Por Shanaka Anslem Perera
28 de diciembre de 2025
“El universo no sólo es más extraño de lo que suponemos, sino más extraño de lo que podemos suponer”.
—J. B. S. Haldane, 1927
I. El número imposible
En la Tabla 1 de un artículo revisado por pares publicado en el Journal of High Energy Physics el 17 de septiembre de 2024, se encuentra un número que no debería existir: -0,16 electrón-voltios.
Esta cifra representa el valor más ajustado para la suma de las masas de los neutrinos en nuestro universo, medida mediante la combinación de observaciones del Instrumento Espectróscopo de Energía Oscura con datos del satélite Planck y el Telescopio Cosmológico de Atacama. Los autores —Nathaniel Craig de la Universidad de California en Santa Bárbara, Daniel Green de la Universidad de California en San Diego, Joel Meyers de la Universidad Metodista del Sur y Surjeet Rajendran de la Universidad Johns Hopkins— no ocultaron este hallazgo en un apéndice ni lo descartaron como un artificio estadístico. Titularon su artículo con un juego de palabras que contradice sus implicaciones revolucionarias: «Que no haya v es buena noticia».
El problema es sencillo. La masa del neutrino no puede ser negativa. La masa es, por definición, una cantidad positiva. Una partícula con masa negativa violaría la estructura fundamental de la teoría cuántica de campos, la relatividad especial y todo lo que entendemos sobre el universo físico. Sin embargo, los datos, analizados con impecable rigor estadístico y publicados en una de las revistas de física más prestigiosas, prefieren un valor de Σmν = −160 ± 90 meV con un 68 % de confianza. La masa mínima requerida por los experimentos de física de partículas —el umbral de oscilación de aproximadamente 0,059 eV, establecido tras décadas de mediciones de la oscilación de neutrinos— se excluye con un 99 % de confianza.
Este no es un resultado marginal de una colaboración marginal. El Instrumento Espectroscópico de Energía Oscura representa el estudio de galaxias más grande y sofisticado jamás realizado. Operando desde el Telescopio Mayall del Observatorio Nacional Kitt Peak en Arizona, DESI ha cartografiado las posiciones tridimensionales de más de catorce millones de galaxias y cuásares a lo largo de once mil millones de años de historia cósmica. Su segunda publicación de datos, anunciada el 19 de marzo de 2025, proporciona las mediciones más precisas jamás obtenidas de las oscilaciones acústicas bariónicas: las ondas sonoras fosilizadas del universo primitivo que sirven como regla cósmica para medir la historia de la expansión del espacio.
El documento oficial de la Colaboración DESI sobre la física de neutrinos, dirigido por Willem Elbers de la Universidad de Durham y coescrito por 118 científicos, resume la situación con una franqueza inusual:
“Los métodos estadísticos indicaron sorprendentemente masas negativas físicamente imposibles, llevando la tensión a un nivel de significancia de 3σ”.
Tres sigma corresponde aproximadamente a una probabilidad de 1 en 370 de ocurrir por casualidad. En cualquier otro contexto, esto se consideraría una evidencia sólida. En este contexto, es evidencia de lo imposible.
Lo que hace que este hallazgo sea realmente inquietante —lo que lo eleva de una peculiar anomalía estadística a una posible crisis en la física fundamental— es que la masa negativa del neutrino no es lo único imposible que nos revelan los datos de DESI. Las mismas observaciones, analizadas mediante el mismo riguroso marco estadístico, sugieren que la energía oscura, la misteriosa fuerza que impulsa la expansión acelerada del universo, no es constante. Parece estar evolucionando. Y no solo evolucionando, sino evolucionando de una manera que debería estar prohibida por todo lo que sabemos sobre teorías físicas consistentes.
Los datos prefieren una ecuación de estado de energía oscura que ha pasado por el valor negativo de uno (la constante cosmológica) desde territorio fantasma (w < −1) en el pasado hasta territorio de quintaesencia (w > −1) en la actualidad. Este cruce fantasma, como lo llaman los físicos, requiere inestabilidades cuánticas que desgarrarían el universo en escalas de tiempo microscópicas, o una revisión completa de nuestra comprensión de la gravedad y el espacio-tiempo. Ninguna opción es aceptable. Ambas están sobre la mesa.
