energía oscura

La « constante cosmológica » es la candidata más sencilla para la energía oscura. Se trata de un término constante que puede añadirse a las ecuaciones de campo de Einstein de la relatividad general . Si se considera como un «término fuente» en la ecuación de campo, puede verse como equivalente a la masa del espacio vacío (que conceptualmente podría ser positiva o negativa), o « energía del vacío ».

La constante cosmológica fue propuesta inicialmente por Einstein como un mecanismo para obtener una solución a la ecuación del campo gravitatorio que conduciría a un universo estático, utilizando efectivamente la energía oscura para equilibrar la gravedad. ^{[ 14 ]} Einstein le dio a la constante cosmológica el símbolo Λ (lambda mayúscula). Einstein afirmó que la constante cosmológica requería que «el espacio vacío asumiera el papel de masas negativas gravitatorias distribuidas por todo el espacio interestelar». ^{[ 15 ] [ 16 ]}

El mecanismo fue un ejemplo de ajuste fino , y posteriormente se comprendió que el universo estático de Einstein no sería estable: las inhomogeneidades locales conducirían, en última instancia, a la expansión o contracción descontrolada del universo. El equilibrio es inestable: si el universo se expande ligeramente, la expansión libera energía del vacío, lo que provoca aún más expansión. Del mismo modo, un universo que se contrae ligeramente continuará contrayéndose. Según Einstein, el "espacio vacío" puede poseer su propia energía. Dado que esta energía es una propiedad del espacio mismo, no se diluiría a medida que el espacio se expande. A medida que se crea más espacio, aparecería más de esta energía del espacio, lo que provocaría una expansión acelerada. ^{[ 17 ]} Este tipo de perturbaciones son inevitables, debido a la distribución desigual de la materia en todo el universo. Además, las observaciones realizadas por Edwin Hubble en 1929 mostraron que el universo parece estar expandiéndose y no es estático. Según se informa, Einstein se refirió a su fracaso al no predecir la idea de un universo dinámico, en contraste con un universo estático, como su mayor error. ^{[ 18 ]}

Alan Guth y Alexei Starobinsky propusieron en 1980 que un campo de presión negativa, conceptualmente similar a la energía oscura, podría haber impulsado la inflación cósmica en el universo primitivo. La inflación postula que una fuerza repulsiva, cualitativamente similar a la energía oscura, produjo una expansión exponencial y enorme del universo durante sus primeras etapas. Dicha expansión es una característica esencial de la mayoría de los modelos actuales del Big Bang . Sin embargo, la inflación debió haber ocurrido a una densidad de energía mucho mayor que la energía oscura que observamos hoy, y se cree que la inflación terminó por completo cuando el universo tenía apenas una fracción de segundo de antigüedad. No está claro qué relación, si la hay, existe entre la energía oscura y la inflación. Incluso después de que los modelos inflacionarios fueran aceptados, se pensó que la constante cosmológica era irrelevante para el universo actual.

Casi todos los modelos de inflación predicen que la densidad total (materia + energía) del universo debería ser muy cercana a la densidad crítica . Durante la década de 1980, la mayor parte de la investigación cosmológica se centró en modelos con densidad crítica solo en materia, generalmente 95 % de materia oscura fría (CDM) y 5 % de materia ordinaria (bariones). Se encontró que estos modelos eran exitosos para formar galaxias y cúmulos realistas, pero surgieron algunos problemas a finales de la década de 1980: en particular, el modelo requería un valor para la constante de Hubble inferior al preferido por las observaciones, y el modelo subestimaba las observaciones de agrupamiento de galaxias a gran escala. Estas dificultades se agravaron después del descubrimiento de la anisotropía en el fondo cósmico de microondas por la nave espacial COBE en 1992, y varios modelos CDM modificados fueron objeto de estudio activo hasta mediados de la década de 1990: estos incluyeron el modelo Lambda-CDM y un modelo mixto de materia oscura fría/caliente. La primera evidencia directa de energía oscura provino de observaciones de supernovas en 1998 de expansión acelerada en Riess et al. ^{[ 19 ]} y en Perlmutter et al. , ^{[ 20 ]} y el modelo Lambda-CDM se convirtió entonces en el modelo principal. Poco después, la energía oscura fue respaldada por observaciones independientes: en 2000, los experimentos de fondo cósmico de microondas BOOMERanG y Maxima observaron el primer pico acústico en el fondo cósmico de microondas, mostrando que la densidad total (materia+energía) es cercana al 100% de la densidad crítica. Luego, en 2001, el 2dF Galaxy Redshift Survey proporcionó una fuerte evidencia de que la densidad de materia es alrededor del 30% de la crítica. La gran diferencia entre estos dos apoya un componente suave de energía oscura que compensa la diferencia. Mediciones mucho más precisas de WMAP en 2003–2010 han continuado apoyando el modelo estándar y proporcionando mediciones más exactas de los parámetros clave.

