El hecho de que los tres métodos no estén de acuerdo “no nos dice nada sobre física fundamental”, dijo Freedman. “Eso nos dice que hay algún error sistemático en uno o más de los métodos de distancia”.

Los resultados de Freedman se han enviado a The Astrophysical Journal, pero aún no han sido sometidos a una revisión formal por pares, en la que investigadores externos verifican anónimamente los datos y el análisis. Saul Perlmutter , un cosmólogo ganador del Premio Nobel de la Universidad de California, Berkeley, a quien se le mostró la preimpresión del equipo antes de su publicación, dijo a Quanta que los resultados sugieren que «podríamos tener una tensión de Hubble solo dentro de las mediciones [basadas en estrellas]. Esa es la tensión que realmente tenemos que tratar de descifrar más que tratar de inventar nuevos modelos [cosmológicos]».

Riess, después de estudiar el preprint, dijo  a Quanta  que no está de acuerdo con el  pequeño conjunto de supernovas que el equipo de Freedman utilizó en un paso del análisis, lo que dice que podría sesgar los resultados. “Las nuevas mediciones son excelentes y, de hecho, concuerdan perfectamente con las mismas mediciones obtenidas… hace varios años por nuestro grupo, por lo que las mediciones de distancia parecen estar bajo control”, dijo. “Sin embargo, temo que este estudio de una muestra de supernova tan pequeña dé una impresión algo engañosa del valor de la constante de Hubble”.

Los resultados llegan después de meses de drama tras bambalinas, ya que Freedman inicialmente pensó que su análisis había acabado con la tensión del Hubble, pero luego la vio resurgir con fuerza. “Ha sido realmente… no aburrido, lo diré así”, dijo.

Eso es lo de siempre. Según Perlmutter, “la constante de Hubble tiene una larga y gloriosa tradición de ser un problema imposible que dura décadas”.

Un universo en conflicto

La parte difícil de medir la expansión cósmica es medir las distancias a los objetos en el espacio. La astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt descubrió por primera vez una forma de hacerlo en 1912 utilizando estrellas pulsantes llamadas cefeidas. Estas estrellas parpadean a una velocidad que se relaciona con su luminosidad intrínseca (y, por lo tanto, puede revelarla). Una vez que sabes cuán luminosa es una cefeida, puedes comparar eso con cuán brillante o tenue parece para estimar cuán lejos está su galaxia.

Edwin Hubble utilizó el método de Leavitt para medir las distancias a un puñado de galaxias con cefeidas en su interior, y en 1929 descubrió que las galaxias más alejadas de nosotros se alejan más rápido. Eso significa que el universo se está expandiendo. Hubble calculó la tasa de expansión en 500 kilómetros por segundo por megapársec (km/s/Mpc), lo que significa que dos galaxias separadas por 1 Mpc, o unos 3,2 millones de años luz, se alejan a 500 km/s.

Eso estuvo totalmente fuera de lugar.

Las mediciones de H ₀ mejoraron a medida que los astrónomos calibraron mejor la relación entre la frecuencia de pulsación de las cefeidas y su luminosidad. Sin embargo, todo el enfoque era limitado porque las cefeidas tienen un brillo limitado. Para medir la distancia a las galaxias en la inmensidad del universo, los científicos necesitarían un nuevo enfoque.

En la década de 1970, los investigadores comenzaron a utilizar las cefeidas para calibrar las distancias a las supernovas brillantes, lo que permitió realizar mediciones más precisas de H ₀ . Entonces, como ahora, dos equipos de investigación lideraron el camino, utilizando supernovas ancladas a las cefeidas y llegando a valores dispares de 50 km/s/Mpc y 100 km/s/Mpc. «Nunca hubo un encuentro de ideas; simplemente estaban completamente polarizados», dijo George Efstathiou , astrofísico de la Universidad de Cambridge.

El lanzamiento del telescopio espacial Hubble en 1990 proporcionó a los astrónomos una nueva y nítida visión del universo. Freedman dirigió una campaña de observación de varios años utilizando el Hubble y, en 2001, ella y sus colegas anunciaron una tasa de expansión de 72 km/s/Mpc, estimando que esto representaba, como máximo, un 10% de diferencia.

