DESI terminó en abril de 2026 de cartografiar cuarenta y siete millones de galaxias y cuásares.
Los datos mantienen el indicio de que la energía oscura quizá no sea constante.
El 15 de abril de 2026, el instrumento espectroscópico de energía oscura, DESI, completó las observaciones de su campaña principal de cinco años. Había registrado más de cuarenta y siete millones de galaxias y cuásares, trece millones más de los treinta y cuatro previstos al empezar, además de veinte millones de estrellas, sobre unos catorce mil grados cuadrados de cielo. Con esa muestra, DESI ha construido el mayor mapa tridimensional espectroscópico del universo. El instrumento seguirá observando hasta 2028
Ese mapa permite medir cómo ha cambiado el ritmo de expansión del universo. Combinados con otras observaciones, los resultados de DESI apuntan desde 2024 a que la energía oscura, que representa cerca del setenta por ciento del contenido energético actual del cosmos, podría variar con el tiempo. La señal depende de qué datos externos entren en el análisis.
Cinco mil posicionadores robóticos apuntan fibras ópticas a cinco mil galaxias a la vez.
El método no mide la energía oscura, mide una regla fija grabada en la distribución de la materia.
DESI está montado en el telescopio Nicholas U. Mayall de cuatro metros del observatorio de Kitt Peak, en Arizona, y su plano focal aloja cinco mil posicionadores robóticos que orientan cinco mil fibras ópticas, cada una hacia un objeto distinto. El conjunto se reconfigura para un nuevo grupo de cinco mil galaxias cada veinte minutos, lo que permite recoger más de cien mil espectros en una buena noche. Empezó a observar formalmente el 17 de mayo de 2021.
Lo que busca en esos espectros no es la energía oscura, que nadie sabe observar directamente, sino una huella acústica. En el universo primitivo, la presión de la radiación empujaba ondas sonoras esféricas a través del plasma de materia y fotones. Cuando el universo se enfrió lo suficiente para que los fotones se desacoplaran, esas ondas se detuvieron y dejaron congelada en la distribución de materia una escala característica de unos ciento cincuenta megapársecs, alrededor de cuatrocientos ochenta millones de años luz. Esa escala, llamada oscilación acústica de bariones, es una regla de tamaño conocido. Medir su tamaño aparente a distintas distancias, y por tanto a distintas épocas, permite reconstruir varios tramos de la historia de la expansión. Es cartografía cósmica de precisión, la misma disciplina que TecnoTimes describió al escribir sobre Laniakea y el Gran Atractor, solo que aplicada a medir tiempo en lugar de vecindario.
Toda la discusión cabe en un solo número, la ecuación de estado w.
Una constante cosmológica mantiene w igual a menos uno en todas las épocas.
La energía oscura se describe con un parámetro que relaciona su presión con su densidad, la ecuación de estado \(w\). Si \(w\) permanece igual a menos uno, la energía oscura se comporta como una constante cosmológica: su densidad no cambia al expandirse el universo. Para averiguar si ese valor cambia, la cosmología usa una parametrización sencilla propuesta por Chevallier y Polarski en 2001 y por Linder en 2003, que escribe \(w\) en función del factor de escala \(a\) del universo: \(w(a)=w_0+w_a(1-a)\). Aquí \(w_0\) es el valor actual y \(w_a\) describe su evolución dentro de este modelo. La constante cosmológica corresponde a \(w_0=-1\) y \(w_a=0\).
En varias combinaciones de datos, los mejores ajustes favorecen \(w_0\) mayor que menos uno y \(w_a\) menor que cero. En algunos de esos ajustes, \(w\) habría pasado de valores inferiores a menos uno en el pasado a valores superiores hoy. El posible cruce de esa frontera plantea un problema teórico. Un campo escalar sencillo con término cinético convencional, el tipo de modelo que la teoría prefiere y que suele llamarse quintaesencia, no puede atravesar el valor menos uno. Reproducir ese cruce requiere grados de libertad adicionales, términos cinéticos no canónicos u otras extensiones del modelo escalar mínimo, algunas de las cuales introducen problemas de estabilidad teórica. Ese problema es distinto del viejo desacuerdo entre algunas estimaciones de la energía del vacío en teoría cuántica de campos y el valor cosmológico observado, que puede alcanzar unos 120 órdenes de magnitud. Un ajuste favorable a energía oscura dinámica no resuelve por sí solo esa discrepancia.
