¿Por qué se expande el universo?

Una expansión que, además, acelera

Que el universo se expande se sabe desde los años 1920, cuando Edwin Hubble mostró que casi todas las galaxias se alejan de la Vía Láctea y que las más lejanas lo hacen más rápido: el espacio mismo crece, en todas direcciones, desde un estado inicial extremadamente denso y caliente (el Big Bang). Hasta los años 1990, la pregunta abierta era cuánto se iba a frenar esa expansión por la gravedad de toda la materia del cosmos.

La respuesta llegó al revés de lo esperado. En 1998, un equipo liderado por Adam Riess midió 16 supernovas de tipo Ia —explosiones de estrellas que siempre liberan casi la misma cantidad de luz, por lo que sirven como “velas estándar” para calcular distancias— a gran distancia, y las comparó con 34 cercanas.^[1] Si la expansión se estuviera frenando, esas supernovas lejanas deberían verse algo más brillantes de lo calculado. Se vieron, en cambio, entre un 10 % y un 15 % más débiles: estaban más lejos de lo que les tocaría si el universo solo se expandiera a velocidad constante o decreciente. Unos meses después, el equipo independiente de Saul Perlmutter confirmó el resultado con 42 supernovas y calculó que la energía responsable (a la que llamaron constante cosmológica, ΩΛ) representaba cerca del 72 % del contenido del universo, con un 99 % de confianza estadística de que era mayor que cero.^[2] El hallazgo —que la expansión no se frena, se acelera— les valió a Riess, Perlmutter y Brian Schmidt el Premio Nobel de Física 2011.^[5]

A esa causa se la bautizó energía oscura, un nombre que describe el efecto, no la explicación: es una forma de energía repartida por todo el espacio que, en vez de atraer como la gravedad ordinaria, empuja el espacio hacia afuera.^[4] El satélite Planck, que mapeó la radiación más antigua del cielo (el fondo cósmico de microondas), permitió calcular con precisión cuánto hay de cada cosa en el universo.^[3]

1. Energía oscura 68,5 %
2. Materia oscura 26,8 %
3. Materia ordinaria (átomos) (todo lo que se ve: estrellas, planetas, vos) 4,9 %

Fuente: Planck Collaboration (2018), Ωm=0,315 (bariónica + oscura); NASA Science, desglose en materia ordinaria y oscura.

Casi tres cuartas partes del universo son, entonces, algo que no emite luz, no se puede tocar y solo se nota por cómo acelera el espacio. La materia que forma galaxias, planetas y personas —la única que vemos directamente— es una fracción menor del total.

Cómo lo sabemos

La clave del método son las supernovas de tipo Ia. Ocurren cuando una estrella enana blanca le roba materia a una compañera (o se funde con otra enana blanca) hasta superar un límite de masa fijo —el límite de Chandrasekhar, unas 1,4 masas solares— y explota siempre de un modo casi idéntico. Esa uniformidad hace que su brillo real (su luminosidad intrínseca) se pueda estimar con buena precisión a partir de la curva de cómo sube y baja su luz en las semanas posteriores a la explosión. Comparando ese brillo real con el brillo que se observa desde la Tierra, se calcula la distancia: cuanto más débil se ve de lo esperado, más lejos está.

Riess y su equipo fotografiaron el cielo repetidamente con telescopios terrestres y el Telescopio Espacial Hubble para cazar supernovas lejanas antes de que se apagaran, midieron su corrimiento al rojo (cuánto se estira su luz, lo que indica a qué velocidad se aleja la galaxia que las alberga) y construyeron una relación distancia-velocidad para compararla con los distintos modelos posibles del universo.^[1] El resultado no encajaba con un universo sin energía oscura, sin importar cuánta materia se supusiera; sí encajaba con uno que se expande cada vez más rápido. Perlmutter llegó al mismo resultado por un camino independiente —otro telescopio, otra muestra de supernovas, otro equipo de análisis— lo que descartó que fuera un error sistemático de un solo grupo.^[2] Dos décadas después, Planck llegó a una conclusión compatible por una vía completamente distinta: no mirando supernovas, sino las minúsculas variaciones de temperatura de la luz más vieja del universo, emitida 380.000 años después del Big Bang, cuyo patrón depende de cuánta materia y energía oscura hay.^[3] Que dos métodos tan distintos coincidan es lo que convenció a la comunidad científica.

Lo que todavía no se sabe (y lo que se dice mal)

Es común imaginar la expansión como una explosión que lanza las galaxias hacia afuera, a través de un espacio ya existente. No es así: no hay semejante “afuera”, ni un punto central desde el que todo se aleja. Lo que crece es el espacio entre las galaxias; dentro de cada una, la gravedad gana y las mantiene unidas sin que se “estiren” ellas mismas.

