Sabemos que el universo se expande porque, a gran escala, las galaxias muestran una relación sistemática entre su distancia y el corrimiento al rojo de su luz, y porque varias observaciones independientes —supernovas, radiación cósmica de fondo y oscilaciones acústicas de bariones— reconstruyen una misma historia general de expansión cósmica.
La expansión del universo no es una conclusión basada en una única fotografía ni en observar directamente cómo una galaxia cambia de posición durante una vida humana. Se infiere comparando distancias, espectros, estructuras y objetos observados en distintas épocas cósmicas.
Además, la evidencia permite afirmar algo todavía más preciso: la velocidad de expansión ha cambiado a lo largo de la historia del cosmos y, durante los últimos miles de millones de años, la expansión ha estado acelerándose.
Sin embargo, todavía existe una cuestión importante sin resolver: distintos métodos muy precisos no proporcionan exactamente el mismo valor para la velocidad actual de expansión. Es la llamada tensión de Hubble, uno de los principales problemas abiertos de la cosmología actual.
Qué significa realmente que el universo se expande
Decir que el universo se expande no significa imaginar galaxias saliendo despedidas desde un punto central hacia un espacio vacío exterior.
En cosmología, la expansión describe cómo cambia con el tiempo la escala de las distancias entre regiones suficientemente alejadas del universo.
Dos galaxias que participan del flujo cósmico pueden encontrarse cada vez más separadas porque aumenta la distancia definida por la geometría del espacio entre ellas.
La relatividad general proporciona el marco matemático con el que se describe esta evolución del espacio-tiempo. Sus fundamentos se explican con más detalle en relatividad, espacio, tiempo y gravedad.
La expansión no ocurre igual en todas las escalas
La expansión cosmológica domina a escalas suficientemente grandes.
Eso no significa que todos los objetos estén aumentando de tamaño.
Los átomos no se expanden con el universo. La Tierra no se expande por este motivo. El Sistema Solar tampoco. Incluso muchas galaxias y grupos de galaxias permanecen gravitatoriamente ligados.
Las fuerzas electromagnéticas y gravitatorias que mantienen unidos estos sistemas son mucho más importantes localmente que el efecto de la expansión cosmológica.
La expansión aparece claramente cuando estudiamos el universo en escalas intergalácticas suficientemente grandes.
La primera gran pista: el corrimiento al rojo de las galaxias
Los átomos y moléculas producen líneas espectrales en longitudes de onda específicas.
Cuando observamos una galaxia distante, podemos identificar esas mismas líneas y comparar su longitud de onda observada con la que medimos en el laboratorio.
En la mayoría de galaxias suficientemente lejanas, las líneas aparecen desplazadas hacia longitudes de onda mayores.
Este fenómeno se denomina corrimiento al rojo o redshift.
En el contexto cosmológico, una parte fundamental de ese corrimiento aparece porque la longitud de onda de la luz se estira mientras atraviesa un espacio que también está expandiéndose.
La física de esa radiación se desarrolla en luz, radiación y electromagnetismo.
No todo corrimiento al rojo demuestra expansión cosmológica
Conviene introducir una precisión importante.
La luz también puede desplazarse hacia el rojo por otros mecanismos.
- Un objeto que se aleja puede producir corrimiento Doppler.
- La gravedad puede modificar la frecuencia de la luz.
- Las galaxias tienen movimientos locales propios además del flujo cosmológico.
Por tanto, la demostración de la expansión no consiste simplemente en afirmar que «vemos luz roja».
Lo decisivo es el patrón sistemático que aparece al comparar corrimientos al rojo con distancias independientes para enormes cantidades de galaxias.
La relación entre distancia y velocidad de recesión
A finales de la década de 1920 quedó establecido que, en términos generales, cuanto más distante se encuentra una galaxia, mayor es su velocidad de recesión cosmológica.
Esta relación recibe actualmente el nombre de ley de Hubble-Lemaître.
Para distancias relativamente pequeñas en términos cosmológicos puede expresarse aproximadamente como:
v = H₀ × d
donde v es la velocidad de recesión, d la distancia y H₀ la constante de Hubble, que representa el ritmo de expansión en la época actual.