Estamos presenciando, en tiempo real, lo que sucede cuando los instrumentos más precisos jamás construidos para medir el cosmos arrojan respuestas que nuestros marcos teóricos no pueden admitir. Las mediciones no son erróneas: han sido verificadas una y otra vez por equipos independientes utilizando métodos independientes, sometidas a los análisis sistemáticos de errores más rigurosos de la historia de la cosmología. Las matemáticas no son erróneas: las técnicas estadísticas empleadas son herramientas estándar utilizadas en la física y validadas a lo largo de décadas de predicciones acertadas. Algo más debe estar mal. La pregunta es qué.
II. Lo que realmente midió DESI
Para entender por qué los resultados de DESI han conmocionado a la comunidad cosmológica, primero debemos entender qué mide realmente DESI y por qué esas mediciones tienen un peso tan extraordinario.
DESI es un estudio espectroscópico, lo que significa que mide no solo la posición de las galaxias en el cielo, sino también sus corrimientos al rojo (el estiramiento de la luz causado por la expansión del espacio a medida que los fotones viajan a través de distancias cósmicas). Al combinar las posiciones angulares con las distancias de corrimiento al rojo, DESI construye un mapa tridimensional de la estructura a gran escala del universo con una precisión sin precedentes.
En este mapa, DESI busca un patrón sutil pero distintivo: las oscilaciones acústicas bariónicas. En los primeros cientos de miles de años tras el Big Bang, antes de que el universo se enfriara lo suficiente como para que se formaran los átomos, el cosmos estaba lleno de un plasma caliente de electrones, protones y fotones unidos en una danza cósmica. Las ondas sonoras (ondas de presión impulsadas por la interacción de la gravedad que atrae la materia hacia adentro y la presión de la radiación que la empuja hacia afuera) se propagaban a través de este plasma a aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz. Cuando el universo finalmente se enfrió lo suficiente como para que se formaran los átomos en una época llamada recombinación, estas ondas sonoras se congelaron, imprimiendo una escala característica de aproximadamente 150 megapársecs (unos 490 millones de años luz) en la distribución de la materia.
Esta escala, conocida como horizonte sonoro, proporciona una regla cósmica estándar. Al medir el tamaño aparente de esta regla en diferentes épocas de la historia cósmica —observando cómo aparecen las oscilaciones acústicas bariónicas en las distribuciones de galaxias a diferentes corrimientos al rojo—, los cosmólogos pueden reconstruir la historia de la expansión del universo con una precisión exquisita. El tamaño físico de la regla está determinado por la física conocida en el universo primitivo. Por lo tanto, cualquier cambio aparente en su tamaño observado debe reflejar la geometría y la expansión del espacio entre entonces y ahora.
La segunda publicación de datos de DESI proporciona mediciones de esta regla cósmica en siete secciones de corrimiento al rojo distintas, que abarcan desde z = 0,3 hasta z = 2,33, y abarcan aproximadamente once mil millones de años de historia cósmica. La precisión estadística de estas mediciones es extraordinaria: las distancias del horizonte sonoro están limitadas a menos del 1 % en la mayoría de los corrimientos al rojo, lo que representa una mejora del doble con respecto a la primera publicación de datos de DESI y la culminación de cuatro décadas de perfeccionamiento en la metodología de oscilación acústica bariónica.
Los resultados son inequívocos. Al combinarse con mediciones del fondo cósmico de microondas (el resplandor del Big Bang observado por el satélite Planck y el Telescopio Cosmológico de Atacama), los datos de DESI muestran claras desviaciones respecto a las predicciones del modelo cosmológico estándar, ΛCDM. Este modelo, que ha prevalecido como marco de consenso durante un cuarto de siglo, asume que la energía oscura adopta la forma de una constante cosmológica con una ecuación de estado w = −1 exactamente, invariable a lo largo del tiempo cósmico.
Los datos de DESI priorizan la evolución. Al permitir que la ecuación de estado de la energía oscura varíe según la parametrización estándar del CPL (w(z) = w₀ + wₐ × z/(1+z), donde w₀ es el valor actual y wₐ captura la tasa de cambio), los datos combinados de DESI y CMB desfavorecen la ΛCDM con una significancia de 3,1σ. Al añadir los datos de supernovas de Tipo Ia del conjunto de datos de cinco años del Dark Energy Survey, la preferencia por la energía oscura en evolución se eleva a 4,2σ. Esto supera con creces el umbral tradicional de 3σ para la evidencia y se acerca al estándar de 5σ para el descubrimiento.
