67 contra 73: la grieta del universo que el telescopio James Webb no ha sabido cerrar

Hay una manera de medir a qué velocidad se expande el universo que da 67. Hay otra que da 73. Y llevamos una década sin conseguir que las dos digan lo mismo.

Suena a discusión de decimales. No lo es. Es, a día de hoy, el problema abierto más serio de la cosmología, y tiene nombre propio: la tensión de Hubble.

Qué se está midiendo exactamente

En 1929 Edwin Hubble comprobó lo que Georges Lemaître había propuesto dos años antes: el universo no está quieto. Se expande, y las galaxias se alejan unas de otras porque el espacio que hay entre ellas se estira.

La constante de Hubble es el número que dice a qué ritmo pasa eso. Sus unidades asustan un poco —kilómetros por segundo por megapársec— pero la idea es sencilla. Un megapársec son unos 3,26 millones de años luz. Si la constante vale 70, significa que por cada megapársec más lejos que mires, la galaxia que ves se aleja 70 kilómetros por segundo más deprisa.

Ese número no es un dato de adorno. De él salen la edad del universo, su tamaño y hacia dónde va. Por eso medirlo bien fue la obsesión de la cosmología durante décadas.

Y se consiguió. El problema es que se consiguió dos veces.

Los dos caminos

Mirar el principio

El primer método no mide la expansión de hoy: mide cómo era el universo recién nacido y calcula lo demás.

La luz más antigua que existe es el fondo cósmico de microondas, el brillo que quedó cuando el universo tenía unos 380.000 años. El satélite Planck lo midió con una precisión asombrosa, y de ahí se saca de qué estaba hecho aquello: cuánta materia normal, cuánta materia oscura, cuánta energía oscura.

Con esos ingredientes se pone en marcha el modelo estándar de la cosmología y se le pide que avance 13.800 millones de años. El modelo escupe entonces a qué velocidad debería estar expandiéndose el universo hoy.

Su respuesta: 67,4 ± 0,5.

Mirar ahora mismo

El segundo método no predice nada: sale ahí fuera y lo mide.

Se construye lo que llaman la escalera de distancias. Primero se usan unas estrellas llamadas cefeidas, que parpadean con un ritmo que delata su brillo real, y comparando ese brillo con el que nos llega se sabe a qué distancia están. Con esas cefeidas se calibran las supernovas de tipo Ia, explosiones que sirven de referencia porque todas estallan con una potencia parecida. Y con esas supernovas se llega a galaxias muy lejanas.

Su respuesta: 73,2 ± 0,9, en la última combinación de datos del Hubble y del James Webb.

Por qué esto es un problema y no una diferencia

Los dos números vienen con su margen de error, y los márgenes no se rozan. Ni de lejos.

En física, lo que decide si una diferencia es real o casualidad se mide en sigmas. Tres sigmas ya llama la atención. Cinco es la frontera a partir de la cual se considera un descubrimiento. Esta discrepancia va por casi seis.

Traducido: el universo se expande alrededor de un 10 % más rápido de lo que el modelo dice que debería, y la probabilidad de que sea mala suerte es despreciable.

El sospechoso que ya no lo es

Durante años, la explicación cómoda fue que alguien medía mal, y las miradas apuntaban al método local. Es comprensible: medir cefeidas es delicado. Están en galaxias lejanas, apretujadas entre otras estrellas, y el polvo interestelar enrojece su luz. Si dos estrellas se confunden en una, el brillo medido sale mal y toda la escalera se tuerce.

Ese es exactamente el trabajo para el que se construyó el James Webb, que ve mucho más fino y en infrarrojo, donde el polvo estorba menos.

Miró las mismas cefeidas. Y salieron iguales.

El apiñamiento de estrellas quedó descartado como explicación con una confianza altísima, y con él la salida fácil. El equipo local no estaba midiendo mal.

Dónde está ahora la pelea

Aquí es donde la historia se pone incómoda de verdad, porque la grieta ya no separa solo al principio del universo de su presente. Ahora hay discusión dentro del bando local.

Existe otra forma de medir distancias sin cefeidas, mirando el brillo de las estrellas gigantes rojas justo antes de que cambien de fase. Un equipo la ha aplicado con datos del James Webb y le sale 68,8, muy cerca del valor del universo temprano. Otro equipo, con la misma técnica y datos parecidos, obtiene entre 72 y 73.

Es decir: dos grupos que usan el mismo telescopio y el mismo tipo de estrella no acaban en el mismo sitio. Ahí, en cómo se calibra cada paso de la escalera, es donde se está jugando ahora el asunto.

Qué pasa si nadie ha medido mal

Si al final resulta que las dos medidas son correctas, el problema no está en los telescopios. Está en el modelo que las une.

Y hay varias formas de que el modelo esté incompleto, todas apasionantes y ninguna demostrada. Que la energía oscura no sea constante y haya cambiado con el tiempo, algo que apuntan datos recientes. Que en el universo temprano hubiera algún tipo de partícula ligera que no hemos contado. O que la gravedad no funcione exactamente como creemos a escalas enormes.

Cualquiera de las tres significaría reescribir capítulos del libro.

Cómo va a acabar esto

Hay dos finales posibles y los dos son buenos.

Uno: aparece un error sistemático escondido en algún peldaño de la escalera, se corrige, los números convergen y el modelo estándar sale reforzado tras haber aguantado el examen más duro que se le ha hecho.

Dos: no aparece. Y entonces hay que tocar el modelo, que es la forma que tiene la física de avanzar de verdad.

Mientras tanto conviene fijarse en un detalle que se pierde entre titulares: la discrepancia sobrevive porque las dos medidas son muy precisas. Hace treinta años el valor de esta constante se discutía entre 50 y 100, y nadie hablaba de crisis porque los márgenes eran tan anchos que cabía todo. La tensión de Hubble no es un síntoma de que midamos mal. Es la consecuencia de haber empezado a medir demasiado bien.