El término "energía oscura" fue acuñado por el cosmólogo Michael S. Turner en 1998 para un artículo escrito con Saul Perlmutter y Martin White. ^{[ 21 ] [ 22 ]}

En la cosmología estándar, el universo consta de tres componentes: materia, radiación y energía oscura. La materia es todo aquello cuya densidad energética escala con el inverso del cubo del factor de escala, es decir, ρ  ∝ a ⁻³  , mientras que la radiación es todo aquello cuya densidad energética escala con la cuarta potencia inversa del factor de escala ( ρ  ∝ a ⁻⁴  ). Esto se puede comprender intuitivamente: para una partícula ordinaria en una caja cúbica, duplicar la longitud de una arista de la caja disminuye la densidad (y, por lo tanto, la densidad energética) en un factor de ocho (2 ³ ). Para la radiación, la disminución de la densidad energética es mayor, porque un aumento en la distancia espacial también provoca un corrimiento al rojo y, por lo tanto, una disminución de la energía (véase la relación de Planck ). ^{[ 25 ]}

^{El componente final es la} energía oscura: es una propiedad intrínseca del espacio y tiene una densidad de energía constante, independientemente de las dimensiones del volumen considerado ( ρ  ∝ a₀  ). Por lo tanto, a diferencia de la materia ordinaria, no se diluye con la expansión del espacio.

Se requieren mediciones de alta precisión de la expansión del universo para comprender cómo cambia la tasa de expansión en el tiempo y el espacio. En la relatividad general, la evolución de la tasa de expansión se estima a partir de la curvatura del universo y la ecuación de estado cosmológica (la relación entre la temperatura, la presión y la densidad combinada de materia, energía y energía del vacío para cualquier región del espacio). Medir la ecuación de estado de la energía oscura es uno de los mayores esfuerzos en la cosmología observacional actual. Al añadir la constante cosmológica a la métrica FLRW estándar de la cosmología , se obtiene el modelo Lambda-CDM, conocido como el " modelo estándar de la cosmología " debido a su precisa concordancia con las observaciones.

A partir de 2013, el modelo Lambda-CDM es consistente con una serie de observaciones cosmológicas cada vez más rigurosas, incluyendo la nave espacial Planck y el Supernova Legacy Survey (SNLS). Los primeros resultados del SNLS revelan que el comportamiento promedio (es decir, la ecuación de estado) de la energía oscura se comporta como la constante cosmológica de Einstein con una precisión del 10 %. ^{[ 26 ]} Resultados recientes del equipo Higher-Z del Telescopio Espacial Hubble indican que la energía oscura ha estado presente durante al menos 9 mil millones de años y durante el período anterior a la aceleración cósmica.

En marzo de 2025, la colaboración del Instrumento Espectroscópico de Energía Oscura (DESI) anunció que se había descubierto evidencia de la evolución de la energía oscura en un análisis que combinaba datos de DESI sobre oscilaciones acústicas de bariones (BAO) con el conjunto de datos de CMB, lentes débiles y supernovas, con una significancia que oscilaba entre 2,8 y 4,2σ. ^{[ 27 ] [ 28 ]} Los resultados sugieren que la densidad de energía oscura está disminuyendo lentamente con el tiempo.