III. El problema del cruce fantasma
Los valores de mejor ajuste del análisis de DESI revelan una historia notable. En la época actual, la energía oscura parece tener una ecuación de estado en torno a w₀ ≈ −0,75 a −0,78, significativamente mayor que el valor de la constante cosmológica de −1. Sin embargo, en el pasado cósmico reciente, los datos prefieren w < −1, lo que sitúa a la energía oscura en lo que los físicos denominan régimen fantasma. La transición entre estos regímenes, el cruce fantasma, parece haber ocurrido en torno a un corrimiento al rojo z ≈ 0,5, lo que corresponde a hace aproximadamente cinco mil millones de años.
Esto plantea un profundo problema teórico. En el régimen fantasma (w < −1), la densidad energética de la energía oscura aumenta a medida que el universo se expande, en lugar de disminuir o permanecer constante. Para un campo escalar simple —el candidato teórico más natural para la energía oscura dinámica—, entrar en el régimen fantasma requiere un término de energía cinética negativo, lo que conduce a inestabilidades cuánticas catastróficas. Se producirían partículas del vacío en una cascada de crecimiento exponencial que destruiría el universo en escalas de tiempo mucho más cortas que su edad observada.
El cruce fantasma en sí mismo es aún más problemático. Para que un solo campo escalar cruce de w < −1 a w > −1, la energía cinética debe pasar por cero mientras que la energía potencial permanece distinta de cero, una singularidad matemática que no se puede realizar en ninguna teoría clásica o cuántica consistente. Construcciones más exóticas que involucran múltiples campos o gravedad modificada pueden, en principio, producir un cruce fantasma, pero estas suelen predecir características específicas en la propagación de ondas gravitacionales que ya están descartadas por la observación.
La fusión de estrellas de neutrones GW170817, observada simultáneamente en ondas gravitacionales y radiación electromagnética el 17 de agosto de 2017, proporcionó la restricción crucial. Las ondas gravitacionales y los rayos gamma llegaron con una diferencia de 1,7 segundos entre sí tras viajar aproximadamente 130 millones de años luz. Esta llegada casi simultánea limita la diferencia entre la velocidad de la gravedad y la velocidad de la luz a menos de una parte en diez cuatrillones (|c_gw/c − 1| < 10⁻¹⁵). La mayoría de las teorías de gravedad modificadas que podrían producir un cruce fantasma predicen desviaciones de c_gw = c a niveles que superan ampliamente este límite.
Nos encontramos ante una situación preocupante. Los datos tienden a preferir algo que la física estándar no puede admitir. O bien contienen errores sistemáticos no identificados, o bien nuestros marcos teóricos requieren una revisión fundamental. Ninguna de las dos posibilidades puede descartarse.
IV. La crisis de los neutrinos
El problema del cruce fantasma sería bastante problemático por sí solo. Pero los datos de DESI presentan una segunda anomalía, igualmente inquietante, que a primera vista parece completamente ajena: la medición cosmológica de la masa de los neutrinos.
Los neutrinos son las partículas fantasma del Modelo Estándar: prácticamente sin masa, eléctricamente neutros y con una interacción tan débil que billones de ellos atraviesan el cuerpo cada segundo sin dejar rastro. Durante décadas, los físicos asumieron que los neutrinos carecían de masa, tal como predecía el Modelo Estándar original. Esta suposición se desvaneció en 1998 cuando el experimento Super-Kamiokande en Japón descubrió que los neutrinos oscilan entre sabores a medida que viajan, un fenómeno que solo es posible si las diferentes especies de neutrinos tienen masas diferentes. Los neutrinos tienen masa. La pregunta es cuánta.
Los experimentos de oscilación miden las diferencias de masa entre especies de neutrinos con extraordinaria precisión, pero no pueden determinar la escala de masa absoluta. Lo que sí pueden determinar es un límite inferior: la suma de las masas de los tres neutrinos debe superar aproximadamente 0,059 eV si la especie de neutrino más ligera tiene un orden normal (ν₁ < ν₂ < ν₃), o 0,099 eV si el orden está invertido. Este límite inferior de oscilación no es una incertidumbre estadística ni una suposición teórica; es una consecuencia directa de las divisiones de masa medidas y representa uno de los resultados más robustos en física de partículas.
La cosmología ofrece un enfoque complementario para medir la masa de los neutrinos. Los neutrinos masivos dejan huellas distintivas en la evolución de la estructura cósmica. En el universo primitivo, cuando los neutrinos eran relativistas, fluían libremente de los pozos de potencial gravitacional, suprimiendo el crecimiento de las fluctuaciones de densidad en escalas menores que su longitud de flujo libre. Esta supresión persiste en el universo tardío, reduciendo la amplitud del espectro de potencia de la materia según un patrón característico dependiente de la escala. Al medir esta supresión, los cosmólogos pueden restringir la suma de las masas de los neutrinos independientemente de los experimentos de oscilación.
