La cosmología estudia el universo como un todo: su origen, evolución, geometría y destino final. Sus herramientas son la relatividad general, la física de partículas y la astronomía observacional de alta precisión, que juntas han construido el modelo ΛCDM, la descripción estándar de un universo plano, en expansión acelerada y dominado en un 95 % por materia oscura y energía oscura. Las páginas siguientes recogen los conceptos fundamentales para entender este modelo, desde sus bases matemáticas hasta la estructura filamentaria del cosmos.
Relatividad general y el tensor energía-momento
La relatividad general, publicada por Albert Einstein en noviembre de 1915, describe la gravedad no como una fuerza newtoniana sino como la curvatura del espacio-tiempo causada por la distribución de masa y energía. Las trayectorias libres de los objetos —geodésicas— son las curvas de menor longitud propia en esa geometría curvada. Sus ecuaciones de campo son:
Gᵘᵛ + Λgᵘᵛ = (8πG/c⁴)Tᵘᵛ
El término del lado derecho, Tᵘᵛ, es el tensor energía-momento: un objeto de 4×4 componentes simétricas que codifica densidad energética (T⁰⁰), flujo de energía (T⁰ᶦ) y tensor de esfuerzos espaciales (Tᶦʲ). En cosmología es crucial: la presión negativa de la energía oscura (ecuación de estado w < 0) también contribuye a Tᵘᵛ, y es lo que produce la expansión acelerada. La conservación local ∇ᵘTᵘᵛ = 0, garantizada por la identidad de Bianchi, asegura la conservación de energía y momento. La teoría ha superado todas las pruebas experimentales, desde la precesión del perihelio de Mercurio y la deflexión de luz en 1919 hasta la detección de ondas gravitacionales por LIGO (2015) y la imagen del horizonte de M87* por el EHT (2019), con precisiones relativas inferiores a 10⁻¹³.
Tiempo de Planck
El tiempo de Planck, t_P = √(ℏG/c⁵) ≈ 5,39 × 10⁻⁴⁴ s, es la escala temporal mínima con significado físico en la teoría actual: por debajo de ella, los efectos cuánticos de la gravedad se vuelven dominantes y la relatividad general clásica deja de ser válida. Se obtiene combinando las tres constantes fundamentales que relacionan gravedad (G), acción cuántica (ℏ) y causalidad (c). La "era de Planck" —el intervalo entre el Big Bang y t_P— es la única región de la historia cósmica que ninguna teoría actual puede describir correctamente: se necesitaría una teoría completa de gravedad cuántica (supercuerdas, gravedad cuántica de bucles, u otras) para acceder a ella. Las unidades de Planck no son solo una curiosidad teórica; fijan la escala en que inflación, fluctuaciones cuánticas primordiales y la eventual singularidad inicial convergen en un único conjunto de parámetros dimensionalmente naturales.
Ley de Hubble y constante de Hubble
La ley de Hubble-Lemaître establece que la velocidad de recesión de una galaxia es proporcional a su distancia: v = H₀ d. Edwin Hubble la publicó en 1929 combinando distancias de Cefeidas y velocidades radiales de Slipher, pero Georges Lemaître la había deducido en 1927 a partir de las ecuaciones de Einstein; la IAU reconoció su prioridad en 2018. La relación es válida para d ≳ 10 Mpc, donde el flujo de Hubble supera los movimientos peculiares: la galaxia de Andrómeda, con v ≈ −300 km/s, se acerca y no recede.
La constante H₀ fija la tasa de expansión actual. Su valor ha desatado la "tensión de Hubble": el CMB (Planck 2018) da H₀ = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc, mientras que la escalera de distancias locales (SH0ES 2022) da 73,0 ± 1,0 km/s/Mpc. La discrepancia supera 5σ y podría apuntar a nueva física: energía oscura temprana, neutrinos relativistas adicionales o variaciones de la constante gravitatoria. El tiempo de Hubble 1/H₀ ≈ 14,4 Gyr aproxima la edad del universo; el radio de Hubble c/H₀ ≈ 4 300 Mpc delimita la escala de causalidad actual.
Desplazamiento al rojo cosmológico
El desplazamiento al rojo (redshift, z) se define como z = (λ_obs − λ_em) / λ_em y mide en cuánto se han estirado las longitudes de onda desde que la luz fue emitida. En astronomía extragaláctica es la magnitud más medida para situar objetos en distancia y tiempo. Hay tres orígenes físicos: el Doppler clásico (movimiento relativo), el gravitacional (luz que escapa de un pozo gravitatorio profundo) y el cosmológico (expansión del espacio entre emisor y receptor). En escalas de megaparsecs y más, domina el cosmológico: a z = 1, el factor de escala del universo era la mitad del actual; a z ≈ 1 089 vemos el plasma primordial del CMB. El JWST ha detectado galaxias a z > 14, solo unos 300 millones de años tras el Big Bang.
