thumb|375px|Según estimaciones, resumidas en este gráfico de la NASA, alrededor del 70 % del contenido energético del universo consiste en energía oscura, cuya presencia se infiere en su efecto sobre la expansión del universo. Pero sobre su naturaleza aún se conoce poco.
thumb|375px|Evolución espacio-temporal del universo.
En cosmología física, la energía oscura es una forma de energía que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión que tiende a acelerar la expansión del universo. Considerar la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el universo parece estar en expansión acelerada desde hace unos 6145 millones de años. La causa sería que la densidad de la materia va disminuyendo conforme el universo se expande, mientras que la densidad de energía oscura permanece constante con la expansión. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura aporta prácticamente casi el 69 % de la masa-energía total del universo.
Temas relacionados con la energía oscura son la constante cosmológica, una energía de densidad constante que llena el espacio en forma homogénea, la teoría cuántica de campos y la quintaesencia, como campos dinámicos cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. De hecho, las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio normalmente también se incluyen en la constante cosmológica. Se piensa que la constante cosmológica se origina en la energía del vacío. Los campos escalares que cambian con el espacio son difíciles de distinguir de una constante cosmológica porque los cambios pueden ser extremadamente lentos.
Para distinguir entre ambas se necesitan mediciones muy precisas de la expansión del universo, para ver si la velocidad de expansión cambia con el tiempo. La tasa de expansión está parametrizada por la ecuación de estado. La medición de la ecuación de estado de la energía oscura es uno de los mayores retos de investigación actual de la cosmología física.
Añadir la constante cosmológica a la Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) conduce al modelo Lambda-CDM, que se conoce como «modelo estándar» de cosmología debido a su coincidencia precisa con las observaciones.
No se debe confundir la energía oscura con la materia oscura, ya que, aunque ambas forman la mayor parte de la masa del universo, la materia oscura es una forma de materia, mientras que la energía oscura se asocia a un campo que ocupa todo el espacio.
Información divulgada recientemente basada en el trabajo realizado por la nave espacial Planck sobre la distribución del universo, obtuvo una estimación más precisa de esta en 68.3 % de energía oscura, un 26.8 % de materia oscura y un 4.9 % de materia ordinaria.
Historia La constante cosmológica fue propuesta por primera vez por Albert Einstein como un medio para obtener una solución estable de la ecuación del campo de Einstein que llevaría a un universo estático, utilizándola para compensar la gravedad. El mecanismo no solo fue un ejemplo poco elegante de «ajuste fino», pues pronto se demostró que el universo estático de Einstein sería inestable porque las heterogeneidades locales finalmente conducirían a la expansión sin control o a la contracción del universo. El equilibrio es inestable: si el universo se expande ligeramente, entonces la expansión libera la energía del vacío, que causa todavía más expansión. De la misma manera, un universo que se contrae ligeramente se continuará contrayendo.
Estos tipos de perturbaciones son inevitables, debido a la distribución irregular de materia en el universo. Las observaciones realizadas por Edwin Hubble demostraron que el universo está expandiéndose y que no es estático en absoluto. Einstein se refirió a su fallo para predecir un universo dinámico, en contraste a un universo estático, como «su gran error». Después de esta declaración, la constante cosmológica fue ignorada durante mucho tiempo como una curiosidad histórica.
Alan Guth propuso en los años 1970 que un campo de presión negativa, similar en concepto a la energía oscura, podría conducir a la inflación cósmica en el universo preprimigenio. La inflación postula que algunas fuerzas repulsivas, cualitativamente similares a la energía oscura, dan como resultado una enorme y exponencial expansión del universo poco después del Big Bang. Tal expansión es una característica esencial de muchos modelos actuales del Big Bang. Sin embargo, la inflación tiene que haber ocurrido a una energía mucho más alta que la energía oscura que observamos hoy y se piensa que terminó completamente cuando el universo solo tenía una fracción de segundo. No está claro qué relación (si hay alguna), existe entre la energía oscura y la inflación. Incluso después de que los modelos inflacionarios hayan sido aceptados, la constante cosmológica se piensa que es irrelevante en el universo actual.
El término «energía oscura» fue acuñado por Michael Turner en 1998. La primera mención del término «energía oscura» está en el artículo con otros cosmólogos y estudiantes de Turner del momento, Dragan Huterer, «Prospectos para Probar la Energía oscura a través de Medidas de Distancia a Supernovas», que fue subido a ArXiv.org en agosto de 1998 y publicado en Physical Review D en 1999 —Huterer y Turner, Phys. Rev. D 60, 081301 (1999)—. En ese tiempo, el problema de la masa perdida de la nucleosíntesis primordial y la estructura del universo a gran escala fue establecida y algunos cosmólogos habían empezado a teorizar que había un componente adicional en nuestro universo. La primera prueba directa de la energía oscura provino de las observaciones de la aceleración de la velocidad de expansión del universo mediante el estudio de supernovas tipo Ia por Adam Riess et al. y confirmada después en Saul Perlmutter et al. Esto dio como resultado el modelo Lambda-CDM, que hasta 2006 era consistente con una serie de observaciones cosmológicas rigurosamente crecientes, las últimas de 2005 de la Supernova Legacy Survey (SNLS). Los primeros resultados de la SNLS revelaron que el comportamiento medio de la energía oscura se comporta como la constante cosmológica de Einstein con una precisión del 10 %. Los resultados del Hubble Space Telescope Higher-Z Team indican que la energía oscura ha estado presente durante al menos 9000 millones de años y durante el periodo precedente a la aceleración cósmica.