Riess, uno de los descubridores de la energía oscura y ganador del Premio Nobel, se sumó al juego de la expansión cósmica unos años más tarde. En 2011, su equipo publicó un valor de H0 _de 73 con una incertidumbre estimada del 3%.

Poco después, los cosmólogos fueron pioneros en otro método completamente nuevo. En 2013, utilizaron las observaciones de luz del universo primitivo realizadas con el telescopio Planck para determinar la forma y la composición detalladas del cosmos primigenio. Luego incorporaron esos ingredientes a la teoría general de la relatividad de Einstein y desarrollaron el modelo teórico casi 14 mil millones de años hacia adelante para predecir el estado actual del universo. Esta extrapolación predice que el cosmos debería estar expandiéndose actualmente a una velocidad de 67,4 km/s/Mpc, con una incertidumbre inferior al 1%.

La medición del equipo de Riess, aunque mejoró su precisión, se mantuvo en 73. Este valor más alto implica que las galaxias actuales se están separando más rápido de lo que deberían según la teoría. Así nació la tensión de Hubble. “Si es una característica real del universo, entonces nos está diciendo que nos falta algo en el modelo cosmológico”, dijo Riess.

Este elemento faltante sería el primer componente nuevo del cosmos que se descubre desde la energía oscura. Los teóricos han especulado sobre su identidad : ¿quizás se trata de una forma adicional de energía repulsiva que duró un breve tiempo en el universo primitivo? ¿O tal vez se trata de campos magnéticos primordiales generados durante el Big Bang?

O tal vez lo que falta tiene más que ver con nosotros que con el universo.

Maneras de ver

Algunos cosmólogos, incluido Freedman, han sospechado que la discrepancia se debe a errores no reconocidos.

El argumento más común en este sentido es que las estrellas cefeidas viven en los discos de galaxias más jóvenes, en regiones repletas de estrellas, polvo y gas. “Incluso con la exquisita resolución del Hubble, no se ve ni una sola cefeida”, afirma Efstathiou, “se ve superpuesta a otras estrellas”. Esta congestión complica las mediciones del brillo.

Cuando se lanzó el telescopio Webb, del tamaño de una casa, en diciembre de 2021, Riess y sus colegas recurrieron a su potente cámara infrarroja para perforar el polvo en las regiones abarrotadas donde viven las cefeidas. Su objetivo era comprobar si el hacinamiento tiene un efecto tan fuerte como el que han afirmado Freedman y otros investigadores.

Cuando compararon sus nuevas cifras con las distancias calculadas a partir de los datos del telescopio Hubble, “vimos una coincidencia fenomenal”, dijo Gagandeep Anand , miembro del equipo con sede en el Instituto Científico del Telescopio Espacial. “Eso nos dice, básicamente, que el trabajo que se ha hecho con el Hubble sigue siendo bueno”.

Sus últimos resultados con el Webb reafirman el valor de H0 que _midieron con el Hubble hace unos años: 73,0, más o menos 1,0 km/s/Mpc.

Sin embargo, dada la preocupación por la aglomeración, Freedman ya había recurrido a estrellas alternativas que pudieran servir como indicadores de distancia. Éstas se encuentran en las afueras de las galaxias, lejos del mundanal ruido.

Un tipo de estrella son las estrellas de “punta de la rama gigante roja” o TRGB, por sus siglas en inglés. Una gigante roja es una estrella vieja con una atmósfera inflada que brilla intensamente con luz roja. A medida que envejece, una gigante roja acabará por encender el helio de su núcleo. En ese momento, tanto la temperatura de la estrella como su brillo caen repentinamente, dijo Kristen McQuinn, astrónoma del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial que dirigió un proyecto del telescopio Webb para calibrar las mediciones de distancia con TRGB.

Una galaxia típica tiene muchas gigantes rojas. Si representas gráficamente el brillo de estas estrellas en función de sus temperaturas, verás el punto en el que su brillo disminuye. La población de estrellas justo antes de la disminución es un buen indicador de distancia, porque en cada galaxia esa población tendrá una distribución similar de luminosidades. Al comparar el brillo observado de estas poblaciones estelares, los astrónomos pueden estimar distancias relativas.

(Con cualquier método, los físicos deben deducir la distancia absoluta de al menos una galaxia “ancla” para calibrar toda la escala. Para su ancla, Riess, Freedman y otros grupos utilizan una galaxia cercana inusual cuya distancia absoluta ha sido determinada geométricamente a través de un efecto similar al de la paralaje.)

