Ley de Hubble

En 1912, Vesto M. Slipher midió el primer desplazamiento Doppler de una " nebulosa espiral " (término obsoleto para las galaxias espirales) y pronto descubrió que casi todos estos objetos se alejaban de la Tierra. No comprendió las implicaciones cosmológicas de este hecho, y de hecho, en aquel entonces era muy controvertido si estas nebulosas eran o no "universos isla" fuera de la galaxia Vía Láctea. ^{[ 22 ] [ 23 ]}

En 1922, Alexander Friedmann derivó sus ecuaciones de Friedmann a partir de las ecuaciones de campo de Einstein , demostrando que el universo podría expandirse a una tasa calculable mediante dichas ecuaciones. ^{[ 24 ]} El parámetro utilizado por Friedmann se conoce hoy como factor de escala y puede considerarse como una forma invariante de escala de la constante de proporcionalidad de la ley de Hubble. Georges Lemaître encontró de forma independiente una solución similar en su artículo de 1927, que se analiza en la siguiente sección. Las ecuaciones de Friedmann se derivan insertando la métrica para un universo homogéneo e isotrópico en las ecuaciones de campo de Einstein para un fluido con una densidad y presión dadas . Esta idea de un espaciotiempo en expansión conduciría finalmente a las teorías del Big Bang y del Estado Estacionario en cosmología .

En 1927, dos años antes de que Hubble publicara su propio artículo, el sacerdote y astrónomo belga Georges Lemaître fue el primero en publicar una investigación que derivaba lo que hoy se conoce como la ley de Hubble. Según el astrónomo canadiense Sidney van den Bergh , «el descubrimiento de la expansión del universo por Lemaître en 1927 se publicó en francés en una revista de bajo impacto. En la traducción al inglés de alto impacto de este artículo, publicada en 1931, se modificó una ecuación crucial omitiendo la referencia a lo que hoy se conoce como la constante de Hubble». ^{[ 25 ]} Ahora se sabe que las alteraciones en el artículo traducido fueron realizadas por el propio Lemaître. ^{[ 10 ] [ 26 ]}

Antes del surgimiento de la cosmología moderna, se hablaba mucho sobre el tamaño y la forma del universo . En 1920, Harlow Shapley y Heber D. Curtis debatieron sobre este tema. Shapley defendía un universo pequeño, del tamaño de la Vía Láctea, mientras que Curtis sostenía que era mucho más grande. La cuestión se resolvió en la década siguiente gracias a las observaciones mejoradas del Hubble.

Edwin Hubble realizó la mayor parte de su trabajo profesional de observación astronómica en el Observatorio Mount Wilson , ^{[ 27 ]} sede del telescopio más potente del mundo en aquel entonces. Sus observaciones de estrellas variables Cefeidas en "nebulosas espirales" le permitieron calcular las distancias a estos objetos. Sorprendentemente, se descubrió que estos objetos se encontraban a distancias que los situaban bastante fuera de la Vía Láctea. Continuaron denominándose nebulosas , y solo gradualmente el término galaxias lo reemplazó.

Las velocidades y distancias que aparecen en la ley de Hubble no se miden directamente. Las velocidades se infieren a partir del corrimiento al rojo z = ∆ λ / λ de la radiación y la distancia se infiere a partir del brillo. Hubble buscó correlacionar el brillo con el parámetro z .

Combinando sus mediciones de distancias galácticas con las mediciones de corrimientos al rojo asociadas a las galaxias realizadas por Vesto Slipher y Milton Humason , Hubble descubrió una proporcionalidad aproximada entre el corrimiento al rojo de un objeto y su distancia. Aunque existía una dispersión considerable (ahora se sabe que es causada por velocidades peculiares ; el «flujo de Hubble» se utiliza para referirse a la región del espacio lo suficientemente alejada como para que la velocidad de recesión sea mayor que las velocidades peculiares locales), Hubble pudo trazar una línea de tendencia a partir de las 46 galaxias que estudió y obtener un valor para la constante de Hubble de 500  (km/s)/Mpc (mucho mayor que el valor actualmente aceptado debido a errores en sus calibraciones de distancia; véase la escalera de distancias cósmicas para más detalles). ^{[ 29 ]}

