir el Big Bang.
En los últimos años, esta hipótesis ha vivido un pequeño revival: algunos trabajos han sugerido que la expansión podría no ser eterna y que, bajo ciertas condiciones sobre la energía oscura, el ritmo cósmico daría la vuelta. Hay incluso modelos que aventuran ventanas temporales concretas para el inicio de la contracción, lo que ha reabierto el debate y ha llevado a muchos a preguntarse si el final del universo vendrá por un colapso y no por un enfriamiento sin fin.
Qué es el Big Crunch: del Big Bang al Gran Colapso
El Big Crunch, también llamado Gran Implosión o Gran Colapso, plantea un destino opuesto al Big Bang: si el universo emergió de un estado denso y caliente y comenzó a expandirse, podría llegar un momento en que la expansión se detenga, la gravedad venza y todo el contenido del cosmos comience a acercarse de nuevo, comprimiéndose hasta un estado extremo, quizá una singularidad espacio-temporal.
Esta visión es la cara simétrica de la propuesta del Big Bang: el universo se expande, se frena, invierte su signo y colapsa. En ese escenario, los objetos distantes experimentarían un marcado corrimiento al azul al acercarse; en algunas fuentes divulgativas antiguas este efecto aparece mencionado con nombres poco estándar como “efecto Tudón”, pero lo relevante es el desplazamiento hacia frecuencias más energéticas a medida que la contracción avanza.
La base teórica: relatividad general, Friedmann, Lemaître y compañía
La posibilidad de prever el destino cósmico nace con la relatividad general de Einstein (1915). Sus ecuaciones, aplicadas al universo en su conjunto, permiten múltiples soluciones. En la década de 1920, Alexander Friedmann y Georges Lemaître mostraron soluciones en expansión, y poco después Edwin Hubble constató observacionalmente (a partir de Cefeidas en galaxias lejanas) que el universo, en efecto, se expande, ampliando la visión del universo observable.
Einstein introdujo una constante cosmológica con la idea de sostener un universo estático; tras el hallazgo de Hubble, se arrepintió de ese ajuste. Décadas después, con las supernovas lejanas de 1998, las observaciones se interpretaron como una expansión que no solo continúa sino que se acelera, lo que reintrodujo la constante cosmológica (o algo equivalente) como energía oscura: un ingrediente con presión negativa que domina el presupuesto energético.
Una forma práctica de organizar los posibles destinos es el parámetro Ω (Omega), que compara la densidad media del universo con la densidad crítica: si Ω es mayor, menor o igual que 1, el universo resulta cerrado, abierto o plano respectivamente, con consecuencias geométricas globales distintas (triángulos que suman más de 180 grados en el cerrado, menos de 180 en el abierto, exactamente 180 en el plano; paralelas que acaban encontrándose, que divergen o que permanecen equidistantes).
- Universo cerrado (Ω>1): con poca o nula energía oscura, la gravedad puede frenar la expansión y provocar una contracción total, abriendo la puerta al Big Crunch. Si la energía oscura domina, sin embargo, podría imponerse una expansión continuada a pesar de la geometría cerrada.
- Universo abierto (Ω<1): incluso sin energía oscura, se expande para siempre; con energía oscura, la expansión no solo continúa sino que se acelera, inclinando la balanza hacia finales como el Big Freeze o el Big Rip.
- Universo plano (Ω=1): sin energía oscura, la expansión sería eterna pero desacelerada, acercándose asintóticamente a un ritmo nulo; con energía oscura, el universo acelera y se encamina a un final por enfriamiento o disgregación.
El consenso actual entre muchos cosmólogos es que el destino final depende de la forma global del espacio y, sobre todo, del comportamiento de la energía oscura. Aunque hay modelos minoritarios (por ejemplo, propuestas de 2005 sobre un destino fermión‑bosón con condensados de Bose‑Einstein a gran escala) que exploran escenarios alternativos, la clave sigue pasando por medir con precisión densidades, tasas de expansión y su evolución.
¿Cuándo podría suceder una contracción? Fechas y escenarios propuestos
En la divulgación reciente han aparecido dos líneas llamativas. Por un lado, hubo eco de investigadores de Princeton publicando en PNAS que hablaban de señales consistentes con una posible contracción acelerada futura, lo que haría el Big Crunch más cercano de lo esperado. Estos resultados se interpretaron como un giro de guion respecto a la energía oscura constante.
Por otro, un estudio internacional liderado por la Universidad de Cornell junto con el Centro Internacional de Física de Donostia y la Universidad Jiao Tong de Shanghái, difundido en arXiv, explora un modelo en el que la energía oscura no sería fija sino dinámica. En esa hipótesis, la expansión se frenaría y revertiría dentro de unos 7.000 millones de años, y el colapso total llegaría aproximadamente 13.000 millones de años después, completando un ciclo Big Bang–Big Crunch de unos 33.000 millones.
