El 95 % del universo escapa a la observación directa. Lo que llamamos "oscuro" no es, en realidad, más que materia desconocida — y quizás la mayor pregunta abierta de la física moderna.
Dos fuerzas que no podemos ver — solo su efecto.
La misión Planck (ESA, 2009–2013, análisis final en 2018) reconstruyó la composición del universo con una precisión hasta entonces inalcanzada, a partir de las diminutas fluctuaciones de temperatura del fondo cósmico de microondas. El resultado es aleccionador para nuestra autopercepción: todo lo que está hecho de átomos — estrellas, planetas, gas, nosotros mismos — constituye apenas un 5 % de la densidad de energía del universo.
El resto se reparte entre dos componentes que solo conocemos indirectamente, por sus efectos gravitatorios y cosmológicos: la materia oscura, que actúa gravitatoriamente como la materia ordinaria pero no emite, absorbe ni refleja luz — y la energía oscura, que confiere al universo un efecto repulsivo débil y acelera su expansión. Ninguno de los dos fenómenos fue predicho teóricamente; ambos se dedujeron de observaciones que contradecían el modelo establecido: la materia oscura en los años 1930/1970 a partir de movimientos galácticos demasiado rápidos, la energía oscura recién en 1998 a partir de supernovas lejanas y demasiado tenues. Los siguientes capítulos muestran cómo se descubrieron ambos rastros — y cuán poco sabemos todavía hoy sobre su verdadera naturaleza.
En 1933, el astrónomo Fritz Zwicky notó que las galaxias del cúmulo de Coma se movían mucho más rápido de lo que permitía la masa visible del cúmulo — llamó a la masa faltante "materia oscura", sin que la comunidad científica prestara en un principio mayor atención a la observación. La prueba decisiva y ampliamente aceptada la aportaron recién Vera Rubin y Kent Ford en los años 1970: midieron la velocidad de rotación de estrellas y gas en galaxias espirales como la galaxia de Andrómeda en función de la distancia al centro galáctico.
Representación esquemática según Vera Rubin y Kent Ford, años 1970 — órdenes de magnitud típicos de una galaxia espiral.
Según las leyes de la gravitación newtoniana y la distribución de masa visible, la velocidad de rotación debería disminuir con la distancia fuera de la región central densa — tal como disminuye la velocidad orbital de los planetas exteriores alrededor del Sol. En cambio, las velocidades medidas permanecían casi constantes, incluso muy fuera del disco luminoso. La única explicación dentro del marco de la física conocida: las galaxias están rodeadas por un halo extenso e invisible de materia, cuya gravedad mantiene a las estrellas exteriores en su órbita.
Zwicky ya tenía en sus manos la pista decisiva en 1933: llamó a la masa faltante del cúmulo de Coma "materia oscura" (en el original: dunkle Materie) — un término que él mismo acuñó, como astrónomo suizo de habla alemana, en el California Institute of Technology. Su método de medición (aplicar el teorema del virial a las velocidades del cúmulo) era metodológicamente cuestionable, sus cifras aproximadas — y su idea fue descartada como una curiosidad durante décadas. Solo las curvas de rotación precisas y difícilmente refutables de Rubin convirtieron la nota marginal de un solitario en uno de los pilares centrales de la cosmología moderna.
Las curvas de rotación fueron solo el comienzo. Desde entonces se ha acumulado evidencia independiente proveniente de métodos de observación muy diversos — cada una de ellas respalda por sí sola la imagen de un componente invisible, pero gravitatoriamente activo.
En casi ningún otro sistema puede mostrarse la materia oscura de forma tan gráfica como en el Cúmulo Bala (1E 0657-56): las imágenes de rayos X del telescopio Chandra muestran dónde se encuentra la masa de gas caliente y luminoso — la mayor parte de la materia normal. Los mapas de lentes gravitacionales débiles muestran, de forma independiente, dónde se encuentra la masa total real. Ambas distribuciones están claramente desplazadas entre sí.
Esta separación espacial difícilmente puede explicarse solo con gravedad modificada, y desde su publicación en 2006 se considera uno de los indicios más directos de una forma de materia independiente y apenas interactuante.
Que la materia oscura existe se considera bien fundamentado entre los astrofísicos. Lo que es, sigue siendo una incógnita. La búsqueda se concentra en tres clases de candidatos muy distintas:
Los experimentos más elaborados buscan una detección directa: detectores como XENONnT (Gran Sasso, Italia) y LUX-ZEPLIN (Dakota del Sur, EE. UU.) observan toneladas de xenón líquido ultrapuro en laboratorios profundamente subterráneos, a la espera de la rara señal de una partícula WIMP colisionando con un núcleo atómico de xenón. Hasta ahora no se ha encontrado ninguna señal convincente. Cada nueva medición nula excluye más regiones del espacio de parámetros posible, sin responder a la pregunta — es honesto no poder dar aquí una respuesta definitiva: la naturaleza de la materia oscura es uno de los campos de investigación más activos y menos resueltos de la física.