Los resultados de DESI DR2 amplían esta restricción cosmológica con una precisión sin precedentes. Bajo el modelo ΛCDM estándar, la combinación de las mediciones de oscilación acústica bariónica de DESI con los datos del fondo cósmico de microondas de Planck y ACT arroja un límite superior de Σmν < 0,0642 eV con un 95 % de confianza . Este límite es sorprendente por dos razones. En primer lugar, la incertidumbre estadística se ha reducido a tan solo 0,020 eV, lo que la convierte en la medición cosmológica de masa de neutrinos más precisa jamás obtenida. En segundo lugar, y mucho más preocupante, este límite superior se sitúa por debajo del umbral de oscilación de 0,059 eV.
Léalo de nuevo. Los datos cosmológicos nos indican que los neutrinos pesan menos de lo que los experimentos de física de partículas han demostrado que deben pesar. Esto no es una tensión marginal en el límite de las incertidumbres estadísticas. La Colaboración DESI informa la discrepancia con una significancia de 3σ mediante métodos bayesianos y obtiene un límite superior de Feldman-Cousins de Σmν < 0,053 eV mediante métodos frecuentistas, un valor que supera el umbral de oscilación por un margen amplio.
Cuando el análisis se amplía para permitir masas efectivas negativas de neutrinos (una construcción matemática que puede imitar densidades de energía negativas de otras fuentes), la distribución posterior alcanza un máximo de entre −0,10 y −0,12 eV. Este es el origen de la cifra de −160 meV en el análisis de Craig et al. de los datos de DESI DR1, ahora confirmada y reforzada por el conjunto de datos DR2, más potente.
V. La conexión
Aquí es donde la trama se complica. La tensión de masa de los neutrinos y la preferencia evolutiva de la energía oscura no son fenómenos independientes. Están íntimamente conectados a través de la geometría de la expansión cósmica.
Cuando se permite que la ecuación de estado de la energía oscura evolucione según la parametrización w₀wₐCDM, ocurre algo notable: la tensión de masa del neutrino prácticamente desaparece. Con energía oscura en evolución, los datos de DESI y CMB arrojan Σmν < 0,163 eV con un 95 % de confianza , un valor cómodamente por encima del umbral de oscilación y consistente con toda la física conocida. La misma historia de expansión modificada que produce el cruce fantasma también desplaza la restricción cosmológica de masa del neutrino de imposiblemente baja a perfectamente razonable.
Esta conexión surge porque tanto la masa del neutrino como la energía oscura afectan a los mismos observables cosmológicos mediante efectos geométricos similares. Los neutrinos masivos contribuyen a la densidad energética total del universo, afectando la tasa de expansión y la relación distancia-desplazamiento al rojo. La energía oscura en evolución también modifica la tasa de expansión en función del desplazamiento al rojo. Desde la perspectiva de las mediciones de la oscilación acústica bariónica, estos efectos son parcialmente degenerados: dentro de ciertos rangos de parámetros, una mayor masa del neutrino combinada con la energía oscura en evolución puede producir mediciones de distancia casi idénticas a las de una menor masa del neutrino con energía oscura constante.
La Colaboración DESI lo expresa sin rodeos: «La preferencia de los datos de DESI y CMB por un modelo de energía oscura en evolución ofrece una posible solución» a la tensión de masa de los neutrinos. Pero este planteamiento oscurece una pregunta más profunda:
¿Cuál anomalía es la señal y cuál es el síntoma?
¿Estamos detectando una auténtica evolución de la energía oscura que, incidentalmente, resuelve la tensión de neutrinos? ¿O estamos malinterpretando algún error sistemático no identificado mediante un modelo que, casualmente, tiene suficiente libertad para absorber la discrepancia?
VI. La cuestión de la supernova
La evidencia de la evolución de la energía oscura se refuerza drásticamente al añadir datos de supernovas de Tipo Ia al análisis. Los datos de DESI y CMB por sí solos prefieren una evolución de 3,1σ. Al añadir la muestra de supernovas de cinco años del Dark Energy Survey, esta se eleva a 4,2σ, la mayor preferencia estadística observada con cualquier combinación de datos. Esta mejora ha centrado la atención en si los datos de supernovas podrían contener errores sistemáticos que inflan artificialmente la señal de evolución de la energía oscura.
