En el artículo anterior expliqué cómo pasamos del redshift de una galaxia a una distancia y por qué, cuando observamos objetos lejanos, no basta con dividir una velocidad entre una constante. La luz atraviesa un universo que se expande, la tasa de expansión cambia con el tiempo y la distancia que obtenemos depende del modelo cosmológico que utilicemos.
Dejé entonces una pregunta pendiente: ¿qué valor debemos introducir para la constante de Hubble si los distintos métodos no se ponen de acuerdo?
Y aquí empieza uno de los problemas más fascinantes de la cosmología moderna. No hablamos de dos medidas chapuceras que difieren por un pequeño redondeo. Hablamos de métodos independientes, refinados durante décadas y con incertidumbres cercanas al uno por ciento, que siguen ofreciendo resultados incompatibles.
Es la llamada tensión de Hubble. Y cuanto más se intenta aflojarla, más parece apretarse.
Qué mide realmente la constante de Hubble
La constante de Hubble, representada como H0, describe la tasa de expansión actual del universo. La ley de Hubble-Lemaître relaciona, para objetos relativamente cercanos, la distancia de una galaxia con su velocidad de recesión:
v = H0d
Si tomamos como ejemplo:
H0 = 70 km/s/Mpc
significa que, por cada megapársec adicional de distancia, la velocidad de recesión asociada a la expansión aumenta aproximadamente 70 kilómetros por segundo. Un megapársec equivale a unos 3,26 millones de años luz.
Conviene detenerse en el subíndice cero. No es un adorno: indica que hablamos del valor actual del parámetro de Hubble. En otros momentos de la historia cósmica la tasa de expansión era diferente y se representa como H(z) o H(t). H0 es el valor que tendría esa función hoy.
Hasta aquí no parece haber demasiado misterio. El problema aparece cuando preguntamos cuánto vale.
Primer camino: reconstruir el universo desde su infancia
La primera gran vía parte del fondo cósmico de microondas, o CMB. Esta radiación se liberó cuando el universo tenía unos 380.000 años y la materia se enfrió lo suficiente como para que la luz pudiera viajar libremente. Es, por así decirlo, una fotografía de la infancia del cosmos.
Satélites como Planck midieron con una precisión extraordinaria sus diminutas variaciones de temperatura y polarización. Esas anisotropías contienen información sobre la densidad de materia, la cantidad de materia bariónica, la geometría del espacio y otros parámetros cosmológicos.
Pero hay una sutileza esencial: Planck no midió directamente la velocidad de expansión actual. Midió el universo primitivo y ajustó esas observaciones al modelo cosmológico estándar, conocido como ΛCDM. Después, utilizando ese modelo, se calculó cómo debía evolucionar el universo durante más de 13.000 millones de años hasta llegar al presente.
El resultado final de Planck fue:
H0 = 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc
Es una predicción extraordinariamente precisa. Sin embargo, depende de que ΛCDM describa correctamente toda la evolución cósmica desde aquella primera imagen hasta hoy.
Segundo camino: medir el universo cercano
La otra gran vía intenta llegar a H0 desde el extremo contrario. En lugar de partir del universo primitivo y hacerlo evolucionar con un modelo, observa objetos del universo relativamente cercano y construye la llamada escalera de distancias cósmicas.
La idea es calibrar cada peldaño con el anterior:
geometría y paralaje → Cefeidas → supernovas de tipo Ia → flujo de Hubble
Primero utilizamos distancias geométricas a objetos próximos. Con ellas calibramos estrellas variables Cefeidas, cuya luminosidad intrínseca puede deducirse a partir de su periodo de pulsación. Después buscamos Cefeidas en galaxias que también hayan albergado una supernova de tipo Ia y utilizamos esas supernovas como referencias luminosas para alcanzar distancias mucho mayores.
Una vez conocemos tanto la distancia como el redshift de numerosas galaxias situadas en el flujo de Hubble, podemos inferir la tasa de expansión actual.
