¿Por qué el universo sigue expandiéndose sin freno?

Energía oscura, tensión de Hubble y Euclid y DESI: claves para entender la expansión acelerada del universo, sin mitos, con datos recientes.

El universo se expande porque el espacio-tiempo nació ya en expansión y, con lo que hoy se mide, esa expansión no solo continúa: se acelera. La explicación que mejor encaja con el conjunto de datos modernos es que, además de la materia normal y la materia oscura, existe un componente dominante que actúa como una especie de empuje cósmico: la energía oscura, asociada en el modelo estándar a la constante cosmológica (Λ). No es un “chorro” que salga de un punto, ni un viento que empuje galaxias como barquitos; es el propio escenario —el espacio— estirándose, y ese estiramiento ganando ritmo con el tiempo.

Ese “sin freno” no es un eslogan: se sostiene por observaciones repetidas y cada vez más finas, desde supernovas hasta mapas del universo temprano. Pero a la vez hay un ruido persistente, una discordancia que se ha vuelto famosa y que no se deja barrer debajo de la alfombra: la tensión de Hubble, el desacuerdo entre la velocidad de expansión medida en el universo cercano y la inferida a partir del universo muy temprano. Ahí está el punto delicado, casi político dentro de la ciencia: si el desacuerdo no es un error escondido, podría significar que la energía oscura no es tan “constante” como se creyó, o que a la gravedad le falta una pieza, o que hay física nueva en el tramo intermedio de la historia cósmica. Y sí, suena grande, porque lo es.

La expansión no es una huida de galaxias: es el tejido estirándose

Conviene fijar una imagen correcta, porque la equivocada es tentadora. No hay una explosión con centro y metralla. En cosmología se habla de expansión del espacio, y eso significa que las distancias grandes crecen aunque los objetos no “aceleren” localmente. La Vía Láctea no se hincha, el Sistema Solar no se deshilacha, una persona no se estira como un chicle por culpa del universo. La expansión aparece en escalas donde nada está firmemente ligado: entre cúmulos y supercúmulos, en la red cósmica de filamentos y vacíos.

La herramienta mental útil es el factor de escala, una regla elástica que, con el tiempo, se alarga. Si esa regla se alarga un 1%, dos galaxias muy separadas parecerán más alejadas aunque no hayan “pisado el acelerador” en el sentido cotidiano. Cuando se observa el corrimiento al rojo —el redshift—, en muchos casos no se está viendo una galaxia “corriendo”, sino la luz viajando por un espacio que se ha ido estirando en ruta. Por eso el universo puede tener regiones que se separan a velocidades “superlumínicas” sin violar la relatividad: no es que algo supere la velocidad de la luz localmente, es que el propio espacio entre medias crece.

Hay otro matiz que suele pasar desapercibido: la expansión y la gravedad compiten, como dos manos tirando de una cuerda. Donde la gravedad gana, se forman galaxias, cúmulos, estructuras ligadas. Donde la expansión domina, el universo se abre, se enfría, se hace más ralo. En ese pulso está el drama técnico: medir con qué fuerza tira cada mano a lo largo del tiempo, y deducir qué hay detrás.

Lo que se espera si solo existiera materia… y lo que se observa en realidad

Si el cosmos tuviera únicamente materia (normal y oscura) y radiación, lo intuitivo sería que la expansión se fuese frenando, como una pelota lanzada hacia arriba. Durante buena parte de la historia del universo, eso ocurrió: la gravedad de la materia deceleró la expansión. El giro llegó con la evidencia acumulada a finales de los años noventa, cuando el análisis de supernovas de tipo Ia —velas estándar “corregibles”, no perfectas, pero extraordinariamente útiles— apuntó a que el universo había entrado en fase de aceleración. Traducido sin adornos: el “freno” gravitatorio dejó de mandar en el balance global.

Ese hallazgo no se quedó en una única técnica. Con los años se reforzó con el fondo cósmico de microondas, con las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) y con el crecimiento de estructura a gran escala. En conjunto, el retrato estándar indica que la aceleración empezó relativamente tarde en términos cósmicos: del orden de 5.000 a 6.000 millones de años atrás, cuando el universo ya había tenido tiempo de formar galaxias maduras, cúmulos y parte de la arquitectura que se ve en los mapas.