La relación no implica que la Tierra ocupe un lugar especial.
En un universo aproximadamente homogéneo a gran escala, un observador situado en otra galaxia vería el mismo tipo de patrón general: las galaxias suficientemente lejanas parecerían alejarse y las más distantes mostrarían una recesión mayor.
Por qué Georges Lemaître también forma parte del nombre
La historia suele simplificarse diciendo que Edwin Hubble «descubrió la expansión del universo» en 1929.
En realidad, el proceso fue colectivo.
Vesto Slipher había medido anteriormente importantes desplazamientos espectrales de nebulosas espirales. Henrietta Leavitt había descubierto la relación entre periodo y luminosidad de las estrellas cefeidas, fundamental para medir distancias. Georges Lemaître obtuvo soluciones cosmológicas en expansión a partir de la relatividad general y en 1927 relacionó datos de distancia y velocidad para estimar una tasa de expansión.
Hubble proporcionó posteriormente una relación observacional mucho más conocida utilizando distancias a galaxias y velocidades derivadas de sus espectros.
Por esta razón, la Unión Astronómica Internacional recomienda actualmente la denominación ley de Hubble-Lemaître.
Cómo sabemos a qué distancia están las galaxias
El corrimiento al rojo por sí solo no bastaría para establecer la relación original. También necesitamos medir distancias mediante procedimientos independientes.
Como no existe una única técnica capaz de cubrir todas las escalas del universo, los astrónomos utilizan una escalera de distancias cósmicas.
Entre sus peldaños aparecen:
- paralajes geométricos
- estrellas variables cefeidas
- estrellas de la punta de la rama de gigantes rojas
- máseres
- supernovas de tipo Ia
- otros indicadores de distancia galáctica
Las técnicas se solapan y permiten calibrar unas con otras.
Cuanto más precisa es la escala de distancias, mejor puede calcularse el valor actual de la constante de Hubble.
Las supernovas permiten mirar mucho más lejos
Las supernovas de tipo Ia son extraordinariamente luminosas y determinadas propiedades de sus curvas de luz permiten estandarizar su luminosidad intrínseca.
Comparando cuánto deberían brillar con cuánto observamos que brillan, podemos inferir distancias a galaxias extremadamente lejanas.
Eso permitió ampliar enormemente el estudio de la expansión más allá del universo local.
La gran sorpresa: la expansión está acelerándose
A finales de la década de 1990, dos equipos utilizaron supernovas de tipo Ia para reconstruir cómo había cambiado la expansión cósmica.
Esperaban medir cuánto se estaba frenando debido a la gravedad de la materia.
Encontraron algo distinto.
Las supernovas lejanas aparecían a distancias compatibles con que la expansión hubiera comenzado a acelerarse durante la historia relativamente reciente del universo.
Este descubrimiento condujo a la introducción del término energía oscura para describir el componente o propiedad física asociada a esa aceleración.
Expansión y expansión acelerada no son lo mismo. El universo podía expandirse aunque la expansión estuviera frenándose. Las supernovas permitieron descubrir que en épocas recientes ocurre lo contrario: la tasa de cambio de la escala cósmica corresponde a una expansión acelerada.
La radiación cósmica de fondo conserva otra prueba
La radiación cósmica de fondo procede de una época en la que el universo tenía aproximadamente 380.000 años.
Cuando electrones y núcleos pudieron formar átomos neutros, la radiación dejó de interactuar continuamente con partículas cargadas y comenzó a viajar libremente.
Desde entonces, la expansión del universo ha estirado enormemente la longitud de onda de esos fotones.
La radiación que originalmente correspondía a un universo de miles de grados se observa hoy como un fondo de microondas con una temperatura de aproximadamente 2,7 kelvin.
Esta transformación es exactamente el tipo de comportamiento esperado para radiación que viaja por un universo en expansión.
La historia de esa señal se explica con detalle en Primeros átomos del universo: cómo el cosmos se volvió transparente.
Las oscilaciones acústicas de bariones funcionan como una regla cósmica
En el universo temprano, materia y radiación formaban un plasma caliente donde se propagaban ondas de presión.
Cuando el universo se enfrió y la materia ordinaria se desacopló de la radiación, esas ondas dejaron una escala característica en la distribución de materia.
