Estamos en las primeras décadas del siglo XX, y los astrónomos estadounidenses Edwin Hubble y Vesto Slipher se disponían a realizar observaciones de galaxias próximas para medir por primera vez características tan relevantes como su velocidad o a qué distancia se encontraban de nosotros.
Lo que encontraron sigue siendo uno de los hallazgos observacionales más importantes de la historia de la astronomía: prácticamente, todas las galaxias se estaban alejando de nosotros, y no sólo eso, vieron que la velocidad a la que se alejaban era mayor mientras más lejos se encontraban de nosotros.
Este descubrimiento, respaldado por los cálculos teóricos de George Lemaître, condujo a una clara y directa conclusión: el universo se expande.
Representación gráfica de la evolución del universo desde sus comienzos a la actualidad. Crédito: NASA, Ryan Kaldari. Adaptación a español: Luis Fernández García
Pilares científicos
¿Cómo de rápido se expande el universo?
Para responder a esto primero tenemos que entender bien cómo estos astrónomos fueron capaces de deducir la velocidad y la distancia de las galaxias. En realidad, medir la velocidad es la parte fácil, ya que la luz de las galaxias sufre de un “Efecto Doppler” al alejarse de nosotros. Al igual que pasa con el sonido de una ambulancia cuando se aleja y escuchamos su sirena más aguda, la luz que es emitida por objetos muy lejanos que se distancian de nosotros la observamos más roja, es decir, su espectro visible se ha desplazado a longitudes de onda más rojas. Esto lo llamamos “desplazamiento al rojo” o “redshift”, y medir dicho desplazamiento es conocer automáticamente la velocidad a la que se aleja la galaxia.
Por otro lado, conocer la distancia es un desafío mucho mayor, ya que no basta con observar su posición en el cielo. Para ello, uno de los métodos más eficaces es el de las “Candelas Estándar”, es decir, objetos que tienen una luminosidad conocida. Al saber la luz que emite y poder medir la luz que nos llega después de haber sido dispersada al recorrer la larga distancia que separa dicho objeto de nosotros, podemos calcular la distancia que ha recorrido la luz, y por ende, la distancia a la que está dicho objeto. Un ejemplo de Candelas Estándar son las estrellas variables Cefeidas; si se observa una Cefeida en una galaxia, sabemos a la distancia a la que está la galaxia que la hospeda.
Mediante estos dos conceptos, Hubble, junto con las mediciones de Slipher, encontró una relación lineal entre velocidad de recesión (v) y distancia (d), relación que se conoce actualmente como Ley de Hubble-Lemaître, y la constante de proporcionalidad que las une es conocida como constante de Hubble (H0).
El valor de H0 medido con este método (método directo) ha cambiado mucho conforme se han mejorado las observaciones, arrojando actualmente un valor de H0 = 74 km/s/kpc. Esto significa que una galaxia ubicada a 1 kiloparsec (kpc) de nosotros (unos 3,3 millones de años luz) la vamos a ver alejarse de nosotros a una velocidad de 74 kilómetros por segundo.
Gráfica de la Ley de Hubble-Lemaître. Distancia (en kpc) vs. velocidad de recesión de las galaxias (en km/s). Credits: Sciencephotogallery.com
¿Existen otras formas de medir H0?
Además del método directo, también se puede estimar H0 de forma indirecta a partir de los modelos cosmológicos, que explican de qué está hecho el universo y cómo ha evolucionado con el tiempo a partir de los datos recolectados por satélites (como, por ejemplo, Planck, de la Agencia Espacial Europea) que observaron la luz más antigua del universo, la radiación de fondo de microondas (CMB).
Del CMB se obtienen diversos parámetros con los que se ajustan los modelos cosmológicos actuales, siendo el que mejores predicciones ha hecho hasta el momento el modelo Λ-CDM, que consta de una constante cosmológica (Λ) y materia oscura fría (CDM). De estos modelos se deduce, indirectamente, cómo ha variado la expansión del universo con el tiempo y cuál es el valor actual de H0, que se estima en H0 = 67 km/s/kpc.