Eras de radiación y de materia
La historia térmica del universo primitivo se divide en grandes épocas según qué componente dominaba la densidad de energía. Durante la era de radiación —desde el tiempo de Planck hasta ≈ 50 000 años de edad cósmica— fotones y neutrinos relativistas dominaban: la densidad de radiación cae como ρ_rad ∝ a⁻⁴, frente al ρ_mat ∝ a⁻³ de la materia, así que la materia ganó inevitablemente al expandirse el universo. A lo largo de la era de radiación se produjo la nucleosíntesis primordial (entre 3 y 20 minutos), que fijó la abundancia primordial de H, He y Li. La temperatura en la igualdad radiación-materia fue de unos 9 000 K (z ≈ 3 400).
La era de materia comenzó en esa igualdad y duró hasta que la energía oscura igualó a la materia, hacia los 9-10 Gyr (z ≈ 0,55). Es la época de mayor formación de estructuras: la recombinación liberó el CMB a los ≈ 380 000 años, las primeras estrellas aparecieron a los 100-200 Myr y los cúmulos de galaxias se ensamblaron jerárquicamente. El factor de escala creció durante esta era como a ∝ t^(2/3), con desaceleración progresiva antes de la aceleración actual impulsada por Λ.
Fondo cósmico de microondas
El fondo cósmico de microondas (CMB) es la radiación residual liberada en la recombinación, hace unos 380 000 años, cuando el universo se enfrió por debajo de ≈ 3 000 K y los electrones se unieron a los protones para formar hidrógeno neutro. La radiación, que antes no podía propagarse libremente por el plasma acoplado, escapó y viajó sin obstáculos hasta hoy. El estiramiento cosmológico la convirtió en un cuerpo negro casi perfecto a 2,7255 K en la banda de microondas.
Sus pequeñas anisotropías de temperatura, del orden de 10⁻⁵ K, codifican los parámetros del modelo ΛCDM con una precisión del 1 %: edad, contenido de materia oscura, curvatura espacial (plana), índice espectral primordial y opacidad de la reionización. Lo descubrieron accidentalmente Penzias y Wilson en 1964 (Nobel 1978); COBE (1992) confirmó su espectro de cuerpo negro perfecto; WMAP y Planck (2009-2018) cartografiaron sus anisotropías hasta cerca del límite de la varianza cósmica. LiteBIRD buscará la huella de inflación en su polarización.
Reionización y horizonte de partículas
Tras la recombinación se abrió la "edad oscura" del universo: sin estrellas ni cuásares, solo hidrógeno neutro y materia oscura en expansión. Las primeras estructuras luminosas comenzaron a formarse a partir de los ≈ 100-150 Myr, y su radiación ultravioleta fue reionizando progresivamente el gas intergaláctico. Este período de reionización abarcó aproximadamente de z ≈ 15 (≈ 250 Myr) a z ≈ 6 (≈ 900 Myr), completándose cuando las burbujas de hidrógeno ionizado se solaparon. Su huella queda impresa en el espectro de cuásares (selva de Lyman-α), en la profundidad óptica del CMB (τ ≈ 0,054 según Planck 2018) y próximamente en la línea de 21 cm del hidrógeno neutro que observarán SKA y sus precursores. JWST ha hallado galaxias a z > 10 en la era de reionización, con una abundancia que supera las predicciones previas.
El horizonte de partículas delimita el universo observable: la superficie esférica comóvil a ≈ 46,5 Gly desde la que la información ha podido alcanzarnos desde el Big Bang. No es un "borde" físico, sino nuestra frontera causal: más allá existen regiones que todavía no han podido comunicarse con la nuestra. Crece a razón de ≈ 3,3 Gpc por Gyr, incorporando nuevas regiones del cosmos. La última superficie de dispersión del CMB se sitúa cerca de este horizonte, a z ≈ 1 089.
Paradoja de Olbers
La paradoja de Olbers señala una contradicción entre la oscuridad del cielo nocturno y la suposición de que el universo es infinito, eterno y homogéneamente poblado de estrellas: en esas condiciones, en cualquier dirección la línea de visión terminaría en la superficie de una estrella y el cielo nocturno brillaría tanto como la superficie solar. Heinrich Olbers la formuló en 1823, aunque Edmund Halley (1720) y Johannes Kepler ya habían advertido el problema antes. La resolución moderna combina dos hechos: la edad finita del universo (≈ 13,8 Gyr) limita el volumen del que ha podido llegar luz hasta hoy, y la expansión cósmica desplaza al rojo y atenúa la radiación de los objetos más lejanos. Ambos efectos hacen que la energía integrada de todas las estrellas visibles sea finita y muy pequeña. Paradójicamente, el cielo sí "brilla" en microondas: el CMB cubre la totalidad de la bóveda celeste a 2,7 K.
