La gravedad reúne la materia. Entonces, ¿por qué puede acelerarse la separación de galaxias lejanas a las mayores escalas? La respuesta no se parece a un viento que empuje galaxias por el espacio.
La energía oscura es el nombre de un componente usado en modelos cosmológicos basados en la relatividad general para explicar la expansión acelerada del Universo. Su naturaleza física aún no está establecida. La opción más sencilla es la constante cosmológica; la energía oscura variable y las modificaciones de la gravedad siguen investigándose. PDG: evidencia y supuestos de la interpretación, §28.1–28.2.
Aumenta la distancia ganada en tiempos iguales
En la descripción a gran escala, el factor de escala indica cómo cambian con el tiempo cósmico las distancias entre puntos que siguen la expansión general. La aceleración significa que sus incrementos en intervalos iguales crecen. Es una descripción cósmica media; una galaxia dentro de un cúmulo puede moverse de otra forma.
El parámetro de Hubble describe una tasa relativa: el aumento de distancia por unidad de tiempo dividido por la propia distancia. Es otra magnitud. Con una tasa relativa constante, una distancia mayor produce un incremento absoluto mayor. La expansión puede acelerarse aunque el parámetro de Hubble no aumente.
Tasa relativa constante, incrementos mayores
Inicio
Distancia relativa D/D₀: 1
Tras un intervalo
Distancia relativa D/D₀: 1,5
Tras dos intervalos
Distancia relativa D/D₀: 2,25
Intervalos iguales: +0,5, después +0,75
Cada paso añade el 50% de la distancia que ya existe.
El ejemplo no demuestra que nuestro Universo se haya expandido siempre así. Separa dos preguntas: cuánto crece la escala y qué porcentaje añade por unidad de tiempo. PDG: H y las ecuaciones cosmológicas, §22.1.3–22.1.5.
De dónde procede la evidencia de aceleración
Un telescopio no grabó miles de millones de años de expansión en una sola película. Los astrónomos comparan el corrimiento al rojo con distancias estimadas de otra manera. Las supernovas de tipo Ia, corregidas por la forma de su curva de luz y su color, sirven como indicadores de luminosidad estandarizados. Su brillo aparente permite estimar la distancia de luminosidad. Cómo funciona la escala de distancias cósmicas.
En los trabajos de dos equipos de 1998–1999, las supernovas lejanas resultaron, en promedio, más débiles de lo esperado en los modelos correspondientes sin constante cosmológica. En esa comparación, esto implicaba distancias mayores y apoyaba una historia de expansión acelerada. Se examinaron el polvo, la selección de objetos y la posible evolución de las supernovas; un único objeto débil no demuestra automáticamente la energía oscura. Riess y colaboradores, 1998, Perlmutter y colaboradores, 1999.
Otra herramienta son las oscilaciones acústicas de bariones, o BAO: una escala característica en la distribución estadística de la materia, heredada de ondas sonoras tempranas. Su tamaño aparente en distintas direcciones y corrimientos al rojo permite reconstruir la historia de expansión. Junto con el fondo cósmico de microondas y otras observaciones, ofrece comprobaciones basadas en distinta física. PDG: métodos de observación, §28.3.
La presión también importa en la relatividad general
La materia ordinaria con poca presión frena la expansión cósmica. Pero en las ecuaciones de la relatividad general, el cambio de escala depende de la presión, además de la densidad de energía. Un componente con presión suficientemente negativa puede favorecer la aceleración si su contribución domina.
Para una constante cosmológica, la densidad de energía es constante y la presión es negativa, con igual magnitud que esa densidad. Es una propiedad del modelo, no un gas ordinario con un número negativo de moléculas. No hace falta imaginar una bomba externa ni un borde del Universo que tire del espacio. PDG: presión negativa y constante cosmológica, §28.1.
Rama · la ecuaciónOpcional · puedes omitir esta parte
¿Qué signo produce aceleración?
Para un modelo homogéneo e isótropo en relatividad general, escribimos:
\frac{\ddot a}{a}=-\frac{4\pi G}{3c^2}(\varepsilon+3p).
Aquí a es el factor de escala adimensional; los puntos indican derivadas respecto al tiempo cósmico en segundos; G es la constante gravitatoria y c, la velocidad de la luz. La densidad de energía total ε se mide en J/m³ y la presión total p, en Pa, también J/m³. La constante cosmológica, si existe, ya está incluida en esas sumas: no debe añadirse otra vez por separado.
La aceleración positiva exige ε + 3p < 0. Para un componente individual con densidad positiva definimos el parámetro adimensional w = p/ε. Un valor w < − 1/3 contribuye a acelerar; no garantiza la aceleración de toda la mezcla hasta que su contribución supera las demás. Para una constante cosmológica, w = − 1. La forma con c explícita procede de PDG, ecuación 22.9, que usa unidades con c = 1.
Lo que el nombre todavía no explica
La energía oscura y la materia oscura desempeñan papeles diferentes. La materia oscura ayuda a explicar la agrupación gravitatoria de materia; la energía oscura, el cambio acelerado tardío de la escala cósmica. «Oscura» no significa que sean la misma sustancia ni indica su color.
La constante cosmológica puede describirse como energía constante del vacío. Sin embargo, relacionar el valor observado con los campos cuánticos sigue siendo un gran problema teórico. Describir bien la expansión no equivale a conocer su mecanismo microscópico. Y si la gravedad necesita cambios a escala cósmica, la aceleración no exigiría necesariamente un componente energético nuevo de esta forma. PDG: energía oscura o gravedad modificada, §28.2.1.
Rama · estado de la investigación al 30 de octubre de 2026Opcional · puedes omitir esta parte
¿Ha demostrado DESI que la energía oscura cambia?
Los resultados de DESI DR2 de 2025 combinaban BAO, fondo cósmico de microondas y distintas muestras de supernovas. Favorecían un modelo con ecuación de estado variable a 2,8–4,2 σ. Dependía de la muestra de supernovas y de los modelos comparados; no era una medición directa del «debilitamiento» de una sustancia desconocida. DESI DR2 II, §VII y tabla V.
Un preprint más reciente de DESI, presentado el 30 de julio de 2026, añade información de la forma de las correlaciones de absorción por hidrógeno intergaláctico. Para un modelo con dos parámetros de evolución de la ecuación de estado, la tabla 4 indica 2,7 σ para DESI junto con el fondo cósmico y 3,2 σ al añadir supernovas DES-Dovekie. Son combinaciones concretas de datos, no una valoración universal de todas las observaciones. DESI DR2 IV, versión 3: §VI.1, §VI.4.1 y tabla 4.
El indicio merece investigarse, pero la naturaleza física de la energía oscura no está establecida y su evolución aún no puede presentarse como un descubrimiento. La calibración, las incertidumbres sistemáticas y la descripción elegida para su evolución siguen siendo importantes. Completar las observaciones de un sondeo no completa por sí solo todos sus análisis.
Medimos la expansión y seguimos poniendo a prueba la explicación
La evidencia de aceleración procede de comparar luz, distancias y estructura cósmica a través de distintas épocas. La energía oscura permite describirla en modelos de relatividad general; la constante cosmológica es la candidata más sencilla, pero el nombre no revela el origen del fenómeno.
«La expansión del Universo se acelera» y «sabemos qué es la energía oscura» tienen, por tanto, distinto grado de certeza. Predecir el futuro lejano exige además suponer cómo se comportará ese componente más allá de la historia que hemos observado.