Año 24 Número 92 – marzo 2026

Un viaje a los confines del Universo: develando la naturaleza del espacio-tiempo

Por Iara Pintos

El cielo nocturno siempre estuvo lleno de misterios. Uno de los tantos fue su oscuridad. ¿Por qué, si el Universo es infinito y hay estrellas en todos lados, el cielo nocturno no brilla? Esta pregunta se conoce como la Paradoja de Olbers y data de 1826. El propio Heinrich Olbers intentó resolverla considerando que las estrellas están escondidas detrás de materia interestelar, aunque esta solución tampoco es útil pues, de ser así, este material estaría calentándose y, luego de un tiempo, empezaría a emitir luz, iluminando al cielo nocturno. Sin embargo, la solución a la paradoja reside en que el Universo no es infinito en tiempo: hay estrellas muy lejanas invisibles a nosotros, porque la luz todavía no tuvo tiempo de llegar hasta la Tierra. Esta solución, que parece muy simple, en realidad pudo ser demostrada varios años después, ya que se necesitó de un avance científico sin precedentes. Ese salto conceptual llegó a principios del siglo XX de la mano de Albert Einstein. Su teoría de la Relatividad General (de la que hablaremos más adelante) fue fundamental para entender aún más la naturaleza de la gravedad. Esta teoría no se podría haber completado sin uno de los postulados que Einstein mismo enunció para sentar las bases de su teoría de la Relatividad: “la velocidad de la luz es constante y la misma en cualquier sistema de referencia inercial”. Un sistema de referencia inercial es un sistema de referencia que no está acelerado, es decir, se mueve a velocidad constante o está quieto (en lenguaje científico, se dice que está en reposo). 

Este postulado acarrea consecuencias profundas. El hecho de que la velocidad de la luz sea finita, con un valor c = 299.792 km/s, implica que tarda un tiempo en llegar de un lugar a otro. Y si bien esto parece trivial, cuando las distancias son lo suficientemente grandes, este enunciado muestra otra realidad: estudiar la luz lejana permite estudiar el pasado. 

¿Qué tan lejos en el tiempo se puede ir estudiando la luz de los astros? Para entender las escalas del Universo, o escalas cosmológicas, se puede construir una escalera cósmica, donde el primer escalón es lo más cercano a la Tierra. Nos podemos preguntar si existe un último escalón o si podremos escalar hasta llegar a un hipotético primer instante del Universo. En todo caso, la única forma de resolver la incógnita es sacando los telescopios y observando el cielo. 

El primer astro que encontramos es la Luna. La Luna es el objeto celeste más cercano a la Tierra, con una distancia promedio de 380.000 km. Si bien las unidades de kilómetro (km) son muy naturales para los humanos, para las distancias en el Universo estos quedan chicos. Por eso vamos a usar otro tipo de unidad: los años luz. Un año luz se define como la distancia que recorre la luz en un año, que es del orden de 9 billones de kilómetros. Pero además, dado que la velocidad de la luz es constante, esta distancia indica qué tan al pasado estamos observando. Por ejemplo, si un astro se encuentra a 1 año luz, quiere decir que, al observarlo, lo estamos viendo como estaba hace un año. Volviendo a la Luna, ella se encuentra a un poco más de 1 segundo luz.

La Tierra y la Luna se encuentran en el Sistema Solar, regido por el Sol, su única estrella. La distancia de la Tierra al Sol se utiliza como otra medida estándar en astronomía, conocida como unidad astronómica (ua), donde 1 ua = 150.000.000 km = 8,36 minutos luz. Es decir, la luz del Sol tarda un poco más de 8 minutos en llegar, o sea, estamos viendo al Sol 8 minutos en el pasado. El Sistema Solar está compuesto por el Sol, los planetas con sus lunas, asteroides y cometas. Dado que la distancia al Sol de los planetas es diferente, también lo será la distancia a la Tierra. Por ejemplo, la distancia a Júpiter, el planeta más grande del Sistema Solar, es de 750.000.000 km o equivalentemente de 41 minutos luz. El último planeta del Sistema Solar es Neptuno y su distancia es de 4.3 miles de millones de km o 4,16 horas luz. Incluso dentro del propio Sistema Solar las distancias empiezan a ser muy grandes.

