E5 Galaxias y Cosmologia

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La cosmología moderna describe un universo plano, homogéneo e isótropo a gran escala, un universo que además se expande de forma acelerada.

La ecuación de Friedmann, derivada de la relatividad general, gobierna cómo evoluciona en el tiempo el factor de escala de ese universo, a partir de su densidad de materia y energía, de su curvatura y de la constante cosmológica que también lo caracteriza.

La densidad crítica del universo separa, dentro de esa misma ecuación, los destinos cósmicos posibles: si la densidad real del universo superara ese umbral crítico, el universo terminaría recolapsando sobre sí mismo; si quedara por debajo de ese umbral, en cambio, se expandiría eternamente. El caso que efectivamente se observa resulta prácticamente igual a ese umbral crítico —un universo plano—, pero con una fracción dominante de esa densidad correspondiendo a la energía oscura, y es precisamente esa energía oscura la que hace que la expansión del universo, en vez de frenarse, se acelere con el paso del tiempo.

El universo observable tiene una edad cercana a los trece mil ochocientos millones de años, un radio de varias decenas de miles de millones de años luz, y contiene, dentro de todo ese volumen, del orden de dos billones de galaxias. Así, desde el universo plano y homogéneo con el que arranca este documento hasta esas dos billones de galaxias con las que termina, pasando por la ecuación de Friedmann y por la densidad crítica que decide entre el colapso y la expansión eterna, la cosmología moderna hace que el destino entero del universo quede escrito en la simple comparación entre su densidad real y ese único umbral crítico.

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