El equipo SH0ES, utilizando observaciones del telescopio espacial Hubble, obtuvo:
H0 = 73,04 ± 1,04 km/s/Mpc
Y ahí tenemos el choque:
universo temprano + ΛCDM → 67,4
universo cercano + escalera de distancias → 73,0
La diferencia ronda el ocho por ciento. Puede parecer pequeña hasta que recordamos que las incertidumbres declaradas están alrededor del uno por ciento. Si dos básculas precisas pesan el mismo objeto y una marca 67 kilos mientras la otra marca 73, no podemos encogernos de hombros y quedarnos con 70. Tenemos que descubrir cuál se equivoca o qué no entendemos sobre el objeto que estamos pesando.
JWST y el sospechoso del crowding
Durante años, uno de los principales sospechosos fue el crowding o amontonamiento estelar. A las distancias de las galaxias utilizadas para calibrar supernovas, el telescopio Hubble podía no separar perfectamente una Cefeida de otras estrellas cercanas. La luz mezclada haría que la Cefeida pareciese más brillante, alteraría la distancia estimada y podría empujar el valor de H0 hacia arriba.
Entonces llegó el telescopio espacial James Webb. Su mayor resolución en el infrarrojo permitía observar esas mismas regiones con mucha más nitidez. Si Hubble estaba siendo engañado por estrellas mezcladas, JWST debía descubrirlo.
Pero el problema no desapareció. Las observaciones de JWST confirmaron que las distancias obtenidas con las Cefeidas de Hubble eran extraordinariamente consistentes. Un análisis publicado en 2025, que amplió la comparación a 19 galaxias anfitrionas de 24 supernovas de tipo Ia, combinó las Cefeidas observadas por JWST y Hubble y obtuvo:
H0 = 73,49 ± 0,93 km/s/Mpc
Al incorporar también calibraciones basadas en la punta de la rama de gigantes rojas, o TRGB, el resultado fue:
H0 = 73,18 ± 0,88 km/s/Mpc
En ese análisis, la discrepancia con la predicción de CMB más ΛCDM alcanzaba aproximadamente seis sigmas. Dicho de otra forma: el amontonamiento de estrellas en las imágenes de Hubble no parece capaz de explicar la tensión.
Una precisión necesaria: JWST todavía no ha dictado sentencia
Sería tentador detener la historia aquí y decir que JWST ha demostrado definitivamente que el universo se expande a 73 km/s/Mpc. Pero la ciencia rara vez es tan ordenada.
Otros equipos han construido escaleras de distancias con indicadores diferentes. El Chicago-Carnegie Hubble Program, por ejemplo, ha utilizado con JWST Cefeidas, la punta de la rama de gigantes rojas y estrellas JAGB. Sus análisis han obtenido valores intermedios, cercanos a 70 km/s/Mpc, con incertidumbres mayores y compatibles estadísticamente con el valor inferido por Planck.
Esto no invalida el resultado de SH0ES, del mismo modo que SH0ES no invalida automáticamente las calibraciones alternativas. Significa que la discusión se ha desplazado. JWST ha eliminado o reducido algunos errores sistemáticos posibles, pero también ha permitido comparar con mucha más precisión distintos peldaños de la escalera. Ahora el desacuerdo no consiste únicamente en Hubble frente a Planck: también hay que comprender por qué diferentes indicadores estelares, calibraciones de supernovas y selecciones de galaxias pueden empujar el resultado en direcciones distintas.
No significa que el valor fuera 67 antes y sea 73 ahora
Esta confusión es muy fácil de tener y merece una aclaración. La comparación entre universo temprano y universo cercano no significa que la constante de Hubble valiera 67 en el pasado y haya subido hasta 73 en el presente.
H0 es, por definición, el valor actual.
El resultado de Planck significa que, si tomamos las condiciones observadas en el universo primitivo y las evolucionamos hasta hoy mediante ΛCDM, el valor actual predicho es 67,4. El resultado de SH0ES significa que, si medimos distancias y redshifts en el universo cercano, el valor actual observado es aproximadamente 73.
Ambos métodos están intentando calcular la misma cifra en el mismo momento cósmico. Uno la predice desde el pasado y el otro la mide desde el presente. El misterio es que no llegan al mismo sitio.