George Efstathiou, de la Universidad de Cambridge, planteó precisamente esta preocupación en un artículo publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society a principios de 2025. Efstathiou identificó una diferencia sistemática de aproximadamente 0,04 magnitudes entre las supernovas de bajo corrimiento al rojo (principalmente del Foundation Survey, las muestras de CfA y el Proyecto Carnegie Supernova) y las supernovas de alto corrimiento al rojo observadas por el Dark Energy Survey. Esta diferencia, de ser real, podría deberse a diferencias en la calibración fotométrica, la corrección del polvo o los efectos de selección entre los estudios, y podría debilitar o eliminar sustancialmente la preferencia por la energía oscura en evolución.
El equipo del Dark Energy Survey respondió con una refutación detallada, dirigida por Maria Vincenzi. Su análisis atribuyó la diferencia a una combinación de diferencias físicas y metodológicas legítimas: una mejor modelización de la dispersión intrínseca de las supernovas y de las propiedades de la galaxia anfitriona explica aproximadamente el 43 % de la discrepancia, mientras que las diferencias en las funciones de selección y las correcciones del sesgo de Malmquist explican otro 38 %. Fundamentalmente, demostraron que incluso adoptando la metodología de análisis Pantheon+ —que no produce la misma diferencia— solo reduce la evidencia de la evolución de la energía oscura de 3,9σ a 3,3σ. La señal se debilita, pero no desaparece.
Un análisis independiente realizado por Chaudhary, Capozziello y colaboradores adoptó un enfoque diferente: en lugar de ajustar por posibles factores sistemáticos, simplemente excluyeron los datos de bajo corrimiento al rojo más problemáticos. Al eliminar de la muestra las supernovas por debajo de z = 0,01, observaron que la evidencia de la evolución de la energía oscura se debilita significativamente y la mayoría de los modelos dinámicos presentan un respaldo inconcluso o débil. Este hallazgo sugiere que las supernovas de corrimiento al rojo más bajo (las más susceptibles a correcciones de velocidad peculiares y efectos estructurales locales) podrían estar impulsando una parte desproporcionada de la señal.
La cuestión sistemática de las supernovas sigue abierta. Diferentes opciones de análisis producen conclusiones significativamente diferentes. Lo que está claro es que la preferencia de 4,2σ observada en las supernovas DES no es robusta a todas las variaciones metodológicas. Si esto refleja una sistemática genuina que debería reducir nuestra confianza en la evolución de la energía oscura, o si los análisis alternativos descartan información cosmológica real, es algo que no puede determinarse únicamente a partir de los datos.
VII. La anomalía LRG
Quizás el aspecto más preocupante de los resultados de DESI es que la señal de evolución de la energía oscura parece estar impulsada por un pequeño número de puntos de datos específicos que muestran una tensión inusual tanto con la cosmología estándar como con las mediciones anteriores.
Domenico Sapone y Savvas Nesseris, en un artículo publicado en Physical Review D en 2025, realizaron un análisis sistemático de valores atípicos de las mediciones de oscilación acústica bariónica de DESI. Identificaron dos puntos de datos en particular como los que impulsan la mayor parte de la desviación de ΛCDM: las mediciones de galaxias rojas luminosas con corrimientos al rojo efectivos z = 0,51 (LRG1) y z = 0,71 (LRG2) . Estos puntos muestran tensión con las predicciones de ΛCDM calibradas por Planck en el nivel de 2,0–2,5σ individualmente, y también presentan tensión con las mediciones previas de BOSS DR12 con los mismos corrimientos al rojo de aproximadamente 2σ.
Sapone y Nesseris realizaron una prueba reveladora: repitieron el análisis cosmológico excluyendo estos puntos de datos específicos. Los resultados son sorprendentes:
Sin las mediciones z = 0,295, 0,51 y 0,71:
w₀ = −1,050 ± 0,128 (consistente con la constante cosmológica)
wₐ = 0,208 ± 0,546 (consistente con evolución cero)
En otras palabras, toda la señal de evolución de la energía oscura desaparece. Se recupera ΛCDM.
Esto no significa necesariamente que las mediciones del LRG sean erróneas. Las fluctuaciones estadísticas producen valores atípicos; aproximadamente uno de cada veinte puntos de datos se desviará de la media en 2σ o más, puramente por casualidad. La colaboración DESI ha sometido estas mediciones a exhaustivas pruebas sistemáticas de error y no ha encontrado evidencia de artefactos instrumentales o analíticos. Los datos superaron todas las comprobaciones de validación.