Sin embargo, el uso de TRGB como indicadores de distancia es más complejo que el uso de cefeidas. McQuinn y sus colegas utilizaron nueve filtros de longitud de onda del telescopio Webb para comprender con precisión cómo su brillo depende de su color.

Los astrónomos también están empezando a recurrir a un nuevo indicador de distancia: las estrellas gigantes ricas en carbono que pertenecen a lo que se denomina la rama asintótica gigante de la región J (JAGB). Estas estrellas también se encuentran alejadas del disco brillante de una galaxia y emiten mucha luz infrarroja. La tecnología para observarlas a grandes distancias no era adecuada hasta la era Webb, dijo la estudiante de posgrado de Freedman, Abigail Lee.

Freedman y su equipo solicitaron tiempo en el telescopio Webb para observar TRGB y JAGB junto con los indicadores de distancia más establecidos, las Cefeidas, en 11 galaxias. “Soy una firme defensora de diferentes métodos”, afirmó.

Una solución que se evapora

El 13 de marzo de 2024, Freedman, Lee y el resto de su equipo se sentaron alrededor de una mesa en Chicago para revelar lo que se habían estado ocultando a sí mismos. Durante los meses anteriores, se habían dividido en tres grupos. Cada uno tenía la tarea de medir la distancia a las 11 galaxias en su estudio utilizando uno de tres métodos: cefeidas, TRGB o JAGB. Las galaxias también albergaban los tipos relevantes de supernovas, por lo que sus distancias podrían calibrar las distancias de las supernovas en muchas más galaxias más lejanas. La velocidad a la que se alejan de nosotros estas galaxias más lejanas (que se lee fácilmente por su color) dividida por sus distancias da H ₀ .

Los tres grupos habían calculado sus medidas de distancia con un desfase aleatorio único añadido a los datos. Cuando se reunieron en persona, eliminaron cada uno de los desfases y compararon los resultados.

Los tres métodos arrojaron distancias similares, con un margen de incertidumbre del 3%. Fue “algo asombroso”, dijo Freedman. El equipo calculó tres valores de H ₀ , uno para cada indicador de distancia. Todos estuvieron dentro del rango de la predicción teórica de 67,4.

En ese momento, parecía que habían borrado la tensión del Hubble, pero cuando profundizaron en el análisis para redactar los resultados, encontraron problemas.

El análisis de JAGB estuvo bien, pero los otros dos no. El equipo notó que había grandes barras de error en la medición de TRGB. Intentaron reducirlas incluyendo más TGRB. Pero cuando lo hicieron, descubrieron que la distancia a las galaxias era menor de lo que habían pensado al principio. El cambio produjo un valor de H _{0 mayor.}

En el análisis de las Cefeidas, el equipo de Freedman descubrió un error: en aproximadamente la mitad de las Cefeidas, la corrección por amontonamiento se había aplicado dos veces. Al corregirlo, el valor de H0 resultante aumentó significativamente _. “Nos hizo estar más de acuerdo con Adam [Riess], lo que debería hacerlo un poco más feliz”, dijo Freedman. La tensión de Hubble resucitó.

Pero Freedman sospecha que la medición de H ₀ basada en las cefeidas no es tan confiable como las otras. Es extremadamente sensible a suposiciones sobre, por ejemplo, la composición elemental de las cefeidas y el vecindario de cada estrella. El polvo en los discos galácticos donde viven las cefeidas puede absorber su luz y atenuarlas. La visión infrarroja del Webb perfora el polvo, pero los astrónomos necesitan saber cuánto polvo está absorbiendo luz para poder corregirlo. Para esto, Freedman y sus colegas recurrieron a datos de archivo del telescopio Hubble, que captura la «profundidad del polvo», pero no es de tan alta resolución como los datos del Webb. Eso agregó incertidumbres en las distancias calculadas, dijo.