Otras estimaciones divulgadas plantean una contracción en horizontes de unos 20.000 millones de años. A escala humana suena a ciencia ficción, pero a escala cósmica es relativamente “pronto” si recordamos que el universo tiene alrededor de 13.800 millones de años. En cualquiera de los casos, se trata de modelos que compiten con el escenario aún dominante de expansión eterna y que dependen de cómo evolucione la energía oscura.
¿Choca el Big Crunch con la segunda ley de la termodinámica?
Una duda frecuente es si un colapso hacia una singularidad “viola” la segunda ley, ya que la entropía de un sistema aislado no debería disminuir. La respuesta corta es que el Big Crunch no implica necesariamente una entropía menor: la gravitación abre nuevos grados de libertad (formación de estructuras, colapso, agujeros negros) y, de hecho, los agujeros negros son objetos con entropía enorme. La entropía total puede seguir creciendo incluso en una fase de contracción.
En términos observables, una contracción global implicaría que la radiación de galaxias distantes se desplaza al azul, elevando su energía aparente, mientras la densidad media del universo aumenta. Es decir, no es que el cosmos “ordene” su contenido reduciendo entropía; más bien, el proceso de contracción gravitatoria genera estados con mayor desorden gravitacional, compatible con la segunda ley. Este punto es finamente técnico, pero desmonta la idea de que el Big Crunch sea “absurdo” por razones termodinámicas.
El rebote: del Big Crunch al Big Bounce
Algunos marcos teóricos, como la Gravedad Cuántica de Lazos impulsada por Abhay Ashtekar, sugieren la posibilidad de un Big Bounce: cuando la densidad alcanza valores extremos, efectos cuánticos de la geometría impedirían la singularidad y provocarían un rebote, iniciando una nueva expansión. En este cuadro, el universo alterna fases de dilatación y contracción en una secuencia potencialmente interminable.
La versión clásica del universo oscilante choca, sin embargo, con la segunda ley: oscilación tras oscilación, la entropía aumenta, lo que complica volver a un estado “igual” al anterior. Algunas ideas modernas, como los modelos cíclicos de branas, han intentado esquivar ese problema permitiendo que la expansión diluya la entropía acumulada antes de un nuevo ciclo. Son propuestas sugerentes pero aún especulativas.
También existen planteamientos más exóticos, como el modelo cosmológico multinivel, que imagina infinitos niveles de universos con comienzos y finales propios, mientras el conjunto global tendría existencia infinita. A día de hoy, son escenarios teóricos sin apoyo observacional directo.
Otros finales sobre la mesa: Big Freeze, Big Rip, falso vacío…
Si la energía oscura se mantiene y la geometría es plana u abierta, el destino más popular es el Big Freeze o muerte térmica: la expansión continúa para siempre, las estrellas se apagan en escalas de alrededor de un billón de años, las galaxias acabam dominadas por agujeros negros que, con tiempos inimaginablemente largos, se evaporan por radiación de Hawking.
En algunas teorías de gran unificación, los protones decaerían, transformando el gas interestelar en pares de electrones y positrones que eventualmente se aniquilan en fotones y leptones. El universo acabaría como una sopa radiativa cada vez más fría y diluida, con la energía desplazándose progresivamente al rojo por la expansión.
Llevando la aceleración al extremo, aparece el Big Rip: la energía oscura vencería no solo a la gravedad, sino también a las fuerzas electromagnéticas y a los enlaces nucleares débiles, desgarrando galaxias, estrellas, planetas y, por último, la materia misma.
Otro desenlace especulativo es la metaestabilidad del vacío: si nuestro vacío cuántico fuera falso (no el estado de energía más bajo), podría nuclearese una burbuja de vacío “más verdadero” que avanzaría reescribiendo las constantes físicas y la propia estructura de la materia. Sería un fin silencioso pero devastador para las leyes de la física tal y como las conocemos.
En horizontes absurdamente largos, algunos autores, como Sean Carroll y Jennifer Chen, han discutido la pequeña posibilidad de que las fluctuaciones cuánticas produzcan nuevos Big Bang dentro de un mar térmico, con tiempos escalofriantes del orden de 10101056 años. También entra en juego el teorema de Poincaré y las fluctuaciones térmicas para imaginar “recurrencias” de orden cosmológico.
Cómo se decide: pesar el universo
La elección entre estos finales se aborda midiendo la contribución relativa de materia, radiación, materia oscura y energía oscura a la densidad crítica, y comprobando los escenarios contra datos de supernovas tipo Ia, cúmulos de galaxias y las anisotropías del fondo cósmico de microondas. En términos gruesos, hoy muchos datos son compatibles con un universo plano y dominado por energía oscura, lo que empuja la balanza hacia el Big Freeze, sin descartar matices sobre la dinámica de esa energía oscura.
El lugar de la religión, la cultura y la ciencia ficción
Prácticamente todas las grandes religiones sostienen relatos sobre el fin del mundo; el estudio teológico de estas visiones se conoce como escatología. A menudo, esos relatos se han reinterpretado a la luz de los avances científicos, evitando lecturas literales de expresiones como “las estrellas caerán del cielo”, que reflejan comprensiones antiguas del firmamento.