Energía oscura: nombre sencillo, problema enorme

“Energía oscura” suena a cosa misteriosa —y lo es—, pero el término es, en esencia, una etiqueta para “lo que causa la aceleración”. En el modelo ΛCDM, ese componente se representa como una constante cosmológica Λ: una densidad de energía asociada al propio vacío, uniforme, casi inmutable. Lo llamativo es cómo entra en la relatividad general: no solo cuenta la energía, también cuenta la presión. Y una presión lo bastante negativa puede producir un efecto gravitatorio repulsivo en el comportamiento del universo como conjunto. Es el tipo de frase que obliga a fruncir el ceño, pero funciona en las ecuaciones.

El parámetro que resume este comportamiento es w, la relación entre presión y densidad. Si w = -1, se comporta como una constante cosmológica pura. Si w se aparta de -1, o cambia con el tiempo, la historia se vuelve más interesante… y más problemática. En ese terreno aparecen ideas como la quintessencia (un campo dinámico que evoluciona) o propuestas donde no cambia la “energía oscura”, sino la propia gravedad a escalas enormes. No es una discusión de sobremesa: según qué opción sea correcta, el destino del universo y la lectura del pasado cambian.

Aquí hay que ser frío. El modelo ΛCDM funciona muy bien en muchísimos frentes: ajusta con precisión el patrón del fondo cósmico de microondas, encaja con BAO, reproduce una gran parte de la estadística de la estructura. Pero ese “muy bien” convive con una incomodidad casi estética: la constante cosmológica, en teoría cuántica de campos, debería ser descomunal; en el universo real es pequeña, finísima, casi ridícula. Es el famoso problema del “ajuste fino”, y no se arregla con una frase bonita.

DESI y el murmullo de una energía oscura que podría estar cambiando

En los últimos años, el foco se ha movido hacia sondeos masivos que miden BAO con una precisión brutal. Ahí entra DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), que ha ido publicando resultados con distintos conjuntos de datos. Lo relevante, a fecha reciente, es que algunas combinaciones de medidas apuntan a una preferencia —con significación estadística moderada pero ya incómoda— por una energía oscura dinámica, parametrizada con w0 (valor presente) y wa (evolución temporal). En un lenguaje más humano: podría estar ocurriendo que el empuje acelerador no sea exactamente una constante inmutable, sino algo que cambia de “carácter” con el tiempo.

El detalle fino importa: en análisis recientes de DESI, al combinar BAO con información del universo temprano y con supernovas, aparece una preferencia por modelos donde w no se queda clavado en -1, con tensiones que se mueven en el rango de unas pocas sigmas según el conjunto de supernovas usado. No es una condena contra ΛCDM, todavía; es un aviso luminoso en el cuadro de mandos. Y a la cosmología le pasa como a la mecánica: si ignoras un aviso luminoso porque el coche “va”, el día que deje de ir será tarde para la sorpresa.

H0 y la tensión de Hubble: dos reglas, dos números, un problema

Si hubiese que escoger un punto de fricción que se haya convertido en tema central, es la tensión de Hubble. Se resume así: medir la expansión actual del universo por métodos “locales” da un valor alto; inferirla desde el universo temprano, usando el fondo cósmico de microondas y el modelo estándar, da un valor más bajo. No es una discrepancia mínima. Es lo bastante grande como para no despacharla con un “ya se arreglará”.

Por el lado del universo temprano, el satélite Planck dejó un retrato final del fondo cósmico de microondas y, bajo ΛCDM, la inferencia típica del H0 ronda 67,4 km/s/Mpc, con incertidumbre pequeña (del orden de medio km/s/Mpc en el ajuste estándar). Ese número es el producto de un ajuste global: no se mide H0 “directamente” en el fondo cósmico, se deduce a través del modelo que conecta el universo de hace 13.800 millones de años con el de hoy.

Por el lado del universo cercano, entra la escalera de distancias: primero se calibran indicadores como las cefeidas (estrellas variables con relación periodo-luminosidad), luego se calibran supernovas de tipo Ia en galaxias donde se conocen bien las distancias, y con ellas se extiende la medida a escalas mayores. En ese marco, los resultados más conocidos (como los del programa SH0ES) han tendido a valores alrededor de 73 km/s/Mpc. La parte delicada es que cada escalón trae sus propios sesgos posibles: polvo, metalicidad, selección de estrellas, calibración fotométrica, entornos galácticos.

