La energía oscura representa uno de los mayores problemas abiertos de la cosmología moderna.
Sabemos que el universo se está expandiendo y que, durante los últimos miles de millones de años, esa expansión se ha acelerado. Lo que todavía desconocemos es qué causa exactamente esa aceleración.
«Energía oscura» es el nombre que utilizamos para describir ese componente o fenómeno desconocido.
No sabemos si se trata realmente de una forma de energía, de una propiedad del vacío, de un campo físico que cambia con el tiempo o incluso de una señal de que nuestra descripción de la gravedad necesita modificarse a escalas cosmológicas.
Lo que sí sabemos es que las observaciones obligan a explicar una expansión acelerada del universo.
Y en los últimos años ha aparecido una posibilidad especialmente interesante: la energía oscura podría no ser constante.
Los resultados del experimento DESI han abierto esa discusión, aunque los datos más recientes publicados en 2026 muestran que la situación todavía está lejos de estar resuelta.
Para entender el problema debemos empezar por separar tres cuestiones: qué observamos, cómo describimos matemáticamente esa observación y qué creemos que podría producirla.
Primero: el universo se está expandiendo
La expansión cósmica significa que, a gran escala, las distancias entre galaxias que no están gravitacionalmente unidas aumentan con el tiempo.
No debemos imaginar necesariamente galaxias viajando a través de un espacio inmóvil desde un punto central.
En relatividad general, es el propio espacio a gran escala el que puede evolucionar.
Las observaciones de galaxias muestran una relación sistemática entre distancia y corrimiento al rojo. Cuanto más lejos observamos, más profundamente estamos viendo también hacia el pasado del universo.
Este conjunto de evidencias se desarrolla con detalle en Cómo sabemos que el universo se expande.
Durante gran parte del siglo XX parecía razonable esperar que la gravedad frenara progresivamente esa expansión.
Pero a finales de la década de 1990 apareció un resultado inesperado.
Las supernovas revelaron que la expansión se aceleraba
Dos equipos independientes estudiaron supernovas de tipo Ia situadas a enormes distancias.
Estas explosiones estelares pueden utilizarse como indicadores de distancia porque su luminosidad puede estandarizarse mediante relaciones observables.
Al comparar las distancias obtenidas con el corrimiento al rojo de las galaxias donde habían explotado, los investigadores encontraron que las supernovas lejanas aparecían más débiles —y por tanto más alejadas— de lo esperado en un universo cuya expansión simplemente estuviera frenándose.
La interpretación que acabó imponiéndose fue extraordinaria:
la expansión del universo había comenzado a acelerarse.
El descubrimiento condujo al Premio Nobel de Física de 2011 para Saul Perlmutter, Brian Schmidt y Adam Riess.
Desde entonces, la aceleración cósmica no depende únicamente de aquellas primeras supernovas. Se estudia combinando diferentes observaciones cosmológicas.
Qué significa realmente «energía oscura»
La expresión puede resultar engañosa.
No hemos encontrado una sustancia llamada energía oscura en un laboratorio.
El término describe aquello que, dentro de nuestros modelos cosmológicos, permite explicar por qué la expansión reciente del universo se acelera.
Actualmente, el modelo cosmológico estándar asigna aproximadamente dos tercios del contenido energético total del universo a este componente.
El resto corresponde principalmente a materia oscura y materia ordinaria.
Esto tampoco significa que el universo sea una mezcla física sencilla de tres líquidos diferentes.
Son componentes definidos mediante su comportamiento gravitatorio y su papel dentro de las ecuaciones cosmológicas.
La materia oscura, por ejemplo, ejerce gravedad atractiva y contribuye a la formación de galaxias y grandes estructuras.
La energía oscura, en cambio, está asociada a la aceleración de la expansión cósmica.
Materia oscura y energía oscura no son lo mismo
La similitud de los nombres genera una confusión frecuente.
Materia oscura y energía oscura son problemas físicos diferentes.
La materia oscura:
- se concentra gravitacionalmente;
- forma halos alrededor de galaxias y cúmulos;
- contribuye a mantener estructuras cósmicas;
- ejerce gravedad atractiva;
- su naturaleza microscópica sigue siendo desconocida.
La energía oscura:
- parece distribuirse de forma muy homogénea a escalas cosmológicas;
- está asociada con la expansión acelerada;
- no sabemos si corresponde a una sustancia, campo o propiedad geométrica;
- su naturaleza física también permanece desconocida.
