01 · El estado de la cosmología antes de 1998
A mediados de los años 1990, la cosmología vivía un momento de tensiones:
- El modelo Big Bang clásico (sin Λ) predecía una expansión decelerante porque la gravedad atractiva de la materia debe frenar el crecimiento del factor de escala.
- Las medidas de densidad de materia (galaxias + cúmulos) sugerían Ω_m ≈ 0.3 — significativamente menos que la densidad crítica Ω = 1 esperada para un universo plano.
- Las medidas del CMB (COBE 1992) eran consistentes con un universo plano (Ω_total = 1).
- La edad del universo inferida desde H₀ y Ω_m era menor que la edad de los cúmulos globulares más viejos (≈ 12 Ga). Universo más joven que sus contenidos — paradoja inaceptable.
Estos problemas sugerían que algo faltaba. Algunos teóricos proponían reintroducir la constante cosmológica Λ (idea anterior de Einstein descartada en los años 30) para reconciliar Ω_total = 1 con Ω_m = 0.3, lo que daría Ω_Λ ≈ 0.7. Pero faltaba evidencia observacional directa.
02 · Las supernovas Ia como velas estándar
La clave para resolver la situación fue una herramienta observacional: las supernovas tipo Ia (SN Ia).
Son explosiones termonucleares de enanas blancas en sistemas binarios que acretan masa hasta superar el límite de Chandrasekhar (1.44 M☉). El detonador es siempre el mismo límite de masa, así que todas tienen aproximadamente:
- Magnitud absoluta pico: M_V ≈ −19.3 (luminosidad intrínseca casi constante).
- Curva de luz característica: ascenso rápido a máximo en ~20 días, descenso lento en semanas.
- Espectro distintivo: ausencia de hidrógeno, líneas de silicio (Si II 6355 Å), hierro.
Como su luminosidad intrínseca es conocida con precisión, comparándola con el brillo aparente se obtiene la distancia luminosidad d_L. Combinando con el redshift z medido espectralmente, se puede sondar la dinámica del universo:
d_L(z) = (1 + z) × ∫₀^z dz' / H(z')
donde H(z) es la tasa de expansión a redshift z. Si H(z) es decelerante, las supernovas distantes son más brillantes (más cercanas) que en un universo acelerante.
03 · Los dos equipos rivales
A finales de los años 1990, dos equipos competidores buscaban supernovas Ia distantes:
High-Z Supernova Search Team
- Liderado por Brian Schmidt (Australian National University) y Adam Riess (UC Berkeley, luego Space Telescope Science Institute).
- Estrategia: observación con telescopios terrestres + Hubble Space Telescope.
- Aproximación más rigurosa estadísticamente.
Supernova Cosmology Project
- Liderado por Saul Perlmutter (Lawrence Berkeley National Laboratory).
- Estrategia: surveys más amplios usando sentencia técnica de detección automatizada.
- Aproximación más estadística.
Ambos equipos eran rivales pero independientes. La independencia fue crucial — la convergencia de sus resultados aumentó la credibilidad del descubrimiento.
04 · El descubrimiento de 1998
En 1998, ambos equipos publicaron resultados sorprendentes y mutuamente consistentes:
- Riess et al. (1998, AJ): 16 SNe Ia entre z = 0.16 - 0.97. Concluyen que el universo se acelera con Ω_Λ ≈ 0.7.
- Perlmutter et al. (1999, ApJ, datos publicados ya en 1998): 42 SNe Ia. Mismo resultado: aceleración cósmica con Ω_Λ ≈ 0.7.
La diferencia clave: las SNe distantes resultaron 0.25 magnitudes más débiles (≈ 25% menos brillantes) de lo predicho por un universo decelerante con Ω_m = 0.3 y Λ = 0.
La interpretación: las supernovas están más lejos de lo esperado para su redshift, lo que solo se explica si el universo ha estado acelerando durante los últimos miles de millones de años.
05 · Verificación independiente
El descubrimiento fue tan inesperado que muchos cosmólogos exigieron verificación independiente. Los próximos años trajeron múltiples confirmaciones:
CMB
WMAP (2003) y luego Planck (2013-2018) midieron las anisotropías del CMB con precisión exquisita. Los parámetros cosmológicos derivados — independientemente de las supernovas — convergieron en Ω_m ≈ 0.32, Ω_Λ ≈ 0.68. Mismo resultado.