La estrella más cercana al Sistema Solar es Próxima Centauri, a 4.2 años luz. Alrededor de ella orbitan dos exoplanetas, siendo Próxima Centauri b el más conocido. Es un exoplaneta tipo súper Tierra y se encuentra en la zona de habitabilidad de la estrella. Si en este exoplaneta existiera una civilización alienígena con una tecnología lo suficientemente avanzada y apuntara hacia la Tierra, vería las celebraciones de bienvenida al año 2022. Y en un año, ¡vería a Argentina salir campeona del mundo en fútbol! 

Se cree que Próxima Centauri puede ser parte del sistema estelar de Alfa Centauri. Este sistema pertenece a la Vía Láctea, galaxia en la que vivimos. La Vía Láctea es una galaxia espiral compuesta por estrellas, gas y polvo. En su centro se encuentra Sagitario A*: un agujero negro supermasivo, con masa similar a un millón de masas solares. Mediante una técnica conocida como interferometria, se pudo obtener una imagen real del agujero negro, donde se observa su sombra y el disco de acreción, que es material muy caliente (del orden de miles de millones de grados celsius de temperatura) que orbita alrededor. Si bien la idea de un agujero negro aterra, ya que son conocidos porque nada de lo que cae dentro puede escapar, ¡no hay que asustarse! La distancia desde la Tierra a Sagitario A* es de aproximadamente 24×1016 km, es decir, un número que tiene 18 dígitos (un 24 seguido de 16 ceros), o 27.000 años luz. ¡La imagen de Sagitario A* es un retrato de cómo estaba hace 26000 años!

Figura 1: primera imagen de Sagitario A*. Créditos: Colaboración Event Horizon Telescope.   

La galaxia más cercana a la Vía Láctea es Andrómeda, que incluso se puede ver a simple vista desde algunos lugares de la Tierra. La Vía Láctea se encuentra a 2,5 millones de años luz. Si hoy hubiese una civilización con una tecnología capaz de observar a la Tierra, los alienígenas no nos verían a nosotros, si no que verían a nuestros ancestros comenzar a usar herramientas de piedra. ¡No tendrían ni idea de la tecnología que hemos desarrollado! En caso contrario, si viéramos una civilización que hace millones de años tiene el desarrollo científico nuestro, hoy no sabríamos cómo es su tecnología moderna. 

La Vía Láctea y Andrómeda pertenecen a un grupo de galaxias, conocido como Grupo Local, junto a otras galaxias menores, como las nubes de Magallanes. Las galaxias se acumulan en grupos a lo largo del universo. Un ejemplo, además del propio, es el del Quinteto de Stephan. Si bien se observan cinco galaxias, la más azul no pertenece al cúmulo y solo se encuentra en la línea de la visual. De hecho, esta galaxia, NGC 7320, es más cercana que el resto: está a solo 39 millones de años luz. Las otras, entre 210 y 340 millones de años luz. 

Figura 2: Quinteto de Stephan. Créditos: NASA, ESA y el equipo SM4 ERO de Hubble.

Figura 2: Quinteto de Stephan. Créditos: NASA, ESA y el equipo SM4 ERO de Hubble. 

En 2022 se publicó la primera imagen de campo profundo que tomó el telescopio espacial James Webb. La imagen muestra el cúmulo de galaxias SMACS 0723 tal como estaba hace 4.6 miles de millones de años atrás. Aún más, la galaxia más lejana se encuentra a 13.1 miles de millones de años luz, ¡por lo que el Universo apenas tenía una edad de 800 millones de años! Este tipo de imágenes de campo profundo permiten estudiar el Universo a tan corta edad y entender cómo es la formación y el crecimiento de las galaxias en el Universo temprano. 

