Cosmólogos no se ponen de acuerdo sobre la velocidad de expansión del universo

Han pasado casi 100 años desde que los científicos descubrieron que el universo se está expandiendo. En las décadas siguientes, la precisión de las mediciones y las interpretaciones e implicaciones de este descubrimiento fueron fuente de intensos debates. Ahora sabemos que el universo emergió de manera espectacular de un estado altamente comprimido en un evento conocido como el Big Bang.

Las mediciones de la tasa de expansión actual, conocida como la constante de Hubble o H₀ (pronunciado H-naught), han mejorado considerablemente desde aquellos primeros días. Sin embargo, un nuevo debate se apodera ahora de la comunidad astronómica: dos mediciones independientes de H₀, que deberían coincidir, dan resultados diferentes. Esta situación se conoce como la «tensión H₀» o tensión de Hubble.

Numerosas conferencias, artículos de revisión y artículos de revistas se han dedicado a esta cuestión. Algunos se refieren a ella como una «crisis para la cosmología», que requiere un cambio de paradigma en nuestra comprensión del universo. La expansión del universo es un aspecto clave de su historia desde el Big Bang, por lo que sustenta muchos otros elementos de nuestra comprensión.

Otros ven la tensión del H₀ simplemente como una señal de que los equipos de medición no entienden completamente sus datos y que, con mejores datos, la «crisis» se resolverá. Pero su solución sigue siendo esquiva.

Los dos métodos de medición en el centro de este debate son la «escalera de distancias» y el «fondo cósmico de microondas». La escala de distancias es la más antigua de las dos, y se ha utilizado en diversas formas desde la primera detección de la expansión del universo.

La primera evidencia provino de mediciones pioneras de objetos débiles similares a nubes que ahora sabemos que son galaxias fuera de la Vía Láctea. El astrónomo estadounidense V.M. Slipher midió las firmas químicas en la luz de estos objetos. Utilizando la técnica de la espectroscopia para hacer coincidir estas firmas con las de las moléculas conocidas, descubrió que sus longitudes de onda estaban estiradas en comparación con los resultados estándar de laboratorio.

Este estiramiento de las longitudes de onda de la luz de otras galaxias, conocido como «desplazamiento al rojo», es causado por el efecto Doppler. Este fenómeno también es responsable de que el tono de una sirena aumente cuando se acerca un vehículo de emergencia y luego disminuya cuando pasa. En un artículo seminal de 1917, Slipher anunció que casi todas las galaxias que había observado se estaban alejando de la Vía Láctea.

Los datos de Slipher serían utilizados por Edwin Hubble en su famoso estudio de 1929 que mostraba que cuanto más distante está una galaxia, más rápido se aleja y, por lo tanto, mayor es su desplazamiento al rojo. La relación entre el desplazamiento al rojo y la distancia es la constante de Hubble.

Los teóricos ya habían previsto la expansión del universo. A principios de la década de 1920, Alexander Friedmann y Georges Lemaître se dieron cuenta de forma independiente de que la teoría de la relatividad general recientemente publicada por Albert Einstein podía predecir un universo en expansión, y que las implicaciones de esto serían desplazamientos al rojo de las galaxias que aumentan con la distancia.

Escalera de distancias

Las galaxias distantes se están alejando de nosotros debido a la expansión del universo. Las mediciones de la constante de Hubble se basan en determinar la relación entre la distancia de estos objetos y la velocidad a la que se alejan.

Por este motivo, las unidades de H₀ son convencionalmente «kilómetros por segundo por megaparsec», haciendo referencia a la velocidad de un objeto a un megaparsec de distancia (una unidad de distancia utilizada por los astrónomos, equivalente a unos 3 millones de años luz).

Tal como lo hizo Slipher hace un siglo, las velocidades de recesión se pueden medir fácilmente mediante espectroscopia. Sin embargo, las mediciones precisas de distancias a las galaxias son notoriamente difíciles, por lo que aquí es donde entra en juego la escala de distancias.

El «escalón» más bajo de la escala representa objetos en el cielo que están lo suficientemente cerca como para que podamos usar métodos directos para medir la distancia, como el método de paralaje, donde el movimiento de la Tierra alrededor del Sol crea cambios periódicos en la posición angular de los objetos. Los peldaños posteriores representan mediciones de conjuntos de objetos progresivamente más distantes.

Se eligen para que sean objetos para los que es fácil medir distancias relativas pero, como una regla sin números, su distancia absoluta debe calibrarse. Esta función la proporcionan los objetos en el peldaño más bajo.

Las cefeidas (estrellas brillantes y masivas que pulsan) son particularmente útiles como peldaños debido a la estrecha correlación entre su período de pulsación y su brillo, descubierta por Henrietta Swan Leavitt en 1908. El peldaño más distante suele estar formado por supernovas de tipo 1a (explosiones que ocurren cuando ciertas estrellas llegan al final de sus vidas), que también han proporcionado evidencia definitiva de que la tasa de expansión del universo está aumentando.