Compartir la palabra «oscura» significa principalmente que desconocemos su naturaleza fundamental.
La explicación más sencilla: la constante cosmológica
La forma más simple de describir la aceleración dentro de la relatividad general utiliza la denominada constante cosmológica, representada habitualmente mediante la letra griega Λ.
Albert Einstein introdujo originalmente este término en sus ecuaciones gravitatorias en un contexto muy diferente: intentaba construir un universo estático.
Cuando quedó claro que el universo se expandía, esa motivación perdió sentido.
Décadas después, el descubrimiento de la expansión acelerada devolvió la constante cosmológica al centro de la cosmología.
En su interpretación moderna, Λ puede comportarse como una densidad de energía uniforme asociada al propio espacio.
A medida que el universo se expande, la densidad de materia disminuye porque la materia queda distribuida en un volumen cada vez mayor.
Una constante cosmológica, en cambio, mantiene aproximadamente la misma densidad.
Con el tiempo, por tanto, puede llegar a dominar la evolución cósmica.
El modelo ΛCDM
El modelo cosmológico estándar recibe el nombre de ΛCDM.
Las letras CDM significan Cold Dark Matter, materia oscura fría, mientras que Λ representa la constante cosmológica.
Este modelo explica con enorme éxito un conjunto muy amplio de observaciones:
- la expansión cósmica;
- la radiación cósmica de fondo;
- la formación de galaxias y cúmulos;
- las oscilaciones acústicas de bariones;
- la distribución de materia a gran escala;
- una gran parte de las observaciones de supernovas.
También permite reconstruir una edad del universo próxima a 13.800 millones de años, cuestión desarrollada en Cómo sabemos la edad del universo.
Pero que ΛCDM funcione muy bien no significa que comprendamos físicamente todos sus componentes.
Precisamente la energía oscura es uno de sus mayores misterios.
El gran problema de la energía del vacío
Una posibilidad es interpretar la constante cosmológica como energía del vacío.
En física cuántica, el vacío no equivale necesariamente a una ausencia absoluta de campos y actividad física.
Los campos cuánticos poseen propiedades incluso en su estado de menor energía.
Esto plantea inmediatamente un problema enorme.
Las estimaciones teóricas de la energía del vacío pueden diferir de la densidad de energía oscura inferida cosmológicamente por cantidades gigantescas, dependiendo de cómo se realice el cálculo y de qué escala física se considere.
Esta discrepancia se conoce como problema de la constante cosmológica.
No es una pequeña desviación experimental.
Es una señal de que nuestra comprensión de la relación entre teoría cuántica, gravedad y vacío está incompleta.
La energía oscura podría ser dinámica
La constante cosmológica tiene una característica especialmente sencilla: no cambia con el tiempo.
Pero esa no es la única posibilidad.
También se han propuesto campos dinámicos cuyo comportamiento podría evolucionar a medida que cambia el universo.
Una familia de estas hipótesis recibe a menudo el nombre de quintaesencia.
En lugar de una densidad absolutamente constante, tendríamos un campo cuya presión y densidad podrían variar durante la historia cósmica.
Encontrar evidencia convincente de este comportamiento supondría un cambio muy importante en cosmología fundamental.
Y precisamente ahí aparecen los resultados recientes de DESI.
Qué mide DESI
DESI —Dark Energy Spectroscopic Instrument— está diseñado para construir un gigantesco mapa tridimensional del universo.
Lo hace midiendo los espectros y corrimientos al rojo de decenas de millones de galaxias y cuásares.
El instrumento ha observado ya decenas de millones de objetos y ha producido uno de los mapas tridimensionales más extensos de la estructura cósmica.
Una de sus principales herramientas son las oscilaciones acústicas de bariones o BAO.
Estas constituyen una escala característica heredada de ondas que se propagaban por el plasma del universo temprano.
La distribución posterior de galaxias conserva estadísticamente esa escala.
Por eso puede utilizarse como una especie de regla estándar cósmica.
Midiendo cómo parece cambiar esa regla a diferentes distancias y épocas podemos reconstruir cómo se ha expandido el universo.
DESI encontró indicios de que la energía oscura podría cambiar
Los primeros resultados de DESI fueron compatibles de manera general con el modelo cosmológico estándar.