En 1998, el High-Z Supernova Search Team ^{[ 19 ]} publicó observaciones de supernovas de tipo Ia ("una A") . En 1999, el Supernova Cosmology Project ^{[ 20 ]} sugirió que la expansión del universo se está acelerando . ^{[ 30 ]} El Premio Nobel de Física de 2011 fue otorgado a Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt y Adam G. Riess por su liderazgo en el descubrimiento. ^{[ 31 ] [ 32 ]}

Desde entonces, estas observaciones han sido corroboradas por varias fuentes independientes. Las mediciones del fondo cósmico de microondas , las lentes gravitacionales y la estructura a gran escala del cosmos , así como las mediciones mejoradas de supernovas, han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM . ^{[ 33 ]} Algunas personas argumentan que las únicas indicaciones de la existencia de energía oscura son las observaciones de mediciones de distancia y sus corrimientos al rojo asociados. Las anisotropías del fondo cósmico de microondas y las oscilaciones acústicas de bariones sirven solo para demostrar que las distancias a un corrimiento al rojo dado son mayores de lo que se esperaría de un universo Friedmann-Lemaître "polvoriento" y la constante de Hubble medida localmente. ^{[ 34 ]}

Las supernovas son útiles para la cosmología porque son excelentes candelas estándar a través de distancias cosmológicas. Permiten a los investigadores medir la historia de la expansión del universo observando la relación entre la distancia a un objeto y su corrimiento al rojo , que indica la velocidad a la que se aleja de nosotros. La relación es aproximadamente lineal, según la ley de Hubble . Medir el corrimiento al rojo es relativamente fácil, pero encontrar la distancia a un objeto es más difícil. Por lo general, los astrónomos utilizan candelas estándar: objetos para los que se conoce el brillo intrínseco, o magnitud absoluta . Esto permite medir la distancia del objeto a partir de su brillo real observado, o magnitud aparente . Las supernovas de tipo Ia son las candelas estándar conocidas más precisas a través de distancias cosmológicas debido a su luminosidad extrema y constante .

Las observaciones recientes de supernovas son consistentes con un universo compuesto en un 66,6% de energía oscura y en un 33,4% de una combinación de materia oscura y materia bariónica , asumiendo un modelo Lambda-CDM plano . ^{[ 35 ]}

La teoría de la estructura a gran escala , que rige la formación de estructuras en el universo ( estrellas , cuásares , galaxias , grupos y cúmulos de galaxias ), también sugiere que la densidad de materia en el universo es solo el 30% de la densidad crítica.

Un estudio de 2011, el estudio de galaxias WiggleZ de más de 200 000 galaxias, proporcionó más evidencia hacia la existencia de energía oscura, aunque la física exacta detrás de ella sigue siendo desconocida. ^{[ 36 ] [ 37 ]} El estudio WiggleZ del Observatorio Astronómico Australiano escaneó las galaxias para determinar su corrimiento al rojo. Luego, aprovechando el hecho de que las oscilaciones acústicas de bariones han dejado regularmente vacíos de ≈150 Mpc de diámetro, rodeados por las galaxias, los vacíos se usaron como reglas estándar para estimar distancias a galaxias de hasta 2000 Mpc (corrimiento al rojo 0,6), lo que permitió una estimación precisa de las velocidades de las galaxias a partir de su corrimiento al rojo y distancia. Los datos confirmaron la aceleración cósmica hasta la mitad de la edad del universo (7 mil millones de años) y limitaron su inhomogeneidad a 1 parte en 10. ^{[ 37 ]} Esto proporciona una confirmación de la aceleración cósmica independiente de las supernovas.