Microondas cósmicas

El otro método de medición en el centro del debate es el fondo cósmico de microondas (CMB). Se trata de luz emitida cuando el universo tenía apenas unos cientos de miles de años, mucho antes de que se formaran estrellas o planetas. En cambio, un plasma caliente llenaba todo el espacio, casi perfectamente uniforme a excepción de las ondas sonoras que se cree que tienen su origen en el Big Bang.

La física del universo en este momento es sorprendentemente simple, por lo que podemos hacer predicciones sólidas sobre las propiedades de estas ondas. Cuando se combinan con mediciones precisas, nuestros modelos matemáticos nos dicen cuál era la tasa de expansión del universo en este momento temprano. Con un modelo para la historia de expansión posterior, podemos hacer una predicción extremadamente precisa de H₀.

Ahora, veamos lo que cada método encuentra para H₀. La medición de escala de distancia más precisa proviene del equipo científico SH0ES dirigido por el premio Nobel Adam Riess. Su última medición arroja un H₀ = 73,2 km por segundo por megaparsec. La medición de CMB más precisa, del equipo del satélite Planck de la Agencia Espacial Europea, es H₀ = 67,4 km por segundo por megaparsec.

Aunque estas dos mediciones están dentro del 10% entre sí, la diferencia es enorme en comparación con la precisión a nivel porcentual de cada medición. También está por encima del umbral estadístico de «5 sigma» que los científicos toman convencionalmente como indicativo de un evento que no se debe puramente al azar.

Entonces, ¿qué podría estar causando esta gran discrepancia entre las dos mediciones? Un culpable podría ser que el modelo utilizado para predecir H₀ a partir del CMB sea incorrecto. Tal vez un modelo alternativo para el universo reconciliaría la predicción del CMB con la medición de la escala de distancias. Ha habido una intensa actividad entre los teóricos en este sentido durante los últimos años.

El principal obstáculo es que la evolución del universo está fuertemente limitada por una serie de mediciones sólidas acumuladas durante décadas. Además, la medición del CMB del H₀ está corroborada por mediciones independientes de precisión comparable utilizando estudios de galaxias. La última medición de este tipo de la colaboración Dark Energy Spectroscopic Instrument (Desi) arroja un H₀ = 68,5 km por segundo por megaparsec, con una precisión de aproximadamente el 1%, de acuerdo con el valor del CMB.

Ser creativos

Por lo tanto, los teóricos han tenido que ser creativos. Una sugerencia es que el universo primitivo atravesó una fase repentina de expansión mejorada antes de que se emitiera el CMB. Esto hizo que los primeros átomos se formaran antes de lo esperado. La idea es que la medición del CMB «estándar» del H₀ descuidó este efecto e infirió que la constante de Hubble era menor de lo que realmente es.

El desafío para las soluciones de este tipo es que también deben predecir los otros patrones detallados observados en el CMB, que han sido medidos con exquisita precisión por el satélite Planck y otros telescopios.

Otras soluciones propuestas incluyen sugerencias de campos magnéticos que afectan la formación de los primeros átomos, o incluso que la Tierra reside en una parte atípica del universo que se ha expandido a una extensión inusualmente grande. Desafortunadamente, ninguna de las soluciones propuestas es convincente ni capaz de adaptarse a todos los datos disponibles.

Una línea de razonamiento alternativa, aunque más prosaica, es que nuestra imagen física del universo es correcta, pero que una o más de las mediciones han descuidado algún efecto observacional. Esto ha alimentado un intenso cuestionamiento de las mediciones de SH0ES y Planck, tanto por parte de la comunidad astronómica como de los propios equipos. Hasta ahora, no se han descubierto errores en ninguno de los análisis.

El camino a seguir

Entonces, ¿cuál es el camino a seguir? Recientemente han surgido algunas técnicas muy prometedoras que utilizan peldaños alternativos en la escala de distancias y que compiten con la medición SH0ES.

Un equipo dirigido por Wendy Freedman, una pionera estadounidense de los estudios modernos de H₀, ha utilizado estrellas particulares que caen en una categoría conocida como la «punta de la rama de las gigantes rojas» (TRGB, por sus siglas en inglés) para realizar nuevas calibraciones de las distancias de las supernovas. Este método puede evitar las incertidumbres inherentes al uso de las cefeidas. Curiosamente, da H₀ = 69,8, una constante entre Planck y SH0ES, aunque con mayores incertidumbres.

Además, el equipo de Freedman encontró recientemente una discrepancia entre las distancias galácticas implícitas por las estrellas TRGB y las cefeidas utilizando el telescopio espacial James Webb (JWST). Si se corrobora con análisis futuros, esta discrepancia colocaría el enfoque de la escala de distancias en una posición mucho más incierta.

La calidad de las mediciones de H₀ mejorará inevitablemente con nuevos datos del JWST, nuevas muestras de supernovas y técnicas innovadoras como el uso de ondas gravitacionales de agujeros negros en fusión. Pero aún está por verse si estos esfuerzos resolverán la tensión de Hubble o la empeorarán.

Por ahora, nuestra comprensión del universo sigue estando plagada de desacuerdos en las mediciones de la tasa de expansión. Cien años después de su concepción, la constante de Hubble continúa confundiéndonos.

Con información de Phys.org