Surgió otro problema. Las 11 galaxias que estudiaron con el telescopio Webb son las más cercanas a la Tierra y albergan los cuatro objetos relevantes (JAGB, TRGB, Cefeidas y el tipo de supernova relevante). Pero según Freedman, las supernovas de las galaxias parecían ser intrínsecamente más brillantes que las de las galaxias más lejanas. A Riess y sus colegas también les preocupa que esta muestra pueda ser engañosa y sesgada. En cualquier caso, es otro enigma que los cosmólogos aún tienen que entender, y también afecta al valor de H0 _. «Creo que esto es en lo que realmente vamos a tener que centrar nuestra atención en los próximos años», dijo Freedman.

Su artículo informa sobre tres valores de H ₀ separados . La medición JAGB (que se realizó de forma completamente ciega, sin ninguna corrección posterior) arroja 67,96 km/s/Mpc, más o menos 1,71 km/s/Mpc. Esto se suma a la predicción teórica y parece confirmar el modelo estándar de cosmología.

Los TRGB arrojan un valor de 69,85 con márgenes de error similares. El resultado también alivia la tensión de Hubble.

El método de las Cefeidas estableció un valor de H ₀ más alto, en 72,05, pero con más subjetividad involucrada: diferentes suposiciones sobre las características de las estrellas hicieron que el valor oscilara entre 69 y 73. El extremo superior del rango coincide con las mediciones de Riess; en el extremo inferior, la tensión de Hubble prácticamente desaparece.

“No creo que podamos decir simplemente que la constante de Hubble es 73”, dijo Freedman. “Creo que esta es la primera prueba de la escala de distancia de las Cefeidas”, lo que significa que los JAGB y los TRGB sirven como verificación del método más establecido. “Y no estamos obteniendo la misma respuesta cuando probamos las Cefeidas. Por eso creo que es importante”.

La combinación de los métodos y las incertidumbres arrojó un valor H0 medio _de 69,96 con una incertidumbre del 4 %. Ese margen de error coincide tanto con la predicción teórica de la tasa de expansión cósmica como con el valor más alto del equipo de Riess.

“Creo que todavía no tenemos pruebas para concluir de manera inequívoca que existe una tensión [en el Hubble]”, dijo Freedman. “Simplemente no la veo”.

“Todo depende de rastrear todos estos errores sistemáticos”, dijo Perlmutter.

Tensiones y Resoluciones

El telescopio espacial James Webb también está permitiendo otras formas de medir el H0 _. Por ejemplo, los astrónomos están en las primeras fases de utilizar el aspecto moteado de una galaxia como indicador de su distancia. La idea es sencilla: las galaxias más cercanas se ven más aglomeradas porque se pueden distinguir algunas de sus estrellas, mientras que las galaxias más distantes se ven más uniformes. “Básicamente, es una forma de convertir el amontonamiento en una medida de la distancia”, dijo Anand, que está involucrado en este proyecto además de su trabajo con Riess.

Un método diferente también ofrece alguna esperanza: un cúmulo masivo de galaxias actúa como una lupa deformada, doblando y ampliando la imagen de un objeto detrás de él y creando múltiples imágenes del mismo objeto a medida que su luz toma múltiples caminos. La astrónoma de la Universidad de Arizona, Brenda Frye, dirige un programa para observar siete cúmulos con el telescopio Webb. Cuando Frye y sus colegas observaron su primera imagen de telescopio el año pasado, que mostraba el cúmulo masivo de galaxias G165, «todos dijimos: ‘¿Qué son esos tres puntos que no estaban allí antes?'», recordó. Los puntos eran tres imágenes separadas de la misma supernova que había explotado detrás del cúmulo.

Después de observar repetidamente la imagen, pudieron calcular las diferencias entre los tiempos de llegada de las tres imágenes de supernovas con lentes. El retraso temporal es proporcional a la constante de Hubble y se puede utilizar para inferirla. “Es una medición de un solo paso para H ₀ ”, dijo Frye, “lo que la hace completamente independiente”. Midieron una tasa de expansión de 75,4 km/s/Mpc, aunque con una gran incertidumbre de +8,1 o −5,5 km/s/Mpc. Frye espera refinar esas barras de error después de unos años más de mediciones similares.

Los equipos de Riess y Freedman también anticipan que los próximos años de observaciones del JWST les permitirán encontrar una respuesta con sus métodos tradicionales basados ​​en las estrellas.

“Con la mejora de los datos, este problema se resolverá en última instancia, y creo que bastante rápido”, afirmó Freedman. “Vamos a llegar al fondo de este asunto”.