La existencia de energía oscura, en cualquiera de sus formas, es necesaria para conciliar la geometría medida del espacio con la cantidad total de materia en el universo. Las mediciones de las anisotropías del fondo cósmico de microondas indican que el universo es casi plano . Para que la forma del universo sea plana, la densidad de masa-energía del universo debe ser igual a la densidad crítica . La cantidad total de materia en el universo (incluidos bariones y materia oscura ), según se mide a partir del espectro del fondo cósmico de microondas, representa solo alrededor del 30% de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma adicional de energía para explicar el 70% restante. ^{[ 33 ]} El análisis de siete años de la sonda espacial Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) estimó un universo compuesto por un 72,8% de energía oscura, un 22,7% de materia oscura y un 4,5% de materia ordinaria. ^{[ 5 ]} El trabajo realizado en 2013 basado en las observaciones de la nave espacial Planck del fondo cósmico de microondas dio una estimación más precisa del 68,3 % de energía oscura, el 26,8 % de materia oscura y el 4,9 % de materia ordinaria. ^{[ 39 ]}

La expansión cósmica acelerada provoca que los pozos y colinas de potencial gravitatorio se aplanen a medida que los fotones los atraviesan, produciendo puntos fríos y calientes en el fondo cósmico de microondas alineados con vastos supervacíos y supercúmulos. Este llamado efecto Sachs-Wolfe integrado tardío (ISW) es una señal directa de energía oscura en un universo plano. ^{[ 40 ]} Fue reportado con alta significancia en 2008 por Ho et al. ^{[ 41 ]} y Giannantonio et al. ^{[ 42 ]}

Un nuevo enfoque para probar la evidencia de energía oscura a través de datos de constante de Hubble observacional (OHD), también conocidos como cronómetros cósmicos, ha ganado una atención significativa en los últimos años. ^{[ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

La constante de Hubble, H ( z ), se mide en función del corrimiento al rojo cosmológico . OHD rastrea directamente la historia de expansión del universo tomando galaxias de tipo temprano que evolucionan pasivamente como "cronómetros cósmicos". ^{[ 47 ]} A partir de este punto, este enfoque proporciona relojes estándar en el universo. El núcleo de esta idea es la medición de la evolución diferencial de la edad en función del corrimiento al rojo de estos cronómetros cósmicos. Por lo tanto, proporciona una estimación directa del parámetro de Hubble.

${\displaystyle H(z)=-{\frac {1}{1+z}}{\frac {dz}{dt}}\approx -{\frac {1}{1+z}}{\frac {\Delta z}{\Delta t}}.}$

El uso de una magnitud diferencial, ⁠ Δ z / Δ t ⁠ , aporta más información y resulta atractivo para el cálculo: puede minimizar muchos problemas comunes y efectos sistemáticos. Los análisis de supernovas y oscilaciones acústicas de bariones (BAO) se basan en integrales del parámetro de Hubble, mientras que ⁠ Δ z / Δ t ⁠ lo mide directamente. Por estas razones, este método se ha utilizado ampliamente para examinar la expansión cósmica acelerada y estudiar las propiedades de la energía oscura.

La explicación más sencilla de la energía oscura es que se trata de una energía intrínseca y fundamental del espacio. Esta es la constante cosmológica, generalmente representada por la letra griega Λ (Lambda, de ahí el nombre de modelo Lambda-CDM ). Dado que la energía y la masa están relacionadas según la ecuación E = mc² , la teoría de ^la relatividad general de Einstein predice que esta energía tendrá un efecto gravitacional. A veces se la denomina energía del vacío porque es la densidad energética del espacio vacío .