Pero apareció una característica interesante cuando sus mediciones se combinaron con otros conjuntos de datos, como la radiación cósmica de fondo y diferentes muestras de supernovas.
Los datos mostraban cierta preferencia por modelos donde la energía oscura cambia con el tiempo.
Los resultados correspondientes a los primeros tres años de observaciones, publicados en 2025, reforzaron esos indicios.
Esto produjo titulares que sugerían que la constante cosmológica estaba a punto de ser descartada.
Pero esa conclusión era demasiado fuerte.
Una preferencia estadística por un modelo alternativo no equivale automáticamente al descubrimiento de nueva física.
Los resultados dependen también de qué conjuntos de datos se combinan, cómo se modelan los errores sistemáticos y qué parametrización se utiliza para describir una posible evolución.
Los resultados de 2026 han complicado la historia
En julio de 2026, DESI publicó un nuevo análisis basado en el denominado bosque Lyman-alfa.
La técnica utiliza la luz de cuásares muy lejanos.
Mientras esa luz atraviesa el espacio intergaláctico, nubes de hidrógeno absorben determinadas longitudes de onda. El conjunto de absorciones permite reconstruir la distribución de materia cuando el universo era mucho más joven.
Los nuevos resultados aprovechan no solo la señal BAO, sino información más amplia contenida en la distribución del hidrógeno.
Las restricciones cosmológicas obtenidas son considerablemente más precisas que las anteriores para esta técnica.
Y apareció un resultado especialmente importante:
la nueva medición se desplazó hacia una mayor compatibilidad con el modelo ΛCDM.
Esto no demuestra que los indicios anteriores de energía oscura variable fueran falsos.
Pero tampoco permite afirmar que ya exista evidencia concluyente de evolución temporal.
La situación actual es, por tanto, más interesante que un simple «sí» o «no».
Algunos conjuntos de observaciones favorecen una energía oscura dinámica, mientras que nuevas mediciones de alta precisión muestran un comportamiento más próximo al modelo estándar.
Qué significa el parámetro w
Los cosmólogos describen parte del comportamiento de la energía oscura mediante un parámetro denominado w, que relaciona presión y densidad energética.
Para una constante cosmológica:
w = −1
Si las observaciones demostraran convincentemente que w difiere de −1 o cambia con el tiempo, la constante cosmológica dejaría de ser una explicación suficiente.
Por eso los experimentos modernos intentan medir este comportamiento con una precisión cada vez mayor.
Los modelos denominados w0waCDM permiten precisamente que la ecuación de estado evolucione con el tiempo cósmico.
Sin embargo, añadir parámetros a un modelo aumenta su flexibilidad.
Por eso no basta con que un modelo más complejo ajuste ligeramente mejor los datos: la mejora debe ser suficientemente importante y reproducirse con observaciones independientes.
¿Podría estar equivocada la relatividad general?
Existe otra posibilidad.
Quizá la aceleración cósmica no corresponda a un nuevo componente material o energético.
Podría indicar que la relatividad general necesita alguna modificación cuando se aplica a las mayores escalas del universo.
La relatividad general ha superado pruebas extremadamente exigentes desde el Sistema Solar hasta sistemas de estrellas compactas y ondas gravitacionales.
Pero las escalas cosmológicas son enormemente mayores.
Por eso existen modelos de gravedad modificada que intentan reproducir la aceleración sin introducir una constante cosmológica convencional.
Hasta ahora, ninguno ha sustituido claramente a ΛCDM como explicación general de los datos.
Pero siguen siendo una línea legítima de investigación.
Cómo podemos estudiar algo que no vemos directamente
La energía oscura no se detecta como se detecta una estrella, un planeta o una partícula en un detector.
Se investiga reconstruyendo la historia del universo mediante diferentes observaciones.
Entre las principales se encuentran:
- Supernovas de tipo Ia: permiten comparar distancia y expansión en diferentes épocas.
- Oscilaciones acústicas de bariones: funcionan como una regla estándar cósmica.
- Radiación cósmica de fondo: establece las condiciones del universo temprano y restringe los parámetros cosmológicos.
- Lentes gravitacionales: permiten estudiar cómo se distribuye la materia y cómo crecen las estructuras.
- Distribución de galaxias: revela cómo se ha desarrollado la estructura cósmica.