Figura 2: Quinteto de Stephan. Créditos: NASA, ESA y el equipo SM4 ERO de Hubble.

Figura 3: cúmulo de galaxias SMACS 0723. Créditos: NASA, ESA, CSA, STScI. 

¿Cuál es la galaxia más temprana que se descubrió? A partir de observaciones con el telescopio espacial James Webb, se encontraron galaxias brillantes y masivas tan solo 300 millones de años después de un tiempo inicial. El hallazgo ya de por sí es muy interesante porque no solo sugiere que este tipo de galaxias podría ser mucho más común de lo esperado, sino que también genera una tensión con el Modelo Cosmológico Estándar, ya que, según él mismo, el tiempo que se necesita para la formación de galaxias es mayor que el observado. Este es otro de los problemas que enfrenta el Modelo Cosmológico Estándar, de los que hablaremos más adelante. 

El telescopio espacial James Webb observa en el rango de luz del infrarrojo. El espectro de luz, conocido como espectro electromagnético, se extiende desde las ondas de radio (¡las que usamos para escuchar música!) hasta los rayos X y rayos gamma, pasando por la luz visible. A ciertas distancias, ya no es posible observar en luz visible y se debe correr a frecuencias menores. Esto se debe a la  expansión del Universo, dado que la luz sufre de un estiramiento, conocido como corrimiento al rojo cosmológico. Qué tanto se estira la onda electromagnética permite establecer un sistema de distancias basado en el corrimiento al rojo, que es muy útil cuando se habla de objetos muy lejanos. Al mismo tiempo, mediciones de corrimiento al rojo de galaxias lejanas permitió el descubrimiento de la expansión del Universo, realizado por Edwin Hubble en 1929. 

Figura 4: espectro electromagnético. Adaptado de Khan Academy.

Figura 4: espectro electromagnético. Adaptado de Khan Academy. 

Un ejemplo de ondas electromagnéticas de baja energía son las microondas. Estas permiten observar una radiación muy particular, conocida como fondo cósmico de microondas. Esta es una radiación reliquia del Universo temprano, con apenas 370.000 años de edad, de la época de recombinación. En esta época, gracias a la expansión del Universo, la temperatura bajó lo suficiente para permitir la formación de núcleos atómicos, que luego dieron lugar a los elementos más livianos, como el hidrógeno y el helio. Esta ligadura liberó a los fotones (las partículas de la luz), que hasta ese entonces estaban acoplados con la materia, permitiéndoles viajar libremente a lo largo del Universo. 

El fondo cósmico de microondas se encuentra en todas las direcciones del cielo, como se puede ver en la Figura 5. Las variaciones de color son variaciones en temperatura, del orden de 0.000005 K, siendo la temperatura media de 2.75 K (o -270.5 °C). Esto sugiere la siguiente pregunta: ¿por qué en todos lados es casi la misma temperatura y qué significan estas pequeñas variaciones? El hecho de que la temperatura sea casi igual permite pensar que el Universo es homogéneo e isotrópico a grandes escalas, o en otras palabras, que el universo es igual en todos lados y desde cualquier punto se ve lo mismo.  

Figura 5: fondo cósmico de microondas. Créditos: NASA, Goddard y WMAP.

Figura 5: fondo cósmico de microondas. Créditos: NASA, Goddard y WMAP. 

Aunque se quisiera ir más atrás en el tiempo, no se podría. El fondo cósmico de microondas actúa como una barrera. Todo lo que está hacia atrás está tapado por esta radiación. Es en este punto donde la observación astronómica llega a su tope. Para estudiar y tratar de entender qué es lo que pasó antes se necesitan modelos y teorías, que generan predicciones que deberán ser testeadas con la realidad. Si el modelo es bueno, las observaciones astronómicas coinciden con lo que predice el modelo y, además, permite inferir hacia el pasado.  