La propia colaboración del Dark Energy Survey rebajó su resultado de 4,2 a 3,2 sigma.
El indicio dependía de cómo estaban calibradas las supernovas, y la calibración cambió.
La cronología importa. En abril de 2024, con los datos de su primer año, DESI informó de una preferencia por energía oscura dinámica de entre 2,5 y 3,9 sigma según con qué catálogo de supernovas de tipo Ia se combinaran las mediciones. En marzo de 2025, con tres años de datos y más de catorce millones de objetos, ese rango subió a entre 2,8 y 4,2 sigma, y la combinación de DESI con el fondo cósmico de microondas por sí sola daba 3,1 sigma. El extremo alto, esos 4,2 sigma, procedía de combinar DESI con el catálogo de supernovas del Dark Energy Survey, y fue la cifra que recorrió los titulares.
Ese extremo ya no existe. George Efstathiou había publicado en 2024 un análisis, revisado por pares en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society en 2025, que mostraba un desfase de unas 0,04 magnitudes entre las supernovas de bajo y alto desplazamiento al rojo compartidas por los dos catálogos principales, y sostenía que un error sistemático de ese tamaño bastaba para reconciliar los datos con un universo de constante cosmológica. La colaboración del Dark Energy Survey respondió primero defendiendo sus datos y después rehaciendo la calibración, con fotometría cruzada mejorada, observaciones de enanas blancas para calibrar entre catálogos y un reentrenamiento del modelo de curvas de luz. El resultado, publicado en 2026 con el nombre DES-Dovekie, mantiene la preferencia por energía oscura dinámica pero la rebaja explícitamente de 4,2 a 3,2 sigma. Los autores calculan además una preferencia bayesiana de alrededor de cinco a uno por el modelo dinámico, que califican de débil.
Otros equipos han ido más lejos. Un análisis bayesiano de selección de modelos publicado también en 2026 comparó dos hipótesis rivales para explicar los mismos datos, energía oscura dinámica frente a un desfase de magnitud en las supernovas cercanas, y encontró que un desplazamiento de unas 0,045 magnitudes resultaba favorecido por la evidencia bayesiana. Los propios autores advierten, sin embargo, que introducir ese desplazamiento a posteriori no sustituye una recalibración completa del catálogo. Ninguna de estas objeciones demuestra que la energía oscura sea constante. Lo que muestran es que parte del indicio depende de una calibración fotométrica difícil. La significancia estadística tampoco equivale por sí sola a una comparación completa entre modelos cosmológicos, y la evidencia disponible todavía no establece de forma concluyente una alternativa a la constante cosmológica.
Algunos ajustes con energía oscura constante llevan la masa cosmológica de los neutrinos hacia valores demasiado bajos.
Y esa anomalía se puede leer en las dos direcciones contrarias.
Hay un segundo frente que complica el cuadro y que rara vez llega a la divulgación. Los experimentos de oscilación de neutrinos garantizan que la suma de las masas de los tres tipos de neutrino no puede bajar de unos 0,06 electronvoltios, un suelo medido en laboratorio. Cuando determinados conjuntos de datos cosmológicos se ajustan suponiendo una constante cosmológica, la cota superior puede caer por debajo de ese suelo y la extrapolación del ajuste situar el máximo de verosimilitud en una suma formalmente negativa. No representa una masa física negativa, sino una señal de tensión entre el modelo cosmológico, los datos utilizados y el límite establecido por los experimentos de oscilación. La tensión con los experimentos terrestres llega a unos tres sigma. Es el tipo de contradicción entre cosmología y física de partículas que TecnoTimes ya exploró al escribir sobre los neutrinos y la simetría CP.