La huella todavía puede detectarse estadísticamente en la separación entre galaxias.
Se denomina oscilación acústica de bariones o BAO.
Como conocemos la escala física característica asociada a esa huella, podemos utilizarla como una especie de «regla estándar» para medir distancias cósmicas en distintas épocas.
Comparando la escala BAO observada a diferentes corrimientos al rojo podemos reconstruir cómo ha evolucionado la expansión del universo durante miles de millones de años.
DESI está construyendo el mapa tridimensional más preciso de esa expansión
El Dark Energy Spectroscopic Instrument, DESI, mide espectros de millones de galaxias y cuásares para determinar sus corrimientos al rojo y construir un enorme mapa tridimensional del universo.
Los resultados de su segunda publicación de datos cosmológicos utilizan más de 14 millones de galaxias y cuásares para medir la escala BAO durante diferentes etapas de la historia cósmica.
En abril de 2026, DESI completó las observaciones previstas para su sondeo original de cinco años después de haber observado más de 47 millones de galaxias y cuásares, además de más de 20 millones de estrellas.
El proyecto continúa ampliando sus observaciones.
La importancia de DESI no consiste simplemente en volver a demostrar que el universo se expande. Su objetivo es mucho más preciso: reconstruir cómo ha cambiado el ritmo de expansión y utilizar esa historia para investigar la naturaleza de la energía oscura.
¿Está cambiando la energía oscura?
Los resultados de DESI publicados en 2025 han aumentado el interés por una posibilidad: que la energía oscura no sea exactamente constante a lo largo del tiempo.
Los datos BAO de DESI son compatibles de manera razonable con el modelo cosmológico estándar ΛCDM cuando se consideran por sí mismos.
Sin embargo, al combinarlos con determinadas mediciones de la radiación cósmica de fondo y distintas colecciones de supernovas, algunos modelos donde la energía oscura evoluciona con el tiempo proporcionan un ajuste mejor.
Eso resulta científicamente interesante, pero todavía no constituye una demostración de que la energía oscura esté evolucionando.
Las conclusiones dependen de qué conjuntos de datos se combinan y de los modelos utilizados. Se necesitan más observaciones y análisis independientes.
La constante de Hubble no significa que la expansión siempre haya sido constante
El nombre puede resultar engañoso.
La constante de Hubble, H₀, describe el ritmo de expansión en la época actual.
La tasa de expansión en otras épocas se expresa mediante el parámetro de Hubble H(z), que cambia con el tiempo dependiendo de la composición y evolución del universo.
La radiación, la materia y la energía oscura influyen de manera distinta sobre esa evolución.
Por eso medir H₀ es importante, pero reconstruir toda la historia de H(z) proporciona mucha más información sobre la cosmología.
Cuánto se expande actualmente el universo
Aquí aparece uno de los grandes problemas de la cosmología moderna.
Una gran colaboración internacional publicó en 2026 una síntesis de diferentes métodos de la escala de distancias local y obtuvo:
H₀ = 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc.
Eso significa, de forma aproximada, que por cada megapársec adicional de distancia dentro del régimen donde se aplica esta relación, la velocidad de recesión asociada al flujo de Hubble aumenta unos 73,5 kilómetros por segundo.
Pero las observaciones del universo temprano proporcionan otro resultado cuando se interpretan dentro del modelo ΛCDM.
Las mediciones de Planck de la radiación cósmica de fondo proporcionaron aproximadamente:
H₀ = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc.
La diferencia es pequeña en apariencia, pero considerable frente a la precisión alcanzada por ambos tipos de medición.
La tensión de Hubble no cuestiona que el universo se expanda
Este punto es fundamental.
La tensión de Hubble no enfrenta una observación que diga que el universo se expande contra otra que diga que no se expande.
Ambos métodos requieren un universo en expansión.
Lo que no coincide es el valor exacto que debería tener hoy la tasa de expansión cuando se reconstruye desde épocas muy diferentes.
En abril de 2026, el análisis internacional Local Distance Network obtuvo 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc para el universo local y encontró una discrepancia de 7,1 desviaciones estándar respecto a una inferencia de 67,24 ± 0,35 km/s/Mpc obtenida a partir del universo temprano dentro de ΛCDM.