Dos familias de explicaciones
En esencia, hay dos grandes posibilidades.
La primera es que todavía exista algún error sistemático que no hayamos identificado correctamente. Puede esconderse en la calibración de los indicadores de distancia, en el tratamiento del polvo, en la metalicidad de las estrellas, en la estandarización de las supernovas, en la selección de las galaxias o en correlaciones que hacen que las incertidumbres reales sean mayores de lo que creemos.
Esta es la explicación conservadora y, científicamente, debe agotarse antes de proclamar una revolución. Una precisión muy alta no garantiza exactitud: podemos medir una cantidad de forma extremadamente consistente y estar desplazados siempre por el mismo sesgo.
La segunda posibilidad es bastante más emocionante: que al modelo cosmológico estándar le falte física.
ΛCDM describe de manera espectacular el fondo cósmico de microondas, la estructura a gran escala, la abundancia de elementos y buena parte de la evolución del universo. Pero quizá alguna pieza de esa evolución no sea exactamente como asumimos.
Se han propuesto muchas alternativas:
- Energía oscura temprana: una contribución adicional a la expansión poco antes de la recombinación que después se diluiría.
- Radiación oscura o partículas relativistas adicionales: nuevas especies que alterarían el ritmo de expansión del universo primitivo.
- Nuevas propiedades de los neutrinos: cambios en su masa, número efectivo o interacciones.
- Interacciones dentro del sector oscuro: materia y energía oscuras con un comportamiento más complejo del que recoge el modelo estándar.
- Modificaciones de la gravedad: la posibilidad de que la relatividad general necesite ajustes a escalas cosmológicas.
El problema es que no basta con mover H0. Una propuesta debe elevar el valor inferido desde el universo temprano sin estropear el excelente ajuste del CMB, las oscilaciones acústicas de bariones, la formación de estructuras, las supernovas y el resto de observaciones. Hasta ahora no existe una solución sencilla que lo consiga todo de forma convincente.
La tensión de Hubble también es un problema de datos
Esta discusión representa muy bien por qué la astroinformática va mucho más allá de entrenar modelos con imágenes bonitas de galaxias. Para estimar H0 hay que combinar instrumentos diferentes, calibrar fotometría, identificar estrellas variables en campos densos, ajustar curvas de luz, propagar covarianzas, estandarizar supernovas y comparar modelos sobre enormes conjuntos de datos.
En cada paso aparece una decisión: qué observaciones se incluyen, cómo se corrigen, qué distribuciones estadísticas se asumen y qué dependencias existen entre los errores. El resultado final puede resumirse en una sola cifra, pero debajo hay una cadena completa de datos, algoritmos y supuestos físicos.
También es un terreno natural para aplicar aprendizaje automático, tanto en la clasificación de fuentes y la limpieza de catálogos como en la detección de variables, la estimación de parámetros y la búsqueda de anomalías. Eso sí, la IA no puede convertirse en una caja negra adicional dentro de una medida que ya exige controlar sistemáticos al nivel del uno por ciento. Aquí la explicabilidad y la cuantificación rigurosa de la incertidumbre no son lujos: forman parte de la física.
Una cifra que podría estar señalando una grieta
Hay algo precioso en la tensión de Hubble. Tenemos un modelo que explica de forma extraordinaria casi toda la historia del universo. Observamos su luz más antigua, medimos estrellas que laten en galaxias cercanas, contemplamos explosiones estelares a cientos de millones de años luz y hacemos que todas esas piezas dialoguen mediante matemáticas.
Y, aun así, una cifra se resiste a encajar.
Puede que encontremos un sesgo escondido y la tensión termine desapareciendo. También puede que estemos viendo la primera pista sólida de una física que todavía no forma parte de nuestro modelo. Cualquiera de las dos respuestas sería científicamente valiosa, aunque reconozco que la segunda resulta bastante más divertida.
Quien esté interesado en profundizar sobre el tema, enlazo los resultados cosmológicos finales de Planck, la medición de SH0ES de 2022, el análisis de Cefeidas con JWST publicado en 2025 y el trabajo del Chicago-Carnegie Hubble Program con indicadores alternativos.