Materia bariónica
La materia bariónica —protones, neutrones y los átomos que forman— es todo lo que vemos: estrellas, planetas, gas, polvo y nosotros mismos. Sin embargo, en el inventario cosmológico representa apenas el 5 % del contenido total del universo (Ω_b ≈ 0,049), frente al 27 % de materia oscura y el 68 % de energía oscura. Su densidad cosmológica está fijada con precisión del 1 % tanto por la nucleosíntesis primordial (abundancias de H, D, He y Li) como por el espectro de potencias del CMB, y ambas medidas son mutuamente consistentes.
Un hallazgo desconcertante de principios de los 2000 era el "problema de los bariones perdidos": solo se encontraba contabilizado un 50-60 % de la materia bariónica esperada en el universo local. El resto se ocultaba en el medio intergaláctico tibio-caliente (WHIM, T ≈ 10⁵-10⁷ K), difícil de detectar por su baja densidad y temperatura intermedia. Observaciones recientes con eROSITA y XMM-Newton han ido cerrando esta brecha al detectar el WHIM en los filamentos cósmicos.
WIMP y axión: candidatos a materia oscura
La materia oscura constituye el 27 % de la densidad total del universo, pero su naturaleza es desconocida. Las dos candidatas más estudiadas son partículas hipotéticas: las WIMP y los axiones.
Una WIMP (Weakly Interacting Massive Particle) tendría una masa de 10 GeV a 1 TeV y solo interactuaría gravitacionalmente o a través de fuerzas de intensidad similar a la débil. Su atractivo teórico viene del "milagro de las WIMP": producida térmicamente en el universo primitivo, su densidad residual coincide naturalmente con la observada de materia oscura. Las búsquedas directas (XENONnT, LZ), en colisionadores (LHC) e indirectas (aniquilación en el centro galáctico) no han producido detección significativa hasta 2026, empujando los límites a secciones eficaces inferiores a 10⁻⁴⁶ cm².
El axión fue propuesto por Peccei y Quinn en 1977 para resolver el problema CP fuerte de la cromodinámica cuántica. Con masa entre μeV y meV e interacción extremadamente débil con el electromagnetismo, sería un candidato "frío" de materia oscura que formaría una sopa invisible en el halo galáctico. Los experimentos ADMX, IAXO y CASPEr buscan su conversión en fotones de microondas bajo campos magnéticos intensos. El acoplamiento fotónico está acotado en g_aγγ < 10⁻¹² GeV⁻¹.
Filamentos cósmicos, supercúmulos y vacíos
A escalas de decenas a miles de megaparsecs, la materia del universo se organiza en una red tridimensional —la red cósmica o cosmic web— formada por tres tipos de estructuras complementarias.
Los filamentos cósmicos son estructuras alargadas de 50-500 Mpc que conectan los nodos densos atravesando los vacíos. Albergan la mayor parte de la masa del universo en forma de galaxias y gas tibio-caliente intergaláctico (WHIM); la Gran Muralla Sloan supera los 400 Mpc y Hércules-Corona Borealis, de estar confirmada, superaría los 3 000 Mpc.
Los supercúmulos son los nodos más masivos de esa red: concentraciones de cúmulos y grupos de galaxias de 50-200 Mpc de diámetro y 10¹⁵-10¹⁷ masas solares. No están ligados gravitacionalmente —la expansión cósmica los separa—, pero marcan los picos de densidad de la distribución de materia. Laniakea (Tully 2014), que incluye la Vía Láctea, tiene ≈ 160 Mpc de diámetro y ≈ 10¹⁷ masas solares; el Gran Atractor en su interior arrastra a la Vía Láctea a ≈ 600 km/s respecto al CMB.
Los vacíos cósmicos ocupan más del 80 % del volumen del universo con densidades de galaxias entre el 10 % y el 50 % de la media cósmica. Son laboratorios cosmológicos de primer orden: la luz que los atraviesa sufre menos lentes gravitatorias y su dinámica interna es sensible a la energía oscura. El vacío de Bootes (≈ 100 Mpc), descubierto en 1981, sigue siendo uno de los más grandes cartografiados. Juntos, filamentos, supercúmulos y vacíos reproducen con precisión la geometría predicha por inflación + materia oscura fría a partir de las semillas del CMB, la prueba observacional más potente del modelo ΛCDM.