Pero la concentración de la señal en unas pocas mediciones específicas debería hacernos reflexionar. Una detección cosmológica robusta debería surgir consistentemente a través de múltiples trazadores, intervalos de corrimiento al rojo y metodologías. Cuando la evidencia para una revisión importante de nuestra comprensión del universo depende críticamente de si se incluyen o excluyen tres puntos de datos específicos, la humildad intelectual exige que tratemos dicha evidencia con la debida cautela.
VIII. La perspectiva bayesiana
Las cifras de significancia estadística citadas a lo largo de este análisis (3,1σ, 4,2σ) son magnitudes frecuentistas. Miden la improbabilidad de los datos observados si ΛCDM fuera cierto. Sin embargo, la significancia frecuentista por sí sola no nos indica en qué medida debemos actualizar nuestras creencias sobre la evolución de la energía oscura. Para ello, necesitamos la comparación de modelos bayesianos.
Un análisis bayesiano exhaustivo realizado por DDY Ong, D. Yallup y W. Handley, de Cambridge, publicado en noviembre de 2025, revela un panorama más matizado. Solo para los datos de DESI y CMB, el logaritmo del factor bayesiano que compara w₀wₐCDM con ΛCDM es de −0,57 ± 0,26 . Este valor negativo indica que, desde una perspectiva bayesiana, el modelo ΛCDM, más simple, es el preferido cuando se considera su espacio de parámetros más pequeño. La preferencia frecuentista por la evolución se ve contrarrestada por la penalización bayesiana por la complejidad del modelo.
Solo al añadir los datos de supernovas del Dark Energy Survey, la evidencia bayesiana se vuelve positiva, obteniendo una significancia bayesiana de 3,07 ± 0,10σ para la energía oscura en evolución. Sin embargo, el análisis también revela algo importante: existe una tensión de ~2,95σ entre los conjuntos de datos DESI DR2 y DES-Y5 , presente únicamente en el marco ΛCDM. La preferencia por la energía oscura en evolución surge, en parte, porque el modelo w₀wₐCDM tiene suficiente libertad para absorber las tensiones entre conjuntos de datos que no pueden conciliarse dentro de ΛCDM.
Este es un punto crucial que merece una cuidadosa consideración. Cuando dos conjuntos de datos muestran tensión dentro de un modelo simple, la introducción de un modelo más complejo que pueda abarcar ambos no necesariamente demuestra que el modelo complejo refleje la realidad física. Podría simplemente significar que el modelo complejo ha absorbido un error sistemático o una fluctuación estadística que, casualmente, separa los conjuntos de datos. Sin una verificación independiente de que la forma específica de evolución de la energía oscura preferida por los datos se materialice físicamente, no podemos distinguir entre estas posibilidades.
IX. Lo que tendría que ser verdad
Si los resultados de DESI reflejan una evolución genuina de la energía oscura en lugar de una fluctuación estadística o un error sistemático, se desprenden varias implicaciones profundas.
En primer lugar , la energía oscura no puede ser una constante cosmológica. La interpretación de la energía del vacío, que ha dominado la física teórica durante un cuarto de siglo, quedaría descartada. Esto eliminaría lo que muchos físicos consideraban la explicación más natural de la aceleración cósmica, aunque plagada del famoso problema de la constante cosmológica: la discrepancia de 120 órdenes de magnitud entre las predicciones teóricas y el valor observado.
En segundo lugar , la energía oscura debe ser algún tipo de campo dinámico que evoluciona en el tiempo cósmico. Los principales candidatos son los modelos de quintaesencia: campos escalares que descienden lentamente por paisajes de energía potencial, convirtiendo la energía potencial en energía cinética a medida que el universo se expande. Estos modelos producen naturalmente ecuaciones de estado que varían con el tiempo, pero enfrentan sus propios problemas de ajuste: la masa del campo debe ser extraordinariamente pequeña (alrededor de 10⁻³³ eV) para que se produzca la evolución en escalas de tiempo cosmológicas.
En tercer lugar , el aparente cruce fantasma plantea graves desafíos teóricos. Michael Turner, el distinguido cosmólogo que acuñó el término "energía oscura", abordó este tema directamente en artículos publicados a lo largo de 2025. La quintaesencia estándar no puede cruzar la división fantasma. Modelos multicampo más exóticos o teorías de gravedad modificadas pueden, en principio, producir cruces, pero la mayoría predice velocidades de ondas gravitacionales diferentes de la velocidad de la luz a niveles ya descartados por GW170817. Turner concluye que "los modelos de campo escalar no pueden igualar la 'energía oscura de picos pronunciados' que prefieren los datos de DESI". Los modelos de quintaesencia basados en la física proporcionan una "mejora modesta", pero "no pueden explicar completamente los datos".