Eso mantiene abierta la posibilidad de errores sistemáticos aún no identificados, pero también la posibilidad de que el modelo cosmológico estándar necesite física adicional.
Cómo sabemos que la expansión no es una ilusión producida por nuestra posición
Si nos encontráramos en un punto especial desde el que todas las galaxias hubieran sido expulsadas, esperaríamos observar determinadas asimetrías y una geometría diferente.
En cambio, cuando observamos el universo a escalas suficientemente grandes encontramos una distribución aproximadamente homogénea e isotrópica.
La radiación cósmica de fondo también llega desde todas las direcciones con una uniformidad extraordinaria, salvo pequeñas anisotropías que contienen información sobre las semillas de la estructura cósmica.
El modelo de expansión no requiere un centro dentro del espacio observable desde el que todo se aleje.
¿Dónde está el centro de la expansión?
Dentro del modelo cosmológico estándar, la pregunta no tiene la respuesta intuitiva que tendría una explosión convencional.
La expansión no ocurre desde una posición central localizada dentro del universo observable.
La analogía habitual de puntos dibujados sobre la superficie de un globo que se infla puede ayudar a visualizarlo: todos los puntos se separan entre sí aunque ninguno sea el centro de la expansión sobre la propia superficie.
La analogía tiene límites —nuestro universo no es simplemente una superficie de goma incrustada necesariamente en un espacio exterior—, pero ayuda a abandonar la imagen de una explosión desde un centro espacial.
¿Puede una galaxia alejarse más rápido que la luz?
En distancias cosmológicas suficientemente grandes, la tasa a la que aumenta la distancia entre nosotros y una galaxia puede superar la velocidad de la luz.
Esto no viola la relatividad especial porque no se trata de un objeto atravesando localmente el espacio a una velocidad superior a la luz.
Es la distancia definida por la geometría del espacio-tiempo la que puede aumentar a ese ritmo.
Localmente, ningún objeto material puede adelantar a un fotón que pasa junto a él.
Mirar lejos significa observar el pasado
La luz necesita tiempo para viajar.
Cuando observamos una galaxia situada a miles de millones de años luz no la vemos como es ahora, sino como era cuando emitió la luz que recibimos.
Esta propiedad convierte la astronomía en una herramienta excepcional para reconstruir la expansión.
Al estudiar objetos situados a diferentes distancias observamos directamente diferentes épocas del universo.
La relación entre expansión e historia temporal también es fundamental para entender cómo sabemos la edad del universo.
La expansión es una conclusión basada en evidencias convergentes
Ninguna observación aislada sostiene todo el modelo.
La confianza procede de que técnicas físicamente distintas cuentan una historia compatible:
- distancia y corrimiento al rojo de galaxias
- ley de Hubble-Lemaître
- supernovas de tipo Ia
- radiación cósmica de fondo
- oscilaciones acústicas de bariones
- distribución a gran escala de galaxias
- edades de estrellas y evolución cósmica
Estas observaciones utilizan instrumentos, objetos y épocas diferentes y, sin embargo, requieren una historia cósmica en expansión.
Qué sabemos y qué sigue abierto
Sabemos con enorme confianza que:
- el universo se expande a gran escala
- la luz cosmológica se estira durante esa expansión
- la tasa de expansión ha cambiado con el tiempo
- la expansión reciente es acelerada
- la radiación cósmica de fondo y la estructura cósmica son compatibles con una historia de expansión desde un universo mucho más caliente y denso
Continúa abierto:
- el valor exacto de la constante de Hubble
- la causa física fundamental de la energía oscura
- si la energía oscura es estrictamente constante
- si la tensión de Hubble requiere nueva física o contiene todavía sistemáticos desconocidos
- cómo evolucionará la expansión en el futuro más lejano
Errores frecuentes sobre la expansión del universo
- «El Big Bang fue una explosión en un punto del espacio»: no es la descripción del modelo cosmológico estándar. La expansión afecta a la geometría del espacio a gran escala.
- «Existe un centro del universo desde el que se alejan las galaxias»: la expansión homogénea no requiere un centro situado dentro del espacio observable.