- Bosque Lyman-alfa: permite estudiar materia y expansión a grandes corrimientos al rojo.
La fuerza del argumento cosmológico procede precisamente de la combinación de líneas de evidencia independientes.
Euclid, DESI y Roman: una nueva etapa de precisión
Los próximos años serán especialmente importantes para este problema.
DESI continúa ampliando su mapa tridimensional del universo y analizará un conjunto de datos todavía mayor.
La misión Euclid de la Agencia Espacial Europea estudia miles de millones de galaxias para reconstruir la geometría del universo y el crecimiento de las estructuras.
El telescopio espacial Nancy Grace Roman de NASA está diseñado para realizar estudios cosmológicos de gran campo utilizando supernovas, distribución de galaxias y lentes gravitacionales.
La combinación de experimentos diferentes es esencial.
Si una desviación respecto a ΛCDM aparece independientemente mediante varias técnicas, aumentará enormemente su credibilidad.
Si desaparece a medida que disminuyen los errores, significará que el modelo estándar ha superado otra prueba exigente.
¿La energía oscura podría destruir galaxias o el Sistema Solar?
En el modelo estándar, no.
La expansión cósmica domina a escalas enormes donde las estructuras no están gravitacionalmente ligadas entre sí.
Dentro de galaxias, sistemas planetarios, planetas, organismos o átomos actúan fuerzas muchísimo más fuertes.
La Vía Láctea no se expande internamente siguiendo la expansión general del universo.
El Sistema Solar tampoco aumenta de tamaño por efecto de la energía oscura.
Existen modelos hipotéticos extremos —como algunas variantes asociadas al llamado Big Rip— en los que una energía oscura creciente podría llegar a desintegrar estructuras.
Pero no existe actualmente evidencia de que ese sea el destino real del universo.
¿Qué ocurrirá con el universo en el futuro?
La respuesta depende de la naturaleza de la energía oscura.
Si se comporta como una constante cosmológica, la expansión acelerada continuará indefinidamente.
Con el tiempo, las galaxias no ligadas gravitacionalmente quedarían cada vez más alejadas y muchas acabarían fuera de nuestro horizonte observable.
El universo se volvería progresivamente más frío y diluido.
Si la energía oscura cambia con el tiempo, otros destinos son posibles.
Pero predecirlos exige conocer primero su comportamiento real.
Por ahora, cualquier escenario más específico debe tratarse como una posibilidad teórica, no como un destino observado.
Qué sabemos y qué todavía no sabemos
Podemos resumir la situación actual de la siguiente manera:
- La expansión acelerada del universo está respaldada por múltiples observaciones.
- «Energía oscura» es el nombre utilizado para el componente o mecanismo responsable dentro de los modelos cosmológicos.
- Representa aproximadamente dos tercios del contenido energético del universo en ΛCDM.
- La constante cosmológica es actualmente la descripción más sencilla.
- No comprendemos por qué tendría el valor observado.
- Podría existir un campo dinámico que cambie con el tiempo.
- Los resultados de DESI de 2024 y 2025 mostraron indicios interesantes de evolución temporal.
- Nuevos resultados de DESI publicados en julio de 2026 son más compatibles con ΛCDM en una importante medición del bosque Lyman-alfa.
- Por tanto, no se ha demostrado todavía que la energía oscura evolucione.
- También siguen investigándose modificaciones de la gravedad y otras explicaciones.
Preguntas frecuentes sobre la energía oscura
¿Qué es la energía oscura?
Es el nombre utilizado en cosmología para el componente o fenómeno asociado a la expansión acelerada del universo. Su naturaleza física sigue siendo desconocida.
¿Se ha detectado directamente?
No como una partícula o sustancia aislada en un laboratorio. Su existencia se infiere a partir de la historia observada de la expansión cósmica y de la forma en que diferentes modelos reproducen las observaciones.
¿Energía oscura y materia oscura son lo mismo?
No. La materia oscura contribuye gravitacionalmente a formar y mantener estructuras cósmicas. La energía oscura está asociada con la aceleración de la expansión del universo.
¿Cuánto del universo es energía oscura?
En el modelo cosmológico estándar representa aproximadamente entre el 68 y el 70 % del contenido energético total actual.
¿DESI ha demostrado que la energía oscura cambia?
No. Algunos resultados combinados mostraron una preferencia interesante por modelos de energía oscura dinámica, pero no constituyen una demostración. Nuevos datos publicados en 2026 han añadido además mediciones más compatibles con el modelo estándar.