BAO (Oscilaciones acústicas bariónicas)
Los surveys de redshifts (SDSS, BOSS, eBOSS, DESI) midieron la regla cósmica de 150 Mpc impresa en la distribución galáctica. Su evolución con z también requiere energía oscura. Confirmación independiente.
Función de masa de cúmulos
El número de cúmulos masivos en función de z depende sensiblemente de Ω_Λ. Las observaciones (Planck SZ, eROSITA) confirman aceleración.
Lensing débil
KiDS, DES, HSC, Euclid: distorsiones gravitacionales coherentes con Ω_m + Ω_Λ.
Esta concordancia entre métodos independientes — supernovas (volumen + brillo), CMB (geometría + composición), BAO (regla cósmica), lensing (distribución de materia) — es uno de los grandes logros de ΛCDM.
06 · El Premio Nobel 2011
El Premio Nobel de Física 2011 fue otorgado a:
- Saul Perlmutter (UC Berkeley, mitad del premio).
- Brian Schmidt (Australian National University, cuarto).
- Adam Riess (Johns Hopkins, cuarto).
La citación del Comité Nobel: «por el descubrimiento de la expansión acelerada del universo a través de observaciones de supernovas distantes».
El Nobel reconoció:
- Significado conceptual: cambio de paradigma en cosmología.
- Robustez observacional: dos equipos independientes con resultados consistentes.
- Impacto científico: reapertura del campo de la energía oscura.
07 · La energía oscura
La aceleración requiere una componente energética con presión negativa. En la relatividad general, la dinámica de la expansión está controlada por la suma ρ + 3p:
- Si ρ + 3p > 0 → desaceleración (caso clásico, materia y radiación).
- Si ρ + 3p < 0 → aceleración.
Para que ρ + 3p sea negativo con ρ > 0, hace falta p < −ρ/3, es decir, presión negativa relativa. Esto requiere una componente exótica:
La energía oscura es la componente con w < −1/3. Las observaciones actuales son consistentes con w = −1 (constante cosmológica Λ) dentro del 5%, pero DESI 2024 sugiere indicios (4σ) de evolución temporal de w.
08 · Cuándo comenzó la aceleración
La aceleración no es una constante — depende de la composición relativa del universo:
- A z muy alto (z ≫ 1): radiación dominaba. Decelaración fuerte.
- A z ≈ 3.000: igualdad radiación-materia.
- A 0.7 < z < 3.000: materia dominaba. Decelaración moderada.
- A z ≈ 0.4: igualdad materia-Λ.
- A z < 0.7: energía oscura dominante. Aceleración.
Por tanto, la aceleración comenzó hace ≈ 6 mil millones de años (≈ 0.4 × 13.8 Ga). Es relativamente reciente — el universo pasó la mayor parte de su historia decelerando y solo el último ≈ 40% acelerando.
09 · Tensiones actuales
Pese a la aceptación general de la aceleración cósmica, hay tensiones empíricas persistentes:
Tensión de Hubble
H₀ medido localmente (cefeidas + SNe Ia, SH0ES) = 73.0 ± 1.0 km/s/Mpc. H₀ inferido del CMB con ΛCDM (Planck) = 67.4 ± 0.5 km/s/Mpc. Discrepancia ≥ 5σ, no resuelta. Posibles soluciones: nueva física en universo primitivo, evolución de energía oscura, errores sistemáticos no detectados.
Tensión S₈
La amplitud de fluctuaciones medida con lensing débil es ≈ 5-10% menor que la predicha por CMB. Sugiere modificaciones a la formación de estructura.
Indicios DESI 2024
DESI sugiere preferencia (4σ) por una w(z) evolutiva en lugar de constante. Si se confirma, sería evidencia de que la energía oscura no es Λ pura sino dinámica.
Estas tensiones podrían ser pistas de física más allá de ΛCDM — o artefactos observacionales.
10 · Futuro de las medidas
Los próximos años traerán medidas mucho más precisas:
- Vera C. Rubin Observatory (LSST, 2025-): millones de SNe Ia a millones de redshifts.
- Nancy Grace Roman Space Telescope (2027): cosmología infrarroja precisa.
- Euclid (ESA, 2023-): lensing débil + redshifts spectroscópicos de 1.500 millones de galaxias.
- DESI (DOE, 2021-2026): 50 millones de redshifts BAO.
- CMB-S4 / LiteBIRD / Simons (≈ 2030): nueva generación de experimentos CMB.
