L a cosmología estudia el comportamiento del Universo a grandes escalas. Isaac Newton, luego de enunciar las Leyes de la Mecánica, fue uno de los primeros en abordar el tema y llegó a la conclusión de que el Universo debía ser infinito o de otro modo se colapsaría por su propia gravedad. Esta disciplina no avanzó prácticamente nada en los siglos XVIII y XIX. No obstante, a principio del siglo XX, Einstein enuncia su Teoría de la Relatividad que cambiaría la percepción del Universo conocido, desarrollando en 1917 el primer modelo cosmológico moderno. En él se asume la existencia de una fuerza repulsiva a gran escala que contrarrestaría la fuerza de gravedad; manteniendo el Universo en un equilibrio estático. Sin embargo, esta solución no encontró eco en la comunidad científica de aquel entonces. Años más tarde incluso, la constante cosmológica Λ que caracteriza la repulsión en la teoría de Einstein, fue considerada el más grande disparate de su carrera científica. En 1923, Alexander Friedman resolvió las ecuaciones de Einstein, excluyendo la constante cosmológica, y llegó a la conclusión de que no pueden existir soluciones estáticas: el Universo debe estar en expansión o en contracción. A un resultado similar llegó también en 1927 Georges Lemaître. Dos años después, Edwin Hubble descubrió que las galaxias se alejan de la Vía Láctea y las más distantes lo hacen más rápido. Por ende, la velocidad de recesión va acorde con la distancia. Esta proporcionalidad entre velocidad de expansión y distancia, denominada “ley de Hubble”, constituyó la primera evidencia de que el Universo está en expansión. A partir de la tercera década del siglo XX se acepta que el Universo se expande bajo la influencia única de la gravitación, lo que conlleva que su proceso de expansión se debe estar desacelerando. La gran pregunta que surgía era si la desaceleración sería (o no) suficiente para detener el Universo en su expansión y producir una contracción. Un Universo con una densidad muy baja (casi nula) no tendría «fuer- o constante de Hubble (H0) y el valor del parámetro de desaceleración (q0). Ya en la década de los 70, el valor de H0 se empezó a conocer con bastante precisión. Hoy se acepta un valor de 71 km s-1 Mpc-1. Sin embargo, determinar el valor de q0 fue más complejo. Serían necesarias casi dos décadas más de investigación (1998) para llegar a un valor que todos los astrónomos aceptaran. De forma paralela y especialmente hacia la segunda mitad del siglo XX, la comunidad astronómica trabajó para establecer algún mecanismo confiable y preciso de determinación de distancias extragalácticas, que permitiera alcanzar objetos a distancias cosmológicas. Si bien el método de las estrellas Cefeidas, que utilizó Hubble en 1929, cumplía con la condición de ser el más preciso (con un margen de error de 5%), estos objetos son visibles solamente en galaxias muy cercanas. Un tipo de estrellas que cumplía con la condición de ser más luminosas que las Cefeidas eran las supernovas (SNs) o colosales explosiones estelares. En particular, las SNs de tipo “Ia” eran las más atractivas para este propósito por tratarse de las más luminosas y uniformes (Figura 1). za» suficiente para frenarse en un tiempo finito. Al contrario, un Universo muy denso, sin duda, se frenaría hasta detenerse y recolapsaría. De ahí que la cosmología observacional centrara su búsqueda en encontrar la constante de expansión Figura 1. La SN 1994D (esquina inferior izquierda) en la periferia de la galaxia NGC 4526 demuestra la enorme luminosidad de las supernovas de tipo “la”, comparable a la de toda una galaxia con unas cien mil millones de estrellas. 17