Medidas directas e indirectas de H0 obtenidos por diferentes estudios. Créditos: di Valentino, Eleonora; et al. (2021) “In the realm of the Hubble tension—a review of solutions”
Incertidumbres
Se pone tensa la cosa
Se puede ver que hay una discrepancia entre el valor de la constante de Hubble medido de forma directa (74 km/s/kpc) y el que se deduce de forma indirecta a partir del CMB y el modelo Λ-CDM (67 km/s/kpc). Esto hace décadas no supuso ningún problema, ya que los valores no son tan distintos y las incertidumbres asociadas a las medidas (del orden del 5-10%) permitían que ambos valores conviviesen dentro de sus respectivos márgenes de error.
Con el paso de los años, sin embargo, se ha mejorado sustancialmente la precisión en la medida de distancias de las galaxias, así como en la determinación de los parámetros cosmológicos, reduciendo el error de ambas medidas y dando como resultado, en lugar de una convergencia entre ambos valores, una divergencia a dos valores distintos medidos cada uno con mucha precisión. Esta discrepancia se conoce como Tensión de Hubble y es uno de los mayores problemas en cosmología que existen hasta el momento.
¿Y si se equivocan los observacionales?
Una forma de atajar este problema es planteándose la posibilidad de que estemos midiendo mal las distancias a las galaxias. Quizás a distancias muy cercanas estamos estimando mal la velocidad de recesión ya que, a nivel local, hay muchas interferencias gravitatorias con galaxias vecinas. O quizás tenemos que buscar mejores indicadores de distancias como nuevas candelas estándar o alternativas a éstas como las ondas gravitacionales.
No obstante, a día de hoy, en 2025, grandes colaboraciones como SH0ES, usando las observaciones de supernovas tipo Ia con los mejores datos del telescopio espacial James Webb, siguen arrojando un valor de 74 km/s/kpc.
¿Y si se equivocan los teóricos?
Otra posibilidad es que estemos realizando demasiadas suposiciones sobre las condiciones iniciales del plasma ancestral medido del CMB y que realmente la física que ocurría en las épocas iniciales del universo fuese muy distinta.
Sin embargo, el modelo Λ-CDM tiene pocos competidores y, aunque se han intentado modificar todos los parámetros posibles para testear nuevos modelos, las predicciones que Λ-CDM otorga son las más robustas hasta la fecha, habiendo sido capaz de reproducir desde las estructuras a gran escala observadas en el universo como la cantidad de Helio y Litio primordial que se formó en el Big Bang.
¿Y si se equivoca todo el mundo?
Esta es una pregunta que en ciencia siempre nos podemos plantear y este conflicto no es político, sino científico. Ambos enfoques pueden tener sus errores y ambas vertientes, tanto la observacional como la teórica, están peleando no por ver quién tiene razón, sino por ver dónde está el problema. Quizás estamos malinterpretando y calibrando mal la luz que medimos de candelas estándar como supernovas Ia, quizás existieron otro tipo de interacciones en el plasma primordial que nos hacen suponer mal las condiciones que dieron lugar al CMB o, a lo mejor, estamos suponiendo mal la curvatura intrínseca del espacio-tiempo o midiendo mal parámetros importantes para los modelos como la densidad de materia oscura o energía oscura. O, quizás, tengamos que reinventarlo todo.
Múltiples alternativas a todo se están planteando fervientemente mientras el lector finaliza este artículo, y quizás mañana salga un nuevo paper planteando una alternativa al modelo Λ-CDM o encontrando una nueva calibración de distancias cosmológicas, pero, sea cuál sea la solución, sin duda nos hará experimentar una de las mayores revoluciones de la historia de la astronomía moderna.