El papel del James Webb: misma historia, otra luz, menos escapatoria

Un argumento clásico contra la tensión era que quizá el problema estuviera en la fotometría, en cómo se miden cefeidas con telescopios distintos, en la confusión por resolución o por polvo. Aquí el James Webb Space Telescope (JWST) ha sido un golpe muy serio, porque observa en infrarrojo con una sensibilidad y estabilidad que permiten revisar calibraciones con otro instrumento y otro régimen de longitudes de onda.

Los análisis con JWST han encontrado valores del H0 en torno a 72,6 km/s/Mpc, muy cercanos a los obtenidos antes con Hubble en las mismas galaxias anfitrionas de supernovas. Ese “casi lo mismo” es, paradójicamente, lo que hace ruido: no parece un artefacto fácil de achacar a un único sesgo instrumental. También se han explorado calibraciones alternativas dentro del universo cercano, como el método de la punta de la rama gigante roja (TRGB), y aunque los números pueden moverse algo según selección y calibración, el cuadro general sigue sin casar cómodamente con el Planck-inferido bajo ΛCDM.

Aquí aparece un matiz importante para no mezclar planos. La tensión de Hubble no es, estrictamente, “la prueba” de que la energía oscura cambie. Podría estar indicando algo en el universo temprano —un ingrediente extra de radiación, una física distinta antes de recombinación— o podría ser el síntoma de una modificación suave del modelo. Lo que la tensión hace es obligar a mirar de nuevo el puente entre dos épocas, como si una viga no encajara con el resto de la estructura.

Lo que se intenta tocar sin romperlo: física nueva “temprana” y física nueva “tardía”

Los intentos de resolver la tensión han explorado dos grandes familias. Una introduce cambios en el universo temprano: por ejemplo, un episodio breve de energía adicional antes de recombinación (a veces llamado energía oscura temprana) que altere la escala de sonido y, con ello, la inferencia de H0 desde el fondo cósmico. La otra introduce cambios en el universo tardío: una energía oscura que evolucione, o una gravedad efectiva distinta a grandes escalas. El problema es que cualquier ajuste debe respetar una red de medidas: BAO, lentes, crecimiento de estructura, abundancias elementales, supernovas. La cosmología es una manta corta: si se tapa un pie, asoma otro.

Euclid, DES y la telaraña cósmica: medir la expansión sin mirar solo supernovas

En ciencia, cuando una pregunta se vuelve resbaladiza, se cambia el enfoque. En cosmología moderna, eso se traduce en “no dependas de un solo tipo de objeto”. Por eso son tan importantes los mapas masivos de galaxias y el lente gravitacional débil: permiten medir no solo la geometría (cómo se expande el universo), sino también el crecimiento de estructura (cómo la gravedad ha ido agrupando materia con el tiempo). Esa combinación es potente, porque la energía oscura afecta ambas cosas: acelera la expansión y, al hacerlo, dificulta que la gravedad siga formando estructuras tan eficientemente.

En ese frente, el Dark Energy Survey (DES) ha sido una referencia durante años. Su estrategia mezcla el conteo y el agrupamiento de galaxias con el análisis de cómo la masa total, incluyendo materia oscura, distorsiona ligeramente la forma aparente de galaxias más lejanas. La estadística ahí no es una foto bonita, es una colección de pequeñas distorsiones que, sumadas, dibujan la distribución de masa del universo. Si el universo acelerara más o menos, ese patrón de crecimiento cambiaría. Y se puede medir.

Euclid: un atlas nuevo con fecha de salida y ambición desmedida

La misión Euclid, de la Agencia Espacial Europea (ESA), ha añadido un elemento clave: un sondeo espacial diseñado específicamente para cartografiar con gran precisión la forma y la distancia de galaxias en una porción enorme del cielo. Euclid fue lanzado en 2023 y, el 19 de marzo de 2025, se presentó un primer gran lote de datos de sondeo. Las cifras dan contexto: del orden de 26 millones de galaxias en esas áreas iniciales, alcanzando distancias de hasta 10.500 millones de años luz, y eso representaba apenas alrededor del 0,5% de lo que la misión pretende cubrir al final. También se informó de centenares de candidatas a lentes gravitacionales fuertes identificadas ya en esa primera fase, además de catálogos con cientos de miles de galaxias clasificadas por morfología.