En cuarto lugar , nuestra comprensión de la física de neutrinos requeriría una revisión. La resolución de la tensión de masa de los neutrinos mediante la evolución de la energía oscura es fenomenológica, no física. Funciona porque la historia de expansión modificada cambia la relación entre la masa de los neutrinos y las señales observables. Sin embargo, sigue sin explicarse por qué el universo conspira para producir exactamente la evolución de la energía oscura necesaria para ocultar la masa de los neutrinos a la detección cosmológica.
X. El camino a seguir
La cosmología se encuentra en un punto de inflexión. La precisión de nuestras mediciones ha superado la de nuestros marcos teóricos. Los datos que deberían haber confirmado el modelo estándar con una precisión cada vez mayor revelan, en cambio, tensiones y anomalías que se resisten a una fácil resolución.
En los próximos años habrá varios acontecimientos que resultarán decisivos.
Euclid: La misión Euclid de la Agencia Espacial Europea, lanzada en julio de 2023, publicará sus primeros datos el 21 de octubre de 2026. Euclid está diseñada para cartografiar la distribución tridimensional de las galaxias en un tercio del cielo, proporcionando mediciones independientes de la oscilación acústica bariónica con una precisión comparable a la de DESI, pero con diferentes perfiles de error sistemático. Si Euclid confirma las anomalías de DESI con datos y metodologías independientes, la necesidad de nueva física se fortalecerá considerablemente. Si Euclid encuentra resultados consistentes con ΛCDM, las anomalías podrían atribuirse a la sistemática específica de DESI.
Observatorio Rubin: El Observatorio Vera C. Rubin en Chile alcanzó su primera luz el 23 de junio de 2025, y su Sondeo Legado del Espacio y el Tiempo (LEGA) comenzará a operar a pleno rendimiento a principios de 2026. Rubin descubrirá millones de supernovas de Tipo Ia en todo el cielo observable, lo que proporcionará un conjunto de datos de supernovas órdenes de magnitud mayor que las muestras actuales. Esto confirmará o refutará definitivamente la sistemática de supernovas de bajo corrimiento al rojo propuesta por Efstathiou.
DESI DR3: La tercera publicación de datos de DESI, prevista para 2026 o 2027, proporcionará las mediciones más restrictivas de la encuesta hasta la fecha. Con el conjunto completo de datos de cinco años, las incertidumbres estadísticas se reducirán aún más y la colaboración dispondrá de tiempo adicional para investigar y abordar cualquier problema sistemático restante. La pregunta crucial es si las anomalías persisten, se intensifican o desaparecen a medida que mejora la calidad de los datos.
Cancelación del CMB-S4: La cancelación del proyecto CMB-S4, anunciada el 9 de julio de 2025 debido a limitaciones presupuestarias y desafíos logísticos en el Polo Sur, representa un revés significativo para las mediciones de fondo cósmico de microondas de próxima generación. Esta pérdida retrasará la verificación independiente de las anomalías de lente y las limitaciones de masa de neutrinos que contribuyen a las tensiones actuales. Los experimentos terrestres de CMB desde el desierto de Atacama continuarán, pero el salto transformador prometido por CMB-S4 no se materializará en el plazo previsto originalmente.
XI. Lo que está en juego
Seamos precisos sobre lo que está y no está establecido por los datos actuales.
Lo establecido: Las mediciones de DESI DR2 constituyen los datos de oscilación acústica bariónica más precisos jamás obtenidos. Muestran una auténtica tensión estadística con las predicciones de ΛCDM en el nivel 3,1–4,2σ, dependiendo de los conjuntos de datos auxiliares. Los límites de masa de los neutrinos presentan problemas físicos al interpretarse con ΛCDM. Estos no son artefactos de mala calidad de los datos ni errores analíticos evidentes.
Lo que no está establecido: Si estas tensiones reflejan nueva física, errores sistemáticos no identificados o fluctuaciones estadísticas que retrocederán hacia ΛCDM a medida que se acumulen datos adicionales. La concentración de la señal en puntos de datos específicos de bajo corrimiento al rojo, la sensibilidad a las opciones de análisis de supernovas y la preferencia bayesiana por ΛCDM cuando la complejidad se ve penalizada aconsejan cautela.
