¿Qué es la constante de Hubble y por qué importa?
La constante de Hubble (H₀) cuantifica la velocidad de expansión del universo hoy y se define como la pendiente de la relación entre la velocidad radial de recesión de una galaxia y su distancia. Este parámetro es fundamental para estimar la edad del cosmos, calcular distancias extragalácticas y probar modelos cosmológicos como ΛCDM ([en.wikipedia.org](https://en.wikipedia.org/wiki/Hubble%27s_law?utm_source=openai)).
Una determinación precisa de H₀ permite estrechar el rango de valores de parámetros clave (densidad de materia Ωₘ, densidad de energía oscura Ω_Λ, número efectivo de neutrinos N_eff), afectando nuestra comprensión de la evolución y el destino del universo ([aanda.org](https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/02/aa48015-23/aa48015-23.html?utm_source=openai)).
Medición del H₀ con supernovas tipo Ia y la escalera de distancias
El método local más empleado es la escalera de distancias basada en supernovas tipo Ia, consideradas candeleros estándar tras calibrarse con variables Cefeidas. El proyecto SH0ES, liderado por Adam Riess, combina observaciones de Cefeidas en la Gran Nube de Magallanes, galaxias con cúmulos de estrellas (NGC 4258) y SNe Ia en galaxias distantes para obtener H₀ = 73,0 ± 1,0 km/s/Mpc ([aanda.org](https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2025/01/aa50823-24/aa50823-24.html?utm_source=openai)).
Recientes observaciones con JWST NIRCam de más de 330 Cefeidas en NGC 4258 y NGC 5584 han permitido reducir sesgos por mezcla estelar y polvo, confirmando valores locales cercanos a 73 km/s/Mpc con precisión del 1–2 % ([arxiv.org](https://arxiv.org/abs/2307.15806?utm_source=openai)).
Medición del H₀ a partir del fondo cósmico de microondas
En contraste, los experimentos que estudian la radiación relicta del fondo cósmico de microondas (CMB), principalmente la misión Planck, infieren H₀ ajustando anisotropías de temperatura y polarización en el marco de ΛCDM. El último análisis PR4 de Planck reporta H₀ = 67,66 ± 0,53 km/s/Mpc ([aanda.org](https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/02/aa48015-23/aa48015-23.html?utm_source=openai)), mientras que el anterior (PR3, 2018) daba 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc ([aanda.org](https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2025/01/aa50823-24/aa50823-24.html?utm_source=openai)).
Este método depende de parámetros como la escala de sonido en el horizonte fotónico al desacoplarse la materia y radiación (z≈1.100), calibrándose absolutamente en la física de plasma primordial y el modelo ΛCDM ([aanda.org](https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/02/aa48015-23/aa48015-23.html?utm_source=openai)).
Valores obtenidos y la tensión cosmológica
El contraste entre H₀ local (~73 km/s/Mpc) y H₀ temprano (~67 km/s/Mpc) genera la llamada “tensión de Hubble” de ~5σ, una discrepancia persistente que sugiere fisuras en nuestro entendimiento del universo joven o en la metodología local ([aanda.org](https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2025/01/aa50823-24/aa50823-24.html?utm_source=openai)).
Otros métodos independientes refuerzan la tensión: lentes gravitatorias de tiempo de retardo analizadas por H0LiCOW obtienen H₀ = 73,3⁺¹·⁷₋₁·⁸ km/s/Mpc (2,4 % de precisión) usando seis sistemas cuásar-lente, desviándose 5,3σ del valor de Planck ([shsuyu.github.io](https://shsuyu.github.io/H0LiCOW/site/?utm_source=openai)).
Posibles explicaciones: errores sistemáticos
En las mediciones locales, sesgos en el fotometría de Cefeidas (mezcla de estrellas vecinas, correcciones por metalicidad y polvo intergaláctico) pueden inflar H₀. Estudios recientes revisan el impacto de la amplitud de variación de las Cefeidas en galaxias anfitrionas, estimando un posible sesgo de hasta 1–2 % en H₀ ([arxiv.org](https://arxiv.org/abs/2003.07355?utm_source=openai)).