Descubrimiento de la energía oscura miniaturadeimagen|En el modelo cosmológico estándar, la energía oscura constituye aproximadamente el 68% de la densidad de energía total del universo. La materia oscura constituye alrededor del 27%, y el resto está compuesto por materia bariónica (como átomos) y radiación. En 1998 las observaciones de supernovas de tipo 1a muy lejanas, realizadas por parte del Supernova Cosmology Project en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el High-z Supernova Search Team, sugirieron que la expansión del Universo se estaba acelerando. Desde entonces, esta aceleración se ha confirmado por varias fuentes independientes: medidas de la radiación de fondo de microondas, las lentes gravitacionales, nucleosíntesis primigenia de elementos ligeros y la estructura a gran escala del universo, así como una mejora en las medidas de las supernovas han sido consistentes con el modelo Lambda-CDM.
Las supernovas de tipo 1a proporcionan la principal prueba directa de la existencia de la energía oscura. Según la ley de Hubble, todas las galaxias lejanas se alejan aparentemente de la Vía Láctea, mostrando un desplazamiento al rojo en el espectro luminoso debido al efecto Doppler. La medición del factor de escala en el momento que la luz fue emitida desde un objeto es obtenida fácilmente midiendo el corrimiento al rojo del objeto en recesión. Este desplazamiento indica la edad de un objeto lejano de forma proporcional, pero no absoluta. Por ejemplo, estudiando el espectro de un cuásar se puede saber si se formó cuando el universo tenía un 20 % o un 30 % de la edad actual, pero no se puede saber la edad absoluta del universo. Para ello es necesario medir con precisión la expansión cosmológica. El valor que representa esta expansión en la actualidad se denomina constante de Hubble. Para calcular esta constante se utilizan en cosmología las candelas estándar, que son determinados objetos astronómicos con la misma magnitud absoluta, que es conocida, de tal manera que es posible relacionar el brillo observado, o magnitud aparente, con la distancia. Sin las candelas estándar, es imposible medir la relación corrimiento al rojo-distancia de la ley de Hubble. Las supernovas tipo 1a son una de esas candelas estándar, debido a su gran magnitud absoluta, lo que posibilita que se puedan observar incluso en las galaxias más lejanas. En 1998 varias observaciones de estas supernovas en galaxias muy lejanas (y, por lo tanto, jóvenes) demostraron que la constante de Hubble no es tal, sino que su valor varía con el tiempo. Hasta ese momento se pensaba que la expansión del universo se estaba frenando debido a la fuerza gravitatoria; sin embargo, se descubrió que se había estado acelerando durante al menos los últimos seis mil millones de años, por lo que debía existir algún tipo de fuerza que acelerase el universo.
La consistencia en magnitud absoluta para supernovas tipo 1a se ve favorecida por el modelo de una estrella enana blanca vieja que gana masa de una estrella compañera y crece hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar definido de manera precisa. Con esta masa, la enana blanca es inestable ante fugas termonucleares y explota como una supernova tipo 1a con un brillo característico. El brillo observado de la supernova se pinta frente a su corrimiento al rojo y esto se utiliza para medir la historia de la expansión del universo. Estas observaciones indican que la expansión del universo no se está desacelerando, como sería de esperar para un universo dominado por materia, sino más bien acelerándose. Estas observaciones se explican suponiendo que existe un nuevo tipo de energía con presión negativa.
La existencia de la energía oscura, de cualquier forma, es necesaria para reconciliar la geometría medida del espacio con la suma total de materia en el universo. Las medidas de la radiación de fondo de microondas más recientes, realizadas por el satélite WMAP, indican que el universo está muy cerca de ser plano. Para que la forma del universo sea plana, la densidad de masa/energía del universo tiene que ser igual a una cierta densidad crítica. Posteriores observaciones de la radiación de fondo de microondas y de la proporción de elementos formados en el Big Bang (Gran explosión) han puesto un límite a la cantidad de materia bariónica y materia oscura que puede existir en el universo, que cuenta solo el 30 % de la densidad crítica. Esto implica la existencia de una forma de energía adicional que cuenta el 70 % de la masa energía restante. Estos estudios indican que el 73 % de la masa del Universo está formado por la energía oscura, un 23 % es materia oscura (materia oscura fría y materia oscura caliente) y un 4 % materia bariónica. La teoría de la estructura a gran escala del universo, que determina la formación de estructuras en el universo (estrellas, quasars, galaxias y agrupaciones galácticas), también sugiere que la densidad de materia en el universo es solo el 30 % de la densidad crítica.
Experimentos diseñados para probar la existencia de la energía oscura