Un problema importante pendiente es que las mismas teorías cuánticas de campos predicen una constante cosmológica enorme , aproximadamente 120 órdenes de magnitud mayor de lo que debería. Esto tendría que ser casi, pero no exactamente, cancelado por un término igualmente grande de signo opuesto. ^{[ 13 ]} 

Algunas teorías supersimétricas requieren una constante cosmológica exactamente igual a cero. ^{[ 50 ]} También se desconoce si una constante cosmológica positiva es compatible con las interpretaciones simples de la teoría de cuerdas , en la que nuestro universo es un falso vacío con una constante cosmológica positiva. ^{[ 51 ]} Ulf Danielsson et al. han conjeturado que tal estado no existe. ^{[ 52 ]} Sin embargo, incluso si la teoría de cuerdas no permite tal falso vacío, otros modelos de energía oscura, como la quintaesencia, aún podrían ser viables. ^{[ 51 ]}

En los modelos de quintaesencia de la energía oscura, la aceleración observada del factor de escala se debe a la energía potencial de un campo dinámico , denominado campo de quintaesencia. La quintaesencia se diferencia de la constante cosmológica en que puede variar en el espacio y el tiempo. Para que no se agrupe y forme estructuras como la materia, el campo debe ser muy ligero, de modo que tenga una gran longitud de onda Compton . En los escenarios más simples, el campo de quintaesencia tiene un término cinético canónico , está mínimamente acoplado a la gravedad y no presenta operaciones de orden superior en su lagrangiano.

Aún no se dispone de evidencia de quintaesencia, ni se ha descartado. Generalmente predice una aceleración ligeramente más lenta de la expansión del universo que la constante cosmológica. Algunos científicos piensan que la mejor evidencia de quintaesencia provendría de violaciones del principio de equivalencia de Einstein y variación de las constantes fundamentales en el espacio o el tiempo. ^{[ 53 ]} Los campos escalares son predichos por el Modelo Estándar de la física de partículas y la teoría de cuerdas , pero surge un problema análogo al problema de la constante cosmológica (o el problema de construir modelos de inflación cosmológica ): la teoría de la renormalización predice que los campos escalares deberían adquirir grandes masas.

El problema de la coincidencia plantea la pregunta de por qué la aceleración del Universo comenzó cuando lo hizo. Si la aceleración hubiera comenzado antes en el universo, estructuras como las galaxias nunca habrían tenido tiempo de formarse, y la vida, al menos como la conocemos, nunca habría tenido la oportunidad de existir. Los defensores del principio antrópico ven esto como un apoyo a sus argumentos. Sin embargo, muchos modelos de quintaesencia presentan un comportamiento denominado "rastreador", que resuelve este problema. En estos modelos, el campo de quintaesencia tiene una densidad que sigue de cerca (pero es menor que) la densidad de radiación hasta que se alcanza la igualdad entre materia y radiación , lo que provoca que la quintaesencia comience a comportarse como energía oscura, llegando a dominar el universo. Esto establece de forma natural la escala de baja energía de la energía oscura. ^{[ 54 ] [ 55 ]}

En 2004, cuando los científicos ajustaron la evolución de la energía oscura con los datos cosmológicos, encontraron que la ecuación de estado${\displaystyle \omega }$posiblemente había cruzado el límite de la constante cosmológica${\displaystyle \omega =-1}$De arriba hacia abajo. Se ha demostrado un teorema de imposibilidad que establece que este escenario requiere modelos con al menos dos tipos de campos escalares. Este escenario se denomina Quintom , propuesto por el grupo de Xinmin Zhang en 2004. ^{[ 56 ]}

Algunos casos especiales de quintaesencia son la energía oscura fantasma , en la que la densidad de energía de la quintaesencia aumenta con el tiempo, y la k-esencia (abreviatura de quintaesencia cinética) que tiene una forma no estándar de energía cinética, como una energía cinética negativa . ^{[ 57 ]} Pueden tener propiedades inusuales: la energía oscura fantasma, por ejemplo, puede causar un Gran Desgarro .