¿Qué es la constante cosmológica?
Es un término de las ecuaciones de la relatividad general que puede producir expansión acelerada y que constituye la forma más sencilla de energía oscura dentro del modelo ΛCDM.
¿La energía oscura puede afectar a la Tierra?
No de forma apreciable. A escalas planetarias, estelares y galácticas dominan fuerzas gravitatorias y electromagnéticas mucho más intensas.
¿Sabemos cuál será el destino final del universo?
No con absoluta certeza. Si la energía oscura es una constante cosmológica, la expansión acelerada continuará indefinidamente. Otros comportamientos de la energía oscura permitirían escenarios diferentes.
Conclusión
La energía oscura no es una sustancia misteriosa que hayamos observado directamente flotando por el espacio. Es el nombre que damos al problema físico planteado por la expansión acelerada del universo.
La explicación más sencilla sigue siendo una constante cosmológica incluida en el modelo ΛCDM, que reproduce con notable éxito una enorme cantidad de observaciones.
Pero esa solución plantea preguntas profundas sobre la naturaleza del vacío y el valor extraordinariamente pequeño de la densidad de energía observada.
Además, DESI ha introducido una posibilidad fascinante: quizá el componente responsable de la aceleración no permanezca constante durante toda la historia cósmica.
Los resultados de 2025 reforzaron esa posibilidad, mientras que nuevas mediciones publicadas en 2026 han mostrado una mayor compatibilidad con el modelo estándar en una parte importante de los datos.
Por eso la conclusión rigurosa actualmente no es que «la energía oscura está cambiando» ni que «ΛCDM ha sido refutado».
La conclusión es que disponemos por primera vez de observaciones suficientemente precisas para someter estas ideas a pruebas cada vez más exigentes.
Resolver qué está acelerando realmente el universo podría obligarnos a comprender mejor el vacío cuántico, descubrir un nuevo campo fundamental o incluso modificar nuestra descripción de la gravedad.
Sea cual sea la respuesta, será una de las piezas fundamentales para comprender la historia y el futuro del cosmos.
Enlaces de interés
- Cómo sabemos que el universo se expande — Evidencias observacionales de la expansión cósmica y cómo reconstruimos su historia.
- Materia oscura: qué sabemos y qué evidencias tenemos — Qué observaciones indican la existencia de masa no visible y por qué no debe confundirse con la energía oscura.
- Cómo sabemos la edad del universo — Cómo la expansión, la radiación cósmica de fondo y otros datos permiten estimar unos 13.800 millones de años.
- Origen del universo — Contexto general sobre la evolución temprana del cosmos y el modelo del Big Bang.
Bibliografía y fuentes
- NASA Science. What is Dark Energy? Inside Our Accelerating, Expanding Universe. Revisión actualizada en agosto de 2026. Síntesis sobre aceleración cósmica, constante cosmológica, quintaesencia y alternativas gravitatorias.
- Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI). New DESI DR2 Lyman-alpha Results Shed Light on Dark Energy. 30 de julio de 2026. Resultados más recientes sobre el bosque Lyman-alfa y restricciones cosmológicas.
- DESI Collaboration. (2026). DESI DR2 Results IV: Alcock-Paczynski Measurements from the Lyman Alpha Forest and Cosmological Constraints.
- DESI Collaboration. (2025). Resultados cosmológicos DR2 basados en los primeros tres años del estudio DESI y mediciones de oscilaciones acústicas de bariones.
- Dark Energy Spectroscopic Instrument. More Than a Hint of Evolving Dark Energy — New Results and Data from DESI. 19 de marzo de 2025.
- NASA Science. Material científico de la misión Nancy Grace Roman Space Telescope sobre energía oscura, lentes gravitacionales, supernovas y estructura cósmica.
- European Space Agency (ESA). Documentación científica de la misión Euclid, dedicada al estudio de la geometría del universo, materia oscura y energía oscura.
- Planck Collaboration. Resultados cosmológicos de la misión Planck sobre parámetros del modelo ΛCDM y radiación cósmica de fondo.
- Perlmutter, S. et al. (1999). «Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae». The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
- Riess, A. G. et al. (1998). «Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant». The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
- Weinberg, Steven. (1989). «The Cosmological Constant Problem». Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.