En el régimen del CMB, el tratamiento de emisiones de primer plano (galaxias, polvo), calibración de detectores y supuestos de nubes de polvo galáctico son fuentes de incertidumbre menor (≲0,5 %), pero mejoras del pipeline NPIPE han reducido sistemáticos sustancialmente ([aanda.org](https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/02/aa48015-23/aa48015-23.html?utm_source=openai)).
Nuevas físicas: más allá de ΛCDM
Para conciliar ambas mediciones sin invocar grandes errores, surgen extensiones a ΛCDM. El modelo de Early Dark Energy (EDE) introduce un componente breve de energía oscura en z≈10³–10⁴, disminuyendo el horizonte sonoro y permitiendo un H₀ temprano hasta ~70 km/s/Mpc ([journals.aps.org](https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.108.043513?utm_source=openai)).
Otras propuestas incluyen interacciones de radiación oscura, variaciones en N_eff o gravitaciones modificadas que alteran la expansión temprana. Por ejemplo, modelos con acoplamiento de radiaciones oscuras limitan la contribución de EDE a f_EDE<0,06 y restringen H₀ a 66,9–69,5 km/s/Mpc (95 % C.L.) ([link.springer.com](https://link.springer.com/article/10.1140/epjc/s10052-024-13267-7?utm_source=openai)).
Implicaciones para la cosmología y misiones futuras
Resolver la tensión de Hubble es clave para determinar con precisión la edad del universo, la historia de formación de estructuras y la física del universo primordial. Experimentos próximos como Euclid, DESI o CMB-S4, junto a misiones de sirenas estándar con LIGO-Virgo-KAGRA y observaciones de JWST/ELT, prometen afinar H₀ y descartar o confirmar scénarios de nueva física ([journals.aps.org](https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.132.221002?utm_source=openai)).
Además, proyectos como Roman Space Telescope y observatorios de siguiente generación en Tierra (ELT, TMT) mejorarán calibraciones locales y profundizarán en la evolución de Cefeidas y supernovas en el infrarrojo cercano ([mcdonaldobservatory.org](https://mcdonaldobservatory.org/news/releases/20240913?utm_source=openai)).
Conclusión
La discrepancia entre H₀ medido con supernovas tipo Ia (~73 km/s/Mpc) y con el CMB (~67 km/s/Mpc) constituye uno de los mayores retos de la cosmología moderna. Como exploramos en profundidad en el episodio 58 de Astro Podcast, puede tratarse de sistemáticos no identificados o de nueva física más allá de ΛCDM. Si queréis profundizar en este tema, en el episodio 58 lo desgranamos con detalle y debatimos las posibles soluciones. Escucha el episodio 58: EL UNIVERSO... ¡¿SE FRENA?!
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Fuentes
- Hubble's law - Wikipedia, consultado abril 2026
- Planck Collaboration (2024) - Cosmological parameters derived from Planck PR4
- Bhandari et al. (2025) - Constraining H₀ con FRBs y comparación Planck/SH0ES
- Riess et al. (2022) - Near-infrared observations of Type Ia supernovas
- H0LiCOW Collaboration (2026) - Medición de H₀ con lentes gravitatorias
- Smith et al. (2023) - Resolving the Hubble tension with Early Dark Energy (Phys. Rev. D)
- Planck Collaboration (2024) - Axionlike Early Dark Energy constraints (Phys. Rev. Lett.)
- Amendola et al. (2024) - Testing coupling of dark radiations (Eur. Phys. J. C)
- Sharon et al. (2023) - Systematic blending bias en Cefeidas (arXiv)
- McDonald Observatory (2024) - Early Dark Energy Could Resolve Cosmology’s Two Biggest Puzzles