Un grupo de investigadores argumentó en 2021 que las observaciones de la tensión de Hubble pueden implicar que solo son viables los modelos de quintaesencia con una constante de acoplamiento distinta de cero . ^{[ 58 ]}

Esta clase de teorías intenta desarrollar una teoría integral que abarque tanto la materia oscura como la energía oscura como un único fenómeno que modifica las leyes de la gravedad en diversas escalas. Esto podría, por ejemplo, tratar la energía oscura y la materia oscura como diferentes facetas de la misma sustancia desconocida, ^{[ 59 ]} o postular que la materia oscura fría se desintegra en energía oscura. ^{[ 60 ]} Otra clase de teorías que unifica la materia oscura y la energía oscura son las teorías covariantes de gravedades modificadas. Estas teorías alteran la dinámica del espacio-tiempo de tal manera que la dinámica modificada se deriva de lo que se ha atribuido a la presencia de energía oscura y materia oscura. ^{[ 61 ]} La energía oscura podría, en principio, interactuar no solo con el resto del sector oscuro, sino también con la materia ordinaria. Sin embargo, la cosmología por sí sola no es suficiente para limitar eficazmente la fuerza del acoplamiento entre la energía oscura y los bariones, por lo que deben adoptarse otras técnicas indirectas o búsquedas de laboratorio. ^{[ 62 ]} A principios de la década de 2020 se teorizó brevemente que el exceso observado en el detector XENON1T en Italia podría haber sido causado por un modelo camaleónico de energía oscura, pero experimentos posteriores desmintieron esta posibilidad. ^{[ 63 ] [ 64 ]}

La densidad de energía oscura podría haber variado en el tiempo durante la historia del universo. Los datos observacionales modernos nos permiten estimar la densidad actual de energía oscura. Utilizando oscilaciones acústicas de bariones , es posible investigar el efecto de la energía oscura en la historia del universo y restringir los parámetros de la ecuación de estado de la energía oscura. Para ello, se han propuesto varios modelos. Uno de los modelos más populares es el modelo de Chevallier-Polarski-Linder (CPL). ^{[ 65 ] [ 66 ]} Otros modelos comunes son Barboza y Alcaniz (2008), ^{[ 67 ]} Jassal et al. (2005), ^{[ 68 ]} Wetterich. (2004), ^{[ 69 ]} y Oztas et al. (2018). ^{[ 70 ] [ 71 ]}

Hay cierta evidencia observacional de que la energía oscura está disminuyendo con el tiempo. Los datos del Instrumento Espectroscópico de Energía Oscura (DESI), que rastrea la magnitud de las oscilaciones acústicas de bariones a lo largo de la historia de la expansión del universo, sugieren que la cantidad de energía oscura es un 10 % menor que hace 4500 millones de años. ^{[ 72 ] [ 28 ]} Sin embargo, aún no hay datos suficientes para descartar que la energía oscura sea la constante cosmológica.

La evidencia de la energía oscura depende en gran medida de la teoría de la relatividad general. Por lo tanto, es concebible que una modificación de la relatividad general también elimine la necesidad de la energía oscura. Existen muchas teorías de este tipo, y la investigación continúa. ^{[ 73 ] [ 74 ]} La medición de la velocidad de la gravedad en la primera onda gravitacional medida por medios no gravitacionales ( GW170817 ) descartó muchas teorías de gravedad modificada como explicaciones de la energía oscura. ^{[ 75 ] [ 76 ] [ 77 ]}

El astrofísico Ethan Siegel afirma que, si bien tales alternativas reciben cobertura en la prensa generalista, casi todos los astrofísicos profesionales confían en que la energía oscura existe y que ninguna de las teorías competidoras explica con éxito las observaciones con el mismo nivel de precisión que la energía oscura estándar. ^{[ 78 ]}

Algunas alternativas a la energía oscura, como la cosmología inhomogénea , buscan explicar los datos observacionales mediante un uso más refinado de teorías establecidas. En este escenario, la energía oscura en realidad no existe, y es simplemente un artefacto de medición. Por ejemplo, si nos encontramos en una región del espacio más vacía que el promedio, la tasa de expansión cósmica observada podría confundirse con una variación en el tiempo, o aceleración. ^{[ 79 ] [ 80 ] [ 81 ] [ 82 ]} Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio podría parecer que se expande más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien débiles, tales efectos considerados acumulativamente durante miles de millones de años podrían volverse significativos, creando la ilusión de aceleración cósmica y haciendo que parezca que vivimos en una burbuja de Hubble . ^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]} Otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo sea una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros con respecto al resto del universo, ^{[ 86 ] [ 87 ]} o que los métodos estadísticos empleados fueran defectuosos. ^{[ 88 ] [ 89 ]} Un intento de detección directa en laboratorio no logró detectar ninguna fuerza asociada con la energía oscura. ^{[ 90 ]}