"Materia oscura" no indica qué es esta sustancia — el nombre describe únicamente lo que no hace: no emite luz, no la absorbe ni la refleja. Igual podría llamarse "materia invisible" o simplemente "sustancia X". Lo mismo vale para "energía oscura": un nombre provisional para un efecto medido — la expansión acelerada — cuya causa física se desconoce. Ambos términos son reconocimientos de una laguna en el conocimiento, no explicaciones.
En 1998, dos equipos independientes — el Supernova Cosmology Project, dirigido por Saul Perlmutter, y el High-Z Supernova Search Team, dirigido por Brian Schmidt y Adam Riess — publicaron una observación que nadie esperaba. Utilizaron supernovas de tipo Ia como "candelas estándar": estas explosiones de enanas blancas alcanzan un brillo máximo conocido y casi uniforme, lo que permite determinar con precisión la distancia a partir de su brillo aparente. Sin embargo, las supernovas lejanas — y por tanto más tempranas en el tiempo — aparecían sistemáticamente más débiles de lo que cabría esperar en un universo frenado por la materia y la gravedad. La única explicación consistente: la expansión del universo no se está desacelerando, sino acelerando. Por este descubrimiento, Perlmutter, Schmidt y Riess recibieron el Premio Nobel de Física en 2011.
En 1917, Einstein añadió a sus ecuaciones de campo un término adicional, la constante cosmológica Λ, para permitir un universo estático — y la descartó tras el descubrimiento de la expansión por Hubble, calificándola como su "mayor error". Después de 1998, Λ regresó, esta vez como la explicación más simple de la energía oscura: una densidad de energía del vacío constante.
El problema: la teoría cuántica de campos predice una densidad de energía del vacío unas 120 órdenes de magnitud superior al valor observado — a menudo calificada como la peor predicción cuantitativa de la historia de la física. De dónde proviene el valor observado, diminuto pero distinto de cero, sigue siendo desconocido.
Si la energía oscura corresponde efectivamente a una verdadera constante cosmológica, el futuro del universo ya está en gran medida trazado: una expansión eterna y acelerada. El escenario favorito lleva un nombre poco espectacular — Big Freeze, también llamado muerte térmica. Las estrellas agotan su combustible, las galaxias se pierden más allá del horizonte observable en cada momento, la materia se desintegra a lo largo de períodos inimaginables, hasta que el universo alcanza un equilibrio frío y extremadamente diluido.
Evolución esquemática del factor de escala — expansión retardada durante el dominio de la materia, transición hace ~5 mil millones de años, aceleración desde entonces.
Los escenarios alternativos — un nuevo colapso (Big Crunch, con suficiente materia y gravedad) o un desgarro del propio espacio-tiempo (Big Rip, con una energía oscura en constante crecimiento) — se consideran, según las mediciones actuales, claramente menos probables. Lo que la expansión continua significa para el borde de lo observable y para preguntas más allá de nuestro alcance físico se profundiza en la visión general aparte sobre los límites cosmológicos.
El camino hacia el Big Freeze no es cuestión de millones de años, sino de órdenes de magnitud que hacen parecer pequeños incluso a los períodos cosmológicos. En la era estelífera, en la que nos encontramos, todavía arden estrellas (hasta ~10¹⁴ años). Después comienza la era degenerada, en la que solo quedan enanas blancas y enanas marrones, seguida de la era de los agujeros negros, en la que incluso los agujeros negros se evaporan mediante radiación de Hawking (~10¹⁰⁰ años). Lo que queda después es objeto de los límites cosmológicos — aquí basta la breve perspectiva de que el fin del universo, si Λ permanece constante, no será un estallido, sino un desvanecimiento.
Pese a todos los avances, queda al menos una contradicción concreta: dos métodos independientes y de alta precisión para medir la tasa de expansión actual del universo (constante de Hubble H₀) arrojan valores que estadísticamente no se solapan.
Las mediciones locales a través de la escalera de distancias cósmicas arrojan cerca de 73,0 km/s/Mpc. El retrocálculo a partir del fondo cósmico de microondas, asumiendo el modelo estándar ΛCDM, arroja cerca de 67,4 km/s/Mpc — una diferencia de aproximadamente 8–9 % que no es ruido de medición. Si la solución reside en errores sistemáticos aún no descubiertos, en nueva física de la energía oscura o en partículas hasta ahora desconocidas, es una de las preguntas abiertas más activas de la cosmología.
La tensión de Hubble no es un problema marginal, sino que afecta a la magnitud fundamental con la que se calibra cada distancia en el universo. Si se resuelve como un error de medición, ΛCDM permanece intacto. Si se sigue confirmando, podría ser el primer indicio concreto de que la energía oscura — o la materia oscura — es más compleja de lo que asume la simple constante cosmológica. Ambas posibilidades convierten la tensión de Hubble en uno de los finales abiertos más apasionantes de este capítulo de la física.