En estas escalas cosmológicas, donde se estudia al Universo como un todo, la fuerza predominante es la fuerza de la gravedad. La teoría que versa sobre la naturaleza de la gravedad es la teoría de la Relatividad General, de Albert Einstein. En ella, se enuncia que la materia y energía curva al espacio-tiempo de cuatro dimensiones (una temporal y tres espaciales), siendo la curvatura del espacio-tiempo la manifestación de la gravedad. Esto se explicita en las ecuaciones de campo de Einstein. 

La cosmología es el área de la ciencia que se encarga de estudiar al Universo como un todo. El Universo contiene al espacio-tiempo y a todas las formas de materia y energía, que se relacionan mediante las ecuaciones de campo de Einstein. Los modelos cosmológicos estándares se basan en un principio fundamental, conocido como Principio Cosmológico, que enuncia que “En cualquier tiempo particular, el Universo se ve igual desde todas las posiciones en el espacio y todas las direcciones en el espacio en cualquier punto son equivalentes”, que es lo mismo que decir que el Universo es homogéneo e isotrópico. Esta suposición está basada fuertemente en las observaciones del fondo cósmico de microondas. Sin embargo, gracias a mediciones de corrimiento al rojo de galaxias lejanas, se comprobó que el Universo está en expansión. Entonces, el Universo no es estático, sino que evoluciona en el tiempo: no es lo mismo el Universo ahora que hace miles de millones de años atrás. 

Para esquematizarlo, se muestra la Figura 6 donde se muestran dos porciones de espacio a dos tiempos diferentes. Dado que el Universo está en expansión, la superficie a un tiempo mayor será más grande. Las flechas, que indican la velocidad de los observadores que se mueven junto con la expansión del universo, son perpendiculares a la superficie espacial y apuntan hacia el futuro. Una cuestión puede llamar la atención: el hecho de que, si se mira desde el futuro hacia el pasado, las superficies se vuelven infinitamente pequeñas y, además, las flechas se juntan todas en ese punto. 

Figura 6: esquema de las porciones espaciales junto con las velocidades de los observadores fundamentales. Adaptado de Hobson et al., (2006).

Figura 6: esquema de las porciones espaciales junto con las velocidades de los observadores fundamentales. Adaptado de Hobson et al., (2006). 

Este hallazgo fue realizado matemáticamente por George Lemaître mediante modelos cosmológicos dinámicos. Se predecía que en un tiempo inicial el Universo tenía un tamaño nulo. A este hecho decidió nombrarlo como átomo primordial. Fue Fred Hoyle quien acuñó el término Big Bang (gran explosion, en español) aunque actualmente se conoce al Big Bang como un conjunto de modelos cosmológicos. De hecho, estos modelos parten de un estado inicial caliente y muy denso del Universo, que se va diluyendo y enfriando a medida que se expande. Una vez que la temperatura es suficientemente baja, se forman los núcleos atómicos (formados por protones y neutrones) y los elementos más livianos. Las abundancias de estos elementos y la existencia del fondo cósmico de microondas fueron estimadas correctamente por Ralph Alpher y George Gamow, quienes denominaron a esta etapa del Universo como la Nucleosíntesis del Big Bang. 

De esta manera, queda formado el modelo de Big Bang Caliente (BBC), basado en la Relatividad General y la Teoría Cuántica de Campos, una teoría que explica el comportamiento de las partículas elementales, como los electrones y quarks. Sin embargo, este modelo no alcanza a explicar la evolución completa, pues no predice la formación de estructura (como galaxias y cúmulos de galaxias) en el Universo y se observa una discrepancia entre la dinámica observada y las predicciones cinemáticas de la Relatividad General. 

Figura 7: Modelo Cosmológico Estándar ΛCDM. Créditos: NASA, Ryan Kaldari y Luis Fernández García.

Figura 7: Modelo Cosmológico Estándar ΛCDM. Créditos: NASA, Ryan Kaldari y Luis Fernández García. 