La cultura popular ha hecho del final del universo un terreno fértil. En literatura, destacan el relato de Isaac Asimov, La última pregunta (muerte térmica y renacimiento computacional), la novela Tau Zero de Poul Anderson (universo cíclico con Big Crunch seguido de un nuevo Big Bang), el poema narrativo A Long Time Dying de Geoffrey A. Landis, o The Big Chill de Alan Moore, donde un superhéroe presencia el enfriamiento cósmico. También hay incursiones como El Mundo al final del tiempo de Frederik Pohl.
El humor y la sátira han hecho lo propio: el restaurante Milliways, El restaurante al final del universo de Douglas Adams permite contemplar el final como espectáculo; Woody Allen incluyó en Annie Hall la broma del niño preocupado por la expansión del universo.
En televisión y cine, hay de todo: Red Dwarf especula con un tiempo que “va hacia atrás” en un cosmos que se encamina al Big Crunch; Lexx imagina una contracción provocada por una legión de brazos mecánicos; Star Trek: Espacio profundo nueve aborda el tema en “Chrysalis”; Plan 9 del espacio exterior usa la amenaza de destruir el universo; Doctor Who presenta una esfera “nave de vacío” capaz de sobrevivir a un ciclo cíclico.
El anime también se asoma: Eureka 7 postula un límite de “densidad biológica” que desencadena una singularidad; Futurama viaja a un futuro de Big Rip seguido de un nuevo Big Bang casi idéntico; El asombroso mundo de Gumball juega con el vacío entre universos.
En videojuegos y cómics, aparecen referencias como la IA Durandal en la saga Marathon, obsesionada con escapar del fin; el Multiverso de Marvel con el cristal M’Kraan como eje; Magic: El Encuentro organiza su narrativa en planos dentro de un multiverso; Las Tortugas Ninja y Farscape exploran cruces entre dimensiones; JoJo’s Bizarre Adventure (Stone Ocean) introduce un poder que acelera el tiempo hasta crear un nuevo universo; y el fan‑cómic Dragon Ball Multiverse monta torneos entre universos paralelos.
Incluso la divulgación audiovisual reciente ha reavivado el interés. El 20 de marzo de 2019, el creador melodysheep publicó “TIMELAPSE OF THE FUTURE: A Journey to the End of Time”, un vídeo de 29 minutos que recorre posibles futuros cósmicos, acumulando decenas de millones de visualizaciones y una enorme cifra de “me gusta”.
Modelos clásicos descartados y renovadas posibilidades
Durante el siglo XX, algunos modelos consideraban un universo cerrado y finito que, tras expandirse, se contraería hasta una implosión catastrófica (la Gran Implosión). Hoy, gran parte de esos modelos han sido abandonados, porque las observaciones apuntan a una expansión acelerada que sugiere un Big Freeze más que un Big Crunch.
Aun así, nuevas interpretaciones sobre la materia oscura y, sobre todo, propuestas en las que la energía oscura es dinámica y podría diluirse o cambiar de signo, han devuelto a la palestra la posibilidad de un universo oscilante o de una reversión futura. De ahí el interés en modelos que sitúan el inicio de la contracción dentro de varios miles de millones de años.
Una metáfora que trasciende la física
Más allá de la ciencia, el Big Crunch se usa como metáfora de cierre y renacimiento. No es raro encontrar empresas o proyectos que, inspirándose en esta idea, hablen de parar, contraerse y volver a nacer con una nueva identidad, como sucede en relatos de “filosofías” corporativas que se presentan como un “Gran Colapso” propio para arrancar un nuevo universo de oportunidades. Es un guiño cultural que demuestra hasta qué punto el destino del cosmos cala en nuestra imaginación.
¿Qué veríamos en un universo que se frena y colapsa?
Si finalmente el Big Crunch fuese nuestro destino, al principio notaríamos que la aceleración de la expansión se atenúa: la energía oscura pierde fuelle, la gravedad retoma el mando, y los desplazamientos al rojo cosmológicos se vuelven menos intensos. Tras el punto de máximo tamaño, la expansión se invierte y los corrimientos al azul ganarían protagonismo.
Con el tiempo, cúmulos y supercúmulos se reagruparían, colisionarían galaxias en cascada, las temperaturas medias subirían y el universo se tornaría más denso y caliente. En la última etapa, la física cuántica de la gravedad debería entrar en juego para describir qué sucede exactamente cerca de la supuesta singularidad.
En este panorama, algunos autores han especulado con que, tras el colapso, un nuevo Big Bang podría encender otra expansión. Otros sitúan el punto final en una singularidad que no da paso a nada más. La diferencia entre ambas imágenes depende de física más allá de los modelos actuales, por lo que sigue siendo un terreno abierto a la investigación.
Hoy por hoy, las mejores medidas “pesando” el universo favorecen la expansión indefinida y un desenlace por muerte térmica. Pero el interés de la comunidad por parámetros como Ω, por la naturaleza de la energía oscura y por las posibles transiciones del vacío es enorme, porque de ellos depende que el gran final sea un congelador eterno, un desgarrón, un colapso o un rebote.