Permitir que la energía oscura evolucione alivia esa tensión y devuelve la suma de las masas de los neutrinos a valores compatibles con los experimentos terrestres. Algunos cosmólogos interpretan esa coincidencia como apoyo indirecto a un modelo dinámico, porque dos anomalías diferentes se reducen con la misma modificación. Otros consideran que ambas pueden ser síntomas de errores sistemáticos o de dependencias comunes entre los conjuntos de datos. Con la evidencia publicada hasta ahora, ninguna de esas interpretaciones puede establecerse como definitiva.
Ninguna combinación de datos establece todavía de forma concluyente que la energía oscura evolucione.
Los próximos datos dirán si la señal resiste nuevas mediciones.
DESI publicará en 2027 los resultados cosmológicos de sus cinco años completos, con una muestra considerablemente mayor que la utilizada para obtener el indicio actual. Euclid prevé publicar sus primeros datos cosmológicos en octubre de 2026, incorporando observaciones que permitirán contrastar la expansión y el crecimiento de las estructuras mediante métodos independientes. El observatorio Vera C. Rubin inició formalmente el Legacy Survey of Space and Time el 30 de junio de 2026 y proporcionará una muestra extensa y homogénea de supernovas de tipo Ia. El telescopio espacial Nancy Grace Roman despegó el 30 de agosto de 2026 y se dirige hacia su órbita operativa, desde donde añadirá nuevas mediciones de supernovas, lentes gravitacionales y estructura a gran escala. Estos experimentos permitirán comprobar si la preferencia actual por una energía oscura evolutiva persiste cuando cambien tanto los instrumentos como los métodos de observación.
Hay una distinción que conviene mantener. Los resultados cosmológicos de DR2 se publicaron en marzo de 2025, pero los espectros de DR2 siguen sin ser públicos. Los datos abiertos más recientes de DESI corresponden a DR1, con 18,7 millones de espectros.
La lectura de TecnoTimes es que el mérito real de DESI no está donde lo han puesto los titulares. No ha descubierto que la energía oscura evoluciona, y decirlo así es adelantarse a los datos. Lo que ha hecho es más sólido y menos vistoso, ha afinado la medición de la expansión cósmica y ha hecho más exigente la prueba de la constante cosmológica. Que el indicio se haya debilitado al recalibrar las supernovas no es un fracaso del método, es el método funcionando. La misma lógica que TecnoTimes describió al contar cómo se pesa una galaxia y se detecta una masa que nadie ve, medir lo indirecto hasta que el modelo se rompa o aguante.
Referencias.
Fuentes y documentación utilizada.
🧠 DEBATE TECNOTIMES | DESI y la energía oscura, 2026
¿Cómo se comunica un resultado que puede evaporarse al recalibrar un instrumento?
En marzo de 2025, los 4,2 sigma de DESI dieron la vuelta al mundo como el indicio de que la energía oscura se debilita. En 2026, la colaboración que aportaba ese dato recalibró sus supernovas y la cifra bajó a 3,2. La mayoría de los lectores que leyeron el titular no han leído la corrección.
El cambio de resultado no implica que el proceso científico haya fallado. Los equipos publicaron sus datos, otros investigadores cuestionaron algunos supuestos, la calibración mejoró y la significancia se redujo. Ese proceso forma parte del funcionamiento normal de la ciencia. La dificultad aparece en su comunicación, porque la revisión puede tardar años mientras el titular original circula durante unos días y permanece mucho más tiempo en la memoria pública.
- 🧩 ¿Deberían las colaboraciones científicas comunicar un indicio por debajo de cinco sigma con la misma contundencia con la que lo hacen?
- 🔭 Si el resultado depende de qué catálogo de supernovas se elija, ¿es honesto titular con la combinación que da la cifra más alta?
- ♾️ ¿Qué dice de la cosmología actual que la constante cosmológica se sostenga a la vez como el modelo más simple y como el peor descuadre de la física teórica?
- 🚨 ¿Quién se encarga de que las correcciones posteriores lleguen al mismo público que leyó el anuncio original?