Tampoco está cerrada la pregunta de qué es la energía oscura. El modelo estándar la trata como una constante cosmológica: una propiedad fija del espacio vacío que no cambia con el tiempo. Pero en 2024, la colaboración DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), que mapea millones de galaxias para rastrear la historia de la expansión a lo largo de 11.000 millones de años, encontró indicios de que la energía oscura podría estar debilitándose en vez de mantenerse constante.^[6] Los propios científicos de DESI piden cautela: es apenas el primer año de un relevamiento de cinco, y hace falta más datos para confirmarlo. Si se confirmara, sería un cambio de paradigma tan grande como el de 1998.

1. 1929
   Se confirma que el universo se expande

   Edwin Hubble muestra que las galaxias se alejan y que las más lejanas lo hacen más rápido.

2. 1998
   Riess et al.: la expansión se acelera

   Supernovas lejanas más débiles de lo esperado; primera evidencia sólida de energía oscura.

3. 1999
   Perlmutter et al. confirman el resultado

   Equipo independiente, 42 supernovas: constante cosmológica positiva con 99 % de confianza.

4. 2011
   Premio Nobel de Física

   Para Perlmutter, Schmidt y Riess, por el descubrimiento de 1998.

5. 2018
   Planck mide la composición del universo

   68,5 % energía oscura, 26,8 % materia oscura, 4,9 % materia ordinaria.

6. 2024
   DESI: ¿se debilita la energía oscura?

   Primeros indicios, todavía no confirmados, de que podría no ser constante.

Fuente: Riess et al. (1998); Perlmutter et al. (1999); AIP (2011); Planck Collaboration (2018); DESI/LBNL (2024).

Otras preguntas

¿Qué es exactamente la energía oscura?

Es el nombre que se le da a lo que sea que está causando la aceleración: nadie sabe todavía qué es. Según Planck, representa cerca del 68 % del contenido total del universo, pero su naturaleza es, por ahora, una incógnita con nombre.

¿El universo se expande hacia algo, dentro de algo más grande?

No. No hay un "afuera" conocido ni un centro de la expansión: es el espacio mismo, en todas partes, el que aumenta de volumen. Cada punto se aleja de todos los demás, como lotes en la superficie de un globo que se infla.

¿La expansión significa que las galaxias se mueven a través del espacio?

No del modo en que una explosión lanza fragmentos. Dentro de una galaxia, la gravedad la mantiene unida; entre galaxias lejanas, lo que crece es el espacio que las separa, no una velocidad de desplazamiento en el sentido clásico.

¿Terminará expandiéndose para siempre?

Con energía oscura constante, sí: la expansión seguiría acelerándose indefinidamente. Si la energía oscura resultara debilitarse con el tiempo, como insinúan los primeros datos de DESI, el final podría ser distinto; todavía no hay manera de saberlo con certeza.

Fuentes

1. Riess AG, Filippenko AV, Challis P, et al. Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant . The Astronomical Journal, 116: 1009-1038 (1998). primaria 16 supernovas Ia lejanas + 34 cercanas: un 10-15 % más débiles (lejanas) de lo esperado sin aceleración.
2. Perlmutter S, Aldering G, Goldhaber G, et al. Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae . The Astrophysical Journal, 517: 565-586 (1999). primaria 42 supernovas, equipo independiente: Ωm=0,28, ΩΛ≈0,72, constante cosmológica positiva con 99 % de confianza.
3. Planck Collaboration (Aghanim N, et al.). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters . Astronomy & Astrophysics, 641: A6 (2020). primaria H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc; Ωm = 0,315 ± 0,007, de donde ΩΛ ≈ 0,685 en el modelo plano.
4. Building Blocks: What Is the Universe Made Of? . NASA Science. Materia ordinaria <5 %, materia oscura ~27 %, energía oscura ~68 %; explica su efecto gravitatorio repulsivo.
5. 2011 Nobel Prize in Physics: Accelerating Expansion of the Universe . American Institute of Physics (2011). Confirma a Perlmutter, Schmidt y Riess como premiados por el hallazgo de 1998.
6. DESI 2024: Is dark energy weakening? . Lawrence Berkeley National Laboratory / DESI (2024). Indicios preliminares de que la energía oscura podría no ser constante; la propia colaboración pide cautela.

Publicado el 3 de octubre de 2026. Revisado contra las fuentes el 3 de octubre de 2026. ¿Ves un error? Avísanos.