Las explicaciones escépticas de la energía oscura basadas en la observación generalmente no han tenido mucha acogida entre los cosmólogos. Por ejemplo, un artículo que sugería que la anisotropía del Universo local se había interpretado erróneamente como energía oscura ^{[ 91 ]} fue rápidamente refutado por otro artículo que señalaba errores en el original. ^{[ 92 ]} Otro estudio que cuestionaba la suposición fundamental de que la luminosidad de las supernovas de tipo Ia no varía con la edad de la población estelar ^{[ 93 ] [ 94 ]} también fue rápidamente refutado por otros cosmólogos. ^{[ 95 ]}

Otra teoría llamada "acoplamiento cosmológico" se ha propuesto como explicación de los efectos de la energía oscura. La idea es exigir que la descripción local de los agujeros negros, la métrica de Kerr , coincida con la descripción del universo global asumida en la cosmología moderna, la métrica de Friedmann-Robertson-Walker , en lugar del espaciotiempo espacialmente plano en el infinito. Entonces se encuentra que los agujeros negros ganan masa a medida que el universo se expande. Se mide que la tasa aumenta proporcionalmente a a ³ , donde a es algún factor de escala para la materia en el universo. Esta tasa particular significa que la densidad de energía de los agujeros negros permanece constante en el tiempo, imitando la energía oscura. ^{[ 96 ] [ 97 ] [ 98 ]} Otros astrofísicos son escépticos, ^{[ 99 ]} con varios artículos que afirman que la teoría no logra explicar otras observaciones. ^{[ 100 ] [ 101 ]} Otros trabajos sugieren que las observaciones no pueden descartar este modelo, ^{[ 102 ] [ 103 ]} pero algunos trabajos teóricos afirman que puede descartarse. ^{[ 104 ]}

La cosmología de onda de choque , propuesta por Joel Smoller y Blake Temple en 2003, considera el "big bang" como una explosión dentro de un agujero negro, que produjo el volumen en expansión de espacio y materia que incluye el universo observable. ^{[ 105 ]} Una teoría relacionada de Smoller, Temple y Vogler propone que esta onda de choque pudo haber resultado en que nuestra parte del universo tuviera una densidad menor que la que la rodea, causando la expansión acelerada normalmente atribuida a la energía oscura. ^{[ 106 ] [ 107 ]} También proponen que esta teoría relacionada podría ser comprobada: un universo con energía oscura debería dar un valor para la corrección cúbica al corrimiento al rojo versus luminosidad C = −0,180 en a = a, mientras que para la alternativa de Smoller, Temple y Vogler, C debería ser positivo en lugar de negativo. Dan un cálculo más preciso para su modelo alternativo de onda de choque como: la corrección cúbica al corrimiento al rojo versus luminosidad en a = a es C = 0,359. ^{[ 106 ]}

Aunque la cosmología de ondas de choque produce un universo que "se ve esencialmente idéntico a las consecuencias del Big Bang", ^{[ 108 ]} los cosmólogos consideran que necesita un mayor desarrollo antes de que pueda considerarse un modelo más ventajoso que la teoría del Big Bang (o modelo estándar) para explicar el universo. En particular, y especialmente para la alternativa propuesta a la energía oscura, tendría que explicar la nucleosíntesis del Big Bang, los detalles cuantitativos de las anisotropías del fondo de microondas, el bosque Lyman-alfa y los estudios de galaxias. ^{[ 107 ]}