Euclid es relevante por una razón muy concreta: unifica en un solo instrumento, con un control sistemático muy estricto, medidas que desde tierra son más difíciles por atmósfera y por estabilidad fotométrica. Al medir con precisión el lente débil a gran escala y al mapear BAO y distribución de galaxias, Euclid ayuda a separar una pregunta en dos: cuánto se expande el universo y cómo crece su estructura. Si una teoría modifica gravedad o energía oscura, casi siempre deja huella en esa pareja de observables. Y esa huella es, a efectos prácticos, una firma dactilar.

Qué significa “sin freno” en el futuro: escenarios que dependen de w

Una cosa es describir el presente; otra es extrapolar el futuro. Aun así, la cosmología no puede evitarlo: si se conoce el comportamiento de la energía oscura, se puede proyectar el destino del universo. Aquí la pieza clave vuelve a ser w.

Si la energía oscura es una constante cosmológica estricta (w = -1), el universo tenderá a una expansión acelerada que, con el tiempo, hará que cada región ligada quede cada vez más aislada del resto. No es una explosión ni un “final” cinematográfico. Es un enfriamiento progresivo, una soledad cósmica en la que las galaxias fuera del entorno local terminarán cruzando un horizonte: la luz que emitan más allá de cierto punto ya no podrá alcanzarnos nunca, porque el espacio entre medias crece demasiado rápido.

Si w es menor que -1 (lo que a veces se llama energía “fantasma”), aparece el escenario del Big Rip, donde la expansión se acelera tanto que, en un futuro finito, podría desatar incluso estructuras ligadas. Ese escenario es el más vistoso y por eso se repite, pero es el que exige la evidencia más sólida. En la práctica, la mayor parte del debate serio se mueve entre w cerca de -1 y posibles evoluciones suaves, no en saltos dramáticos.

Si w evoluciona con el tiempo, el futuro podría ser más matizado. Por ejemplo, una aceleración que se debilite, o que pase por fases. Aquí entra una idea que empieza a asomar en discusiones recientes: la posibilidad de que la expansión acelerada esté, de alguna forma, cambiando de intensidad, quizá debilitándose respecto al comportamiento de una constante cosmológica pura. Esto, de confirmarse, sería un giro conceptual importante, porque obligaría a reescribir la historia reciente del universo con un motor que no es fijo.

Un detalle que cambia el tono: el horizonte y el universo observable que se encoge “por dentro”

Hay algo contraintuitivo y a la vez muy concreto: aunque el universo total sea enorme (posiblemente infinito, según el modelo), lo que se puede observar está limitado por la edad del universo y por su expansión. Con aceleración, ese límite efectivo se vuelve más restrictivo hacia el futuro. No es que “se apague” la realidad; es que la información deja de poder viajar entre regiones. En términos observacionales, el cielo futuro tendrá menos galaxias accesibles, menos trazadores para reconstruir el pasado.

Esta idea no requiere filosofía, solo geometría relativista. Y tiene una consecuencia práctica: los datos que se obtienen ahora —con Euclid, DESI, JWST y sondeos de lente— son un retrato especialmente rico de una época en la que todavía se ve lejos. En otra era, parte de esa riqueza estaría fuera del alcance, no por falta de telescopios, sino por el propio comportamiento del cosmos.

La explicación que encaja hoy… y las grietas que obligan a afinarla

El modelo de trabajo dominante, ΛCDM, tiene una virtud y un defecto que son la misma cosa: su eficacia. Con un número reducido de parámetros, describe mucho. El fondo cósmico de microondas, en especial, es una prueba de fuego: un patrón de anisotropías que responde con delicadeza a cambios mínimos de parámetros. El ajuste estándar con Planck produce un universo con alrededor de un 31% de materia total (incluida materia oscura) y un 69% de energía oscura, con un H0 bajo en torno a 67 y una amplitud de fluctuaciones que se resume en σ8. Hasta aquí, todo suena ordenado, casi demasiado.