El modelo que soluciona estos problemas del BBC es el Modelo Cosmológico Estándar ΛCDM (Λ – Cold Dark Matter). Este toma las bases del BBC (Relatividad General, Teoría Cuántica de Campos y fase inicial caliente) y le agrega una fase de expansión acelerada en el Universo temprano (conocida como inflación), una constante cosmológica no nula (denotada con la letra griega Λ) y una componente de materia oscura fría (en inglés, cold dark matter). Este modelo es el más exitoso hasta la fecha, explicando de buena manera los datos observacionales, pero presenta diferentes problemas

1. Materia oscura: la incorporación de materia oscura al Modelo Cosmológico Estándar se basa en lograr que la formación de estructura sea la observada y en generar que la curva de rotación de galaxias se comporte según las observaciones (ver Figura 8). De acuerdo con la cantidad de masa visible observada, se esperaría que la velocidad de rotación de las estrellas y el gas disminuyera a medida que se alejan del centro galáctico, como muestra la curva rayada. Pero esa velocidad parece ser constante a lo largo de toda la galaxia. Esta diferencia se puede explicar al agregar masa invisible, que no emite ni absorbe luz, a la galaxia. Esta es la denominada materia oscura. Sin embargo, la naturaleza microscópica de la materia oscura no es del todo clara. No se ha podido detectar en laboratorios hasta hoy, aunque las estimaciones de parámetros cosmológicos indican que, de toda la materia y energía del Universo, un 26% debe ser materia oscura (para comparar, estas estimaciones son del 5% para materia ordinaria). Este sigue siendo un problema abierto de la cosmología. 

Figura 8: curva de rotación galáctica. Adaptada de astronomo.org.

Figura 8: curva de rotación galáctica. Adaptada de astronomo.org. 

2. Energía oscura: en el marco del Modelo Cosmológico Estándar, la energía oscura asume su forma más simple, que es la constante cosmológica Λ. Se la puede asociar con una energía de vacío, aunque esta asociación no es del todo correcta pues la diferencia entre el valor observado y el valor teórico difiere en 120 órdenes de magnitud (es decir, ¡hay 120 ceros de diferencia entre un resultado y otro!). La incorporación de la constante cosmológica se utiliza para generar una expansión acelerada del Universo, o sea, generar gravedad repulsiva. Otra propuesta son los campos de energía oscura los causantes de la expansión acelerada. De igual manera, la naturaleza de la energía oscura es aún más misteriosa que la de la materia oscura, aunque, según la medición de parámetros cosmológicos, el 68% de la materia y energía total del Universo es energía oscura. 

3. Tensión de Hubble: el parámetro de Hubble H0 caracteriza la tasa de expansión del Universo. Sin embargo, dependiendo del método de medición de este parámetro, se pueden encontrar dos valores diferentes entre sí. Uno de los métodos recae fuertemente en el Modelo Cosmológico Estándar calibrado en el Universo temprano con las mediciones del fondo cósmico de microondas.  Es posible pensar que, si este valor es el incorrecto, debe ser que el modelo tiene una falla.

4. Inflación: el periodo de expansión acelerada en el Universo temprano se agrega para resolver diferentes problemas cosmológicos. Algunos ejemplos son 

a. El problema del  horizonte: cuando hablamos del fondo cósmico de microondas, mencionamos que algo llamativo era su homogeneidad e isotropía a grandes escalas. Aunque el fondo está formado por regiones separadas que no están en contacto causal entre sí, estas tienen una temperatura extremadamente similar. En principio, esto genera una contradicción: ¿cómo dos regiones que no estuvieron nunca en contacto están a la misma temperatura? Sin embargo, este problema se puede resolver mediante la teoría inflacionaria. Antes de que el Universo se expandiera de forma acelerada, todas las regiones estaban en contacto causal entre sí, pero debido a que la expansión fue muy rápida, en forma exponencial, quedaron separadas causalmente.

b. El problema de la planitud: las observaciones cosmológicas detectan que la geometría espacial se corresponde con una geometría plana (curvatura nula), pero en principio cualquier tipo de geometría sería posible (geometría cerrada, con curvatura positiva, como una esfera, o abierta, con curvatura negativa, como una silla de montar). Según la teoría inflacionaria, la planitud del espacio se debe a la expansión acelerada en el Universo temprano, que suprimió cualquier tipo de curvatura.