- «Todo se expande»: falso. Sistemas ligados como átomos, planetas, sistemas estelares y muchas galaxias no aumentan de tamaño siguiendo la expansión cósmica.
- «El corrimiento al rojo siempre es Doppler»: en cosmología existe un componente fundamental asociado a la expansión del espacio.
- «Hubble observó directamente galaxias moviéndose durante años»: la expansión se infiere comparando distancias y espectros, no viendo desplazamientos cosmológicos apreciables a simple vista.
- «La constante de Hubble significa que la expansión nunca cambia»: falso. H₀ es el valor actual; la tasa de expansión evoluciona.
- «La tensión de Hubble significa que quizá el universo no se expande»: falso. La discrepancia afecta al ritmo exacto, no a la existencia de la expansión.
- «La expansión acelerada significa que cada galaxia acelera mediante un motor»: no. Se refiere a la evolución de la escala cósmica.
Preguntas frecuentes
¿Cómo sabemos que el universo se expande?
Por la relación entre distancia y corrimiento al rojo de las galaxias y por evidencias independientes como supernovas, radiación cósmica de fondo y oscilaciones acústicas de bariones.
¿A qué velocidad se expande?
El valor exacto de la tasa actual sigue siendo objeto de debate. Las mediciones locales recientes se sitúan alrededor de 73,5 km/s/Mpc, mientras las inferencias del universo temprano dentro de ΛCDM se sitúan cerca de 67–68 km/s/Mpc.
¿La expansión está acelerándose?
Sí. Las observaciones de supernovas y otros indicadores cosmológicos muestran que la expansión reciente del universo es acelerada.
¿Dónde está el centro del universo?
La expansión cosmológica estándar no necesita un centro situado dentro del universo desde el que todo se aleje.
¿Nuestra galaxia se expande?
No de una forma apreciable debida a la expansión cósmica. La gravedad mantiene unida la Vía Láctea y domina completamente sobre ese efecto dentro de la galaxia.
¿La expansión demuestra el Big Bang?
Es una de sus evidencias fundamentales, pero el modelo del universo caliente y denso se apoya también en la radiación cósmica de fondo, las abundancias de elementos ligeros y la evolución de la estructura cósmica.
Conclusión
Sabemos que el universo se expande porque podemos medir cómo cambia sistemáticamente la luz de galaxias situadas a diferentes distancias y reconstruir cómo han evolucionado esas distancias durante miles de millones de años.
La ley de Hubble-Lemaître proporcionó la primera relación observacional fundamental. Las supernovas demostraron posteriormente que la expansión reciente es acelerada. La radiación cósmica de fondo permite conectar esa historia con el universo temprano y las oscilaciones acústicas de bariones proporcionan una regla cósmica con la que proyectos como DESI miden la expansión en diferentes épocas.
Las incógnitas actuales no cuestionan esta conclusión. La tensión de Hubble pregunta por qué distintas técnicas proporcionan tasas actuales ligeramente diferentes, y los resultados recientes de DESI investigan si la energía oscura podría evolucionar.
La expansión del universo no depende de una única observación: es una reconstrucción física respaldada por múltiples mediciones independientes que abarcan casi toda la historia observable del cosmos.
Bibliografía científica y fuentes recomendadas
- Lemaître, G. (1927). Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant.
- Hubble, E. (1929). A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae. Proceedings of the National Academy of Sciences.
- Riess, A. G. et al. (1998). Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. The Astronomical Journal.
- Perlmutter, S. et al. (1999). Measurements of Ω and Λ from 42 High-Redshift Supernovae. The Astrophysical Journal.
- Planck Collaboration (2020). Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters. Astronomy & Astrophysics.
- DESI Collaboration (2025). DESI DR2 results. I. Baryon acoustic oscillations from the Lyman-alpha forest.
- DESI Collaboration (2025). DESI DR2 results. II. Measurements of baryon acoustic oscillations and cosmological constraints. Physical Review D.
- H₀ Distance Network Collaboration (2026). The Local Distance Network: A community consensus report on the measurement of the Hubble constant at ~1% precision. Astronomy & Astrophysics.
- NASA / ESA. Recursos científicos sobre corrimiento al rojo cosmológico, escala de distancias y expansión del universo.
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