y del HZST. ¿Otra genialidad de Einstein? Al incorporar la constante cosmológica a los modelos de Friedmann y Lemaître, el modelo cuenta con dos parámetros de ajuste, la densidad de la materia (Ωm) y la densidad de energía de la constante cosmológica (ΩΛ). Las soluciones de los dos grupos de investigadores fueron sorprendentemente consistentes y en ambos casos se pudieron descartar modelos con ΩΛ=0 (Figura 4). Al combinar los datos de las SNs con otros dos experimentos —las observaciones de las anisotropías de temperatura en el Fondo de Radiación Cósmico y los estudios de agrupamiento de galaxias— se obtiene una determinación precisa de ΩM y ΩΛ (Figura 5). De acá se desprende que un 73% de energía total del Universo se debe a la constante cosmológica, la cual se denomina “energía oscura”. Del resto, un 23% se debe a una forma desconocida de “materia oscura”. Solo un 4% de la densidad de energía corresponde a materia en forma de átomos. La notable concordancia que arrojan estos tres experimentos independientes es lo que da el nombre al modelo cosmológico estándar actualmente aceptado, el Modelo de Concordancia denominado ΛCDM, el que incluye tanto una constante cosmológica como materia oscura fría, esta última compuesta por partículas masivas no relativistas (que se desplazan a baja velocidad comparado con la luz). Figura 5. Contornos de confianza para los parámetros Ωm y ΩΛ determinados a partir de supernovas (azul), el Fondo de Radiación Cósmico (anaranjado) y el estudio del agrupamiento de las galaxias (verde), del artículo de Amanullah, et al. 2010. Supernova Cosmology Project Amanullah, et al., Ap.J. (2010) No Big Bang Union2 SN la Compilation ΩΛ Fl at 0.0 0.2 0.4 ΩM 0.6 0.8 1.0 tud de la densidad de la energía del vacío resulta ser 122 órdenes de magnitud superior al valor medido a partir de las SNs. Para poder explicar por qué el Universo es tan homogéneo a grandes escalas, a pesar de que distintas regiones de este no parecen haber estado en contacto causal, ha sido necesario invocar la idea de una fase inflacionaria en el Universo temprano. En la teoría de la inflación se establece que, en una etapa muy temprana (10-34s), terminar si existe la variación de la energía del vacío. La aceleración del Universo presenta el desafío de conocer cuál es la fuente de energía que la ocasiona. Alternativamente, podríamos estar frente a una modificación de la gravedad a distancias cosmológicas o, simplemente, a una propiedad intrínseca del espacio-tiempo (una constante física universal sin explicación). El descubrimiento de la aceleración del Universo a partir del estudio de las SNs tipo “Ia”, develó que un 70% del Universo había permanecido oculto como energía oscura. No solo amplió los límites astronómicos, sino que impuso enormes desafíos para la física. Estamos frente a una nueva revolución que ha cambiado fundamentalmente el paradigma cosmológico. * Doctores José Maza y Mario Hamuy, académicos del Departamento de Astronomía de la FCFM-U. de Chile. La constante cosmológica La fuerza dominante que provoca la aceleración del Universo permanece desconocida. Debido a que la constante cosmológica tiene una densidad constante —la propiedad de no decaer a medida que el Universo se expande— se cree que la causa de la aceleración podría ser energía del vacío. El modelo estándar de la física de partículas, el cual describe la naturaleza a las escalas más pequeñas, tiene dos posibles fuentes para la energía del vacío: las fluctuaciones cuánticas y el rompimiento espontáneo de simetrías. En la física cuántica relativista, el vacío no está vacío sino lleno de fluctuaciones cuánticas permitidas por el principio de incerteza de Heisenberg. Una estimación de la magni- el Universo pasó por una transición de fase en la que se rompieron ciertas simetrías, generando una enorme densidad de energía del vacío dependiente del tiempo, la cual, durante un breve lapso de tiempo, hizo que este se expandiera exponencialmente. Un efecto similar podría aún estar operando, produciendo la energía del vacío que vemos hoy día. Esto, denominado quintaesencia, podría ser detectable, ya que dicha energía debiera mostrar una dependencia temporal. Serán necesarias observaciones de miles de SNs en un amplio rango de distancias para poder de- 21