Figura 9: diferentes tipos de geometría espacial. Adaptado de https://pages.uoregon.edu/jschombe/cosmo/lectures/lec15.html.

Figura 9: diferentes tipos de geometría espacial. Adaptado de https://pages.uoregon.edu/jschombe/cosmo/lectures/lec15.html. 

De esta manera, el modelo inflacionario puede ayudar a resolver estos problemas, aunque la propia naturaleza de la inflación no es clara, pues no se conoce qué mecanismo podría generarla. Existen diferentes modelos inflacionarios, pero la gran mayoría depende de condiciones iniciales muy específicas. 

5. La singularidad inicial: esta es, quizás, la deficiencia más severa del modelo. A medida que nos acercamos a un tiempo inicial de la etapa de expansión, las soluciones de la Relatividad General no pueden describir el estado del Universo. En otras palabras, las soluciones cosmológicas son singulares. Esto no manifiesta una característica real del Universo, sino que muestra una incompletitud de la teoría física subyacente, que en este caso es la Relatividad General. 

La existencia de la singularidad marca que las teorías y modelos fallan a tiempos cercanos al inicial. Esto indica que no se puede predecir qué es lo que ocurre en estos momentos. Se puede pensar en dos clases de soluciones: 

1. Una teoría cuántica de la gravedad, que no arrastraría las características indeseables y funcionaria a escalas de Planck (masa de Planck mp = 2.18×10-5  g, longitud de Planck lp =1.62×10-33 cm, tiempo de Planck tp = 5.39×10-44 s y energía de Planck Ep = 1.22×1019 GeV). Esta escala se vuelve importante cuando la masa de las partículas es mayor a mp, las distancias más cortas a lp , los tiempos menores a tp y energías mayores a Ep. Sin embargo, actualmente no hay procesos observables que se generen a esta escala. Existe una variedad de enfoques para desarrollar esta teoría de la gravedad cuántica, como por ejemplo la teoría M y loop quantum gravity, pero no hay ninguna formulación definitiva. 

2. Modelos cosmológicos alternativos: modelos diferentes a ΛCDM, que por construcción resuelven el problema de la singularidad. 

Un modelo alternativo son las cosmologías de rebote. En esta clase de modelos, el Universo presenta una fase de contracción, un rebote y una fase de expansión, que concuerda con el Modelo Cosmológico Estándar. En la fase de contracción, la temperatura y densidad del Universo aumenta de forma tal que toda la estructura previa (estrellas, galaxias, planetas) se elimina. 

Figura 9: esquema de un universo con rebote. Créditos: NASA, equipo científico de WMAP Science Team y Robert Lea.

Figura 9: esquema de un universo con rebote. Créditos: NASA, equipo científico de WMAP Science Team y Robert Lea. 

Para que los modelos de rebote puedan funcionar, las teorías clásicas deben modificarse. Si se quiere seguir en el marco de la Relatividad General, entonces las componentes del Universo deben violar la Condición de Energía Fuerte (CEF), que impone restricciones a los valores de la densidad de materia de los componentes y a la presión gravitacional que ejercen. Los fluidos cosmológicos tradicionales, como la materia y radiación, no violan esta condición, por lo que se necesita algún tipo de materia exótica. Si no se quiere violar la CEF, es posible trabajar en una nueva teoría gravitacional, por ejemplo, modificando la Teoria de Relatividad General. 

En resumen, las cosmologías de rebote son útiles para entender el Universo a tiempos muy tempranos e investigar qué pasó antes de la fase de expansión. Sin embargo, nuevas incógnitas aparecen: ¿cuál es el mecanismo que genera la contracción del Universo? ¿Nuestro universo pudo haber venido de un rebote? ¿Es posible que nuestro Universo colapse sobre sí mismo en un futuro? ¿Pueden existir universos cíclicos? De ser así, ¿qué había antes? Toda una rama de la cosmología actual trata de resolver estos misterios. 

Referencias

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