Las grietas aparecen cuando se enfrentan medidas con precisión comparable pero distinta “ventana temporal”. La tensión de Hubble es la más conocida. También hay discusiones sobre el crecimiento de estructura y ciertas combinaciones de parámetros (como S8 en algunos análisis) que, según sondeos, pueden mostrar pequeñas tensiones. No todas son igual de robustas ni apuntan en la misma dirección, y ahí está el punto: el campo está en una fase en la que la estadística se ha vuelto tan buena que los sistemáticos —los sesgos instrumentales, las selecciones de muestra, las correcciones de polvo, las calibraciones de cero— importan tanto como la física.

En ese contexto, el movimiento de DESI hacia modelos de energía oscura dinámica, cuando se combina con otros datos, ha puesto una pregunta nueva sobre la mesa sin necesidad de gritar: ¿y si el empuje cósmico no fuese constante, sino un fenómeno que cambia lentamente, casi sin que se note, y que solo ahora empieza a delatarse por acumulación de precisión? La respuesta todavía no se puede dar como titular definitivo, pero ya está dentro del debate serio, no como rumor.

Por qué la palabra “aceleración” engaña un poco

Decir que “la expansión se acelera” es correcto en el sentido global, pero puede inducir una imagen demasiado simple: una curva que sube y sube. En realidad, la dinámica cosmológica depende de la mezcla relativa de componentes. En el universo temprano dominaba la radiación; luego dominó la materia; ahora domina la energía oscura. La aceleración actual no implica que todo el pasado fuese igual ni que el futuro tenga un guion único. Incluso dentro de la fase acelerada, lo que interesa es cómo evoluciona el parámetro efectivo que gobierna esa aceleración.

Por eso se insiste tanto en medir w(z), el posible cambio con el corrimiento al rojo. Es la forma de preguntar, sin adjetivos, si el motor es constante o si tiene historia. Y es ahí donde los grandes mapas —BAO, lente débil, clustering— son más informativos que una sola técnica.

El final de la discusión no está en una frase: está en un cruce de medidas

La expansión sin freno, entendida como expansión acelerada en el universo tardío, se apoya en hechos observacionales sólidos: supernovas, BAO, fondo cósmico, lentes y estructura a gran escala. La explicación más compacta sigue siendo una constante cosmológica y un universo dominado por energía oscura uniforme. Pero el estado real del campo en 2026 es más interesante que un resumen limpio, porque el detalle está apretando.

Por un lado, el H0 local, reforzado por el James Webb con valores alrededor de 72,6 km/s/Mpc, sigue sin reconciliarse de forma natural con el H0 inferido por Planck bajo ΛCDM, cercano a 67,4 km/s/Mpc. Esa discrepancia no es una anécdota: obliga a revisar o bien los escalones locales con una lupa todavía más cruel, o bien el modelo puente entre épocas. Por otro lado, sondeos como DESI han colocado sobre la mesa indicios de que la energía oscura podría ser dinámica cuando se combinan conjuntos de datos, con preferencias estadísticas que no se pueden ignorar pero tampoco se deben vender como veredicto.

Y mientras la discusión se afina, la infraestructura observacional se vuelve más ambiciosa y, a la vez, más concreta: Euclid ya está produciendo catálogos masivos y un mapa de lente gravitacional que servirá para contrastar con precisión la geometría y el crecimiento de estructura; los sondeos desde tierra continúan ampliando el conteo de galaxias y la medida de BAO; la cosmología de precisión se parece cada vez menos a una teoría elegante escrita en una pizarra y cada vez más a una ingeniería de datos con física profunda al fondo.

El universo, de momento, sigue expandiéndose y acelerando. El “por qué” operativo está claro: una componente tipo energía oscura domina el presupuesto cósmico y empuja el factor de escala. El “por qué” íntimo —qué es exactamente esa energía, si es constante o evoluciona, si estamos viendo los límites de ΛCDM o un sesgo todavía escondido— es la parte que se está escribiendo ahora, sin dramatismos y sin final cerrado, con una idea fija: cuando dos reglas bien hechas no dan el mismo número, el problema rara vez está en la aritmética. Está en la física, o en el instrumento, o en esa zona intermedia donde los humanos creen que lo tienen todo controlado… y resulta que no.

🔎 Contenido Verificado ✔️

Este artículo ha sido redactado basándose en información procedente de fuentes oficiales y confiables, garantizando su precisión y actualidad. Fuentes consultadas: ESA, NASA, DESI, Astronomy & Astrophysics.

Alessandro Elia

Fuente de esta noticia: https://donporque.com/universo-sigue-expandiendose-sin-freno/

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