Lo que sería revolucionario: La detección confirmada de la energía oscura en evolución transformaría nuestra comprensión del cosmos. Demostraría que el componente dominante del balance energético del universo no es una propiedad estática del espacio-tiempo, sino una entidad dinámica con su propia evolución y quizás su propia física. Abriría preguntas completamente nuevas: ¿De qué está hecha la energía oscura? ¿Por qué evoluciona ahora? ¿Qué determina su ecuación de estado? ¿Está conectada con otros problemas sin resolver de la física: el problema de la jerarquía, la naturaleza de la gravedad cuántica, el origen de la asimetría materia-antimateria?
Estamos presenciando el funcionamiento correcto del método científico. Las observaciones desafían las predicciones teóricas. Múltiples equipos independientes analizan los datos y proponen alternativas. La comunidad no se apresura a proclamar un cambio de paradigma ni a descartar resultados inconvenientes. Se avanza mediante la acumulación lenta y poco atractiva de evidencia y contraevidencia, la comprobación sistemática de errores y las validaciones cruzadas, las propuestas teóricas y las pruebas observacionales.
El universo nos ha confesado algo. Nos ha dicho, mediante los instrumentos más precisos que jamás hayamos construido, que algo en nuestra comprensión es incompleto. Queda por determinar si esa incompletitud reside en nuestros modelos cosmológicos, en nuestras técnicas de análisis de datos o en algún error sistemático aún no identificado. Los próximos años lo dirán. El número imposible de la Tabla 1 —menos 0,16 electrón-voltios— se explicará o se justificará. Cualquiera de los dos resultados hará avanzar nuestra comprensión. Así es como funciona la ciencia.
Pero no nos equivoquemos sobre lo que está en juego. Si las anomalías de DESI superan las próximas pruebas —si Euclid confirma las tensiones de oscilación acústica bariónica, si las supernovas de Rubin muestran los mismos patrones de bajo corrimiento al rojo, si DESI DR3 refuerza la señal en lugar de debilitarla— nos veremos obligados a abandonar la constante cosmológica que ha cimentado nuestra comprensión de la aceleración cósmica durante un cuarto de siglo. Necesitaremos explicar cómo la energía oscura puede cruzar la brecha fantasma sin destruir el universo. Necesitaremos comprender por qué el cosmos conspira para ocultar la masa de los neutrinos a nuestras sondas más sensibles. En resumen, necesitaremos nueva física.
El universo está confesando. Deberíamos escuchar con atención.
Referencias y fuentes primarias
Cosmología DESI DR2: M. Abdul-Karim et al. (Colaboración DESI), “Resultados de DESI DR2 II: Mediciones de oscilaciones acústicas bariónicas y restricciones cosmológicas”, arXiv:2503.14738, Phys. Rev. D 112, 083515 (octubre de 2025).
Restricciones de neutrinos en DESI DR2: W. Elbers et al. (Colaboración DESI), “Restricciones en la física de neutrinos de DESI DR2 BAO y DR1 Full Shape”, arXiv:2503.14744, Phys. Rev. D 112, 083513 (octubre de 2025).
Análisis de masa de neutrinos negativos: N. Craig, D. Green, J. Meyers, S. Rajendran, “No tener νs es una buena noticia”, arXiv:2405.00836, Journal of High Energy Physics 2024, 97 (septiembre de 2024). DOI: 10.1007/JHEP09(2024)097.
Sistemática de supernovas: G. Efstathiou, “¿Energía oscura en evolución o sistemática de supernovas?” arXiv:2408.07175, MNRAS 538(2):875–882 (febrero de 2025).
Respuesta de DES: M. Vincenzi et al., “Comparación de los análisis cosmológicos de SN DES-SN5YR y Pantheon+”, arXiv:2501.06664, MNRAS 541(3):2585–2593 (agosto de 2025).
Análisis de valores atípicos de LRG: D. Sapone, S. Nesseris, “Valores atípicos en DESI BAO: Robustez e implicaciones cosmológicas”, arXiv:2412.01740, Phys. Rev. D 112, 063523 (2025).
Análisis bayesiano: DDY Ong, D. Yallup, W. Handley, “Una perspectiva bayesiana sobre la evidencia de la evolución de la energía oscura”, arXiv:2511.10631 (noviembre de 2025).
Restricción de ondas gravitacionales: BP Abbott et al. (LIGO/Virgo), “GW170817: Observación de ondas gravitacionales desde una espiral de estrellas de neutrones binarias”, Phys. Rev. Lett. 119, 161101 (2017).
Cosmología Planck: Colaboración Planck, «Resultados de Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos», Astron. Astrophysics. 641, A6 (2020).
Restricciones teóricas: MS Turner, “ΛCDM: El camino a seguir”, arXiv:2511.01814 (noviembre de 2025).
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