Estos proyectos refinarán Ω_Λ, w, w_a, y los parámetros relacionados con precisión sub-porcentual. La próxima década es decisiva para entender si la energía oscura es Λ constante o algo más complejo.
Cuando una supernova Ia explota en una galaxia distante, su luz, observada miles de millones de años después, lleva información sobre la dinámica del cosmos durante todo su viaje. En 1998, esa información reveló algo inesperado: el universo está acelerando. Aquel descubrimiento — basado en la luminosidad ligeramente más débil de unos pocos puntos en imágenes telescópicas — abrió una de las preguntas más profundas de la ciencia contemporánea: ¿qué es la energía oscura? La respuesta sigue eludiéndonos, pero la pregunta misma define el horizonte intelectual de la cosmología del siglo XXI.
¿Cómo se descubrió que el universo se expande aceleradamente?
A través de **supernovas tipo Ia distantes**. Las supernovas Ia son explosiones termonucleares de enanas blancas que han acretado masa hasta superar el límite de Chandrasekhar (1.44 M☉). Como el detonador es siempre el mismo límite de masa, todas tienen aproximadamente la misma luminosidad intrínseca (M = −19.3) — son **velas estándar** cosmológicas. Comparando el brillo aparente con el intrínseco, se mide la distancia. En 1998, dos equipos independientes — High-Z SN Search Team (Schmidt, Riess) y Supernova Cosmology Project (Perlmutter) — observaron decenas de SNe Ia distantes (z = 0.3 - 1.0). Encontraron que eran **más débiles de lo predicho** por un universo decelerante por aproximadamente 0.25 magnitudes (~25%). Esta diferencia significa que las supernovas están **más lejos** de lo esperado para su redshift — es decir, el universo se está expandiendo **más rápido** ahora que en el pasado. La interpretación: aceleración cósmica, requiriendo una componente repulsiva como la constante cosmológica Λ. El descubrimiento fue tan inesperado que ambos equipos lo verificaron repetidamente antes de publicar.
¿Por qué hace falta «energía oscura» para explicarlo?
Por la **dinámica de la relatividad general**. Las ecuaciones de Einstein-Friedmann predicen que en un universo dominado por materia y radiación (que se diluyen con la expansión), la gravedad atractiva debe **frenar** la expansión. Los datos pre-1998 eran consistentes con un universo decelerante con Ω_m ≈ 1. Pero las supernovas distantes mostraron una expansión acelerada — la única manera de explicarlo dentro de la GR es introducir una componente con **presión negativa** (ecuación de estado w < −1/3). Esta es la **energía oscura**. Su forma más simple es la **constante cosmológica Λ** (introducida por Einstein en 1917, retirada en los 30s, resucitada en 1998), que tiene w = −1 exactamente. Otras formas (quintessence, phantom, modificación de gravedad) son más complejas pero también permitidas. Aproximadamente el **68%** del contenido energético actual del universo es energía oscura — la mayor componente, dominante.
¿Cuándo comenzó la aceleración?
Hace aproximadamente **6 mil millones de años**, en redshift z ≈ 0.7. Antes de esa época, el universo estaba **dominado por materia** (galaxias, materia oscura, polvo intergaláctico). La materia se diluye con la expansión (densidad ∝ 1/a³, donde a es el factor de escala). En cambio, la energía oscura tiene **densidad casi constante** — no se diluye con la expansión. Inicialmente la materia dominaba y la gravedad atractiva frenaba la expansión. Pero la materia se diluyó más rápido que la energía oscura, hasta que ambas componentes tuvieron densidades comparables. A partir de ese momento (la **«igualdad materia-Λ»** en z ≈ 0.4 o tiempo cósmico ≈ 9 Ga), la energía oscura comenzó a dominar y la expansión pasó de decelerar a acelerar. Hoy, hace 13.8 Ga, la energía oscura representa ≈ 68% del contenido y la aceleración es robusta. Es relativamente reciente en la historia cósmica — apareció hace ~10% del tiempo total.
- Observational evidence from supernovae for an accelerating universe · Riess et al., AJ · 1998 · DOI: 10.1086/300499
- Measurements of Omega and Lambda from 42 high-redshift supernovae · Perlmutter et al., ApJ · 1999 · DOI: 10.1086/307221
- Cosmological results from the Pantheon+ supernova sample · Brout et al., ApJ · 2022 · DOI: 10.3847/1538-4357/ac8e04