¿Por qué necesitamos medir la expansión cósmica?
Desde que Edwin Hubble demostró en 1929 que las galaxias se alejan unas de otras, la medición del ritmo al que crece el universo se ha convertido en la piedra angular de la cosmología moderna. Saber con precisión esta velocidad de expansión —expresada a través de la constante de Hubble, H0— es esencial para estimar la edad del universo, conocer su destino final y comprobar modelos físicos como el ΛCDM. Sin embargo, la precisión alcanzada en las últimas décadas ha revelado discrepancias sorprendentes entre diferentes métodos: ¿acaso se frena o acelera la expansión? Como exploramos en profundidad en el episodio 58 de Astro Podcast, las supernovas tipo Ia y la radiación cósmica de fondo (CMB) ofrecen dos ventanas complementarias para responder a este enigma.
Supernovas tipo Ia: velas estándar en el cosmos
Las supernovas tipo Ia son explosiones termonucleares de enanas blancas que alcanzan, en el pico de brillo, una luminosidad intrínseca muy estable (MB ≃ –19,3). Gracias a la relación de Phillips (1993), que correlaciona la tasa de declive del brillo con la luminosidad máxima, se convierten en velas estándar: al medir su brillo aparente m y conocer su luminosidad real M, calculamos la distancia mediante el módulo de distancia μ = m – M. En combinación con el corrimiento al rojo z de la galaxia anfitriona, extraemos la relación entre velocidad de recesión y distancia, y de ahí H(z).
Para calibrar esta escalera de distancias, la colaboración SH0ES, liderada por Adam Riess, utilizó durante las dos últimas décadas observaciones con el telescopio espacial Hubble y, más recientemente, con JWST, midiendo variables Cefeidas en 42 galaxias que alojan SNe Ia. El resultado local más reciente arroja H0 = 73,0 ± 1,0 km s−1 Mpc−1 (Riess et al. 2025) obtenidos a partir de cepheid-calibrated SNe Ia en la fase lineal del flujo de Hubble, con incertidumbre inferior al 1,5 %.
La radiación cósmica de fondo: el eco del universo primitivo
La CMB es el fósil luminoso del universo cuando tenía solo 370.000 años, y su análisis detallado revela el estado físico de la materia y radiación en el instante de la recombinación (z ≃ 1.100). Las pequeñas anisotropías del mapa de temperatura, caracterizadas por su espectro de potencia angular, muestran picos acústicos cuya posición angular depende del radio acústico en el «drag epoch» rs ≃ 147 Mpc y de la distancia angular al último disco de scatter. Ajustando el modelo base ΛCDM al conjunto completo de datos de temperatura, polarización y lente gravitatoria, la misión Planck (ESA, 2009–2013) obtuvo H0 = 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, Ωm = 0,315 ± 0,007 y ΩΛ = 0,685 ± 0,007.
Métodos de medición y calibración
Ambas técnicas requieren gestionar sistemáticas con extremo rigor. En supernovas Ia, se corrigen efectos de extinción por polvo galáctico e intergaláctico, se filtran eventos peculiares (subluminiscentes o superluminosas) y se calibra la relación color-luminosidad. Para la CMB, los mapas de Planck aplican máscaras de la Vía Láctea y extracción multi-frecuencia para eliminar contaminantes galácticos y puntos extra-galácticos, además de reconstruir lensing para afinar parámetros cosmológicos.
- Supernovas Ia: calibración con Cefeidas (NGC 4258, LMC, M31), muestras Pantheon+ (>1.500 SNe), cobertura espectral óptica a infrarroja.
- CMB: mediciones en bandas de 30–857 GHz, módulo TT, TE, EE, lente, máscara galáctica, extracción de componente por algoritmos Commander, NILC, SMICA.
Resultados clave y la constante de Hubble
La sorprendente diferencia entre H0 local (≃73 km s−1 Mpc−1) y el valor inferido por Planck (≃67,4 km s−1 Mpc−1) ha alcanzado una discrepancia de 4–5σ, conocida como la tensión de Hubble. Recientemente, estudios independientes basados en crónometros cósmicos, oscilaciones acústicas de bariones (BAO) y ráfagas de radio rápidas (FRB) han aportado valores intermedios (≈69 ± 1 km/s/Mpc), pero sin resolver el conflicto.
Estos resultados llevan a preguntarse si nuevas físicas, tales como interacciones en el sector de la materia oscura, variaciones temporales de constantes fundamentales o energía oscura dinámica, podrían estar detrás de la aparente inconsistencia entre métodos a baja y alta z.
La tensión actual en H0: un misterio sin resolver
La persistencia de la tensión de Hubble ha impulsado propuestas tan variadas como modificaciones a la época de recombinación, nuevos neutrinos ligeros o curvatura espacial ligera. Grupos como la Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) y el Telescopio Vera C. Rubin aportan en 2026 datos de BAO y flujos de galaxias que podrían afinar la historia de la expansión. Mientras tanto, misiones futuras como Euclid (ESA) y CMB-S4 (colaboración de EE. UU. y otros) prometen reducir incertidumbres por debajo del 1 % y evaluar exhaustivamente la consistencia interna de ΛCDM.
Implicaciones para la cosmología
Determinar con exactitud la expansión no es un ejercicio académico: afecta la edad del universo (τ ≃ 13.8 Ga vs. 12.5 Ga si H0 fuera mayor), la geometría global (Ωtot ≅ 1), y el modelo de ene r gía oscura. Una discrepancia real señalaría la necesidad de extender el modelo estándar de la cosmología e introducir nuevos componentes o interacciones físicas. Además, condiciona escenarios de evolución de estructuras, formación de galaxias y la interpretabilidad de señales de ondas gravitacionales de sirenas estándar.
Conclusión y próximos pasos
La medición de la expansión del universo mediante supernovas tipo Ia y la radiación cósmica de fondo ejemplifica la riqueza de la cosmología observacional y, al mismo tiempo, expone sus enigmas abiertos. Como hemos visto, cada método brilla por sus avances pero también por sus retos sistemáticos. Si queréis profundizar en este tema, en el episodio 58 de Astro Podcast lo desgranamos con detalle y comentamos las últimas novedades de Planck, SH0ES y misiones futuras. Escucha ahora el episodio 58 y suscríbete a nuestro newsletter para no perderte ninguna actualización. También podéis explorar más episodios en nuestro catálogo completo y conocernos en sobre nosotros.
Fuentes
- Planck Collaboration VI (2020). "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2020/09/aa33910-18/aa33910-18.html
- Riess, A. G. et al. (2025). "Constraining the Hubble constant with scattering in host galaxies of fast radio bursts". Astronomy & Astrophysics. https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2025/01/aa50823-24/aa50823-24.html
- Phillips, M. (1993). "The absolute magnitudes of Type IA supernovae". Astrophysical Journal Letters.
- Perlmutter, S. et al. (1999). "Measurements of Ω and Λ from 42 High‐Redshift Supernovae". Astrophysical Journal.
- Smoot, G. F. et al. (1992). "Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps". Astrophysical Journal.
- Planck (satélite). Wikipedia en español. https://es.wikipedia.org/wiki/Planck_%28sat%C3%A9lite%29
- Supernova tipo Ia. Wikipedia en español. https://es.wikipedia.org/wiki/Supernova_tipo_Ia
- Radiación cósmica de fondo. Wikipedia en español. https://es.wikipedia.org/wiki/Radiaci%C3%B3n_c%C3%B3smica_de_fondo