Después de que se publicó el descubrimiento de Hubble, Albert Einstein abandonó su trabajo sobre la constante cosmológica , un término que había insertado en sus ecuaciones de relatividad general para forzarlas a producir la solución estática que anteriormente consideraba el estado correcto del universo. Las ecuaciones de Einstein en su forma más simple modelan un universo en expansión o en contracción, por lo que Einstein introdujo la constante para contrarrestar la expansión o la contracción y conducir a un universo estático y plano. ^{[ 31 ]} Después del descubrimiento de Hubble de que el universo, de hecho, se estaba expandiendo, Einstein llamó a su suposición errónea de que el universo es estático su "mayor error". ^{[ 31 ]} Por sí sola, la relatividad general podía predecir la expansión del universo, que (a través de observaciones como la curvatura de la luz por grandes masas o la precesión de la órbita de Mercurio ) podía observarse experimentalmente y compararse con sus cálculos teóricos utilizando soluciones particulares de las ecuaciones que había formulado originalmente.

En 1931, Einstein fue al Observatorio Mount Wilson para agradecer a Hubble por proporcionar la base observacional para la cosmología moderna. ^{[ 32 ]}

La constante cosmológica ha vuelto a captar la atención en las últimas décadas como una explicación hipotética de la energía oscura . ^{[ 33 ]}

El corrimiento al rojo se puede medir determinando la longitud de onda de una transición conocida, como las líneas α del hidrógeno en cuásares distantes, y calculando el desplazamiento fraccional en comparación con una referencia estacionaria. Por lo tanto, el corrimiento al rojo es una magnitud que se obtiene inequívocamente a partir de la observación. Sin embargo, se requiere cuidado al convertir estos valores a velocidades de recesión: para valores pequeños de corrimiento al rojo, se aplica una relación lineal entre el corrimiento al rojo y la velocidad de recesión, pero, en general, la ley de corrimiento al rojo-distancia no es lineal, lo que significa que la correlación debe derivarse específicamente para cada modelo y época. ^{[ 36 ]}

En rigor, ni v ni D en la fórmula son directamente observables, porque son propiedades actuales de una galaxia, mientras que nuestras observaciones se refieren a la galaxia en el pasado, en el momento en que la luz que vemos actualmente la abandonó.

Para galaxias relativamente cercanas (con un corrimiento al rojo z mucho menor que uno), v y D no habrán cambiado mucho, y v puede estimarse mediante la fórmula v = zc, donde c es la velocidad de la luz. Esto da como resultado la relación empírica hallada por Hubble.

Para galaxias distantes, v (o D ) no se puede calcular a partir de z sin especificar un modelo detallado de cómo cambia H con el tiempo. El corrimiento al rojo ni siquiera está directamente relacionado con la velocidad de recesión en el momento en que la luz partió, pero tiene una interpretación sencilla: (1 + z ) es el factor por el cual el universo se ha expandido mientras el fotón viajaba hacia el observador.

Al utilizar la ley de Hubble para determinar distancias, solo se puede usar la velocidad debida a la expansión del universo. Dado que las galaxias que interactúan gravitacionalmente se mueven unas con respecto a otras independientemente de la expansión del universo, ^{[ 43 ]} estas velocidades relativas, llamadas velocidades peculiares, deben tenerse en cuenta en la aplicación de la ley de Hubble. Dichas velocidades peculiares dan lugar a distorsiones en el espacio de corrimiento al rojo .

El parámetro H se suele denominar «constante de Hubble», pero este término es inapropiado, ya que solo es constante en el espacio en un instante determinado; varía con el tiempo en casi todos los modelos cosmológicos, y todas las observaciones de objetos lejanos son también observaciones del pasado remoto, cuando la «constante» tenía un valor diferente. «Parámetro de Hubble» es un término más preciso, donde H₀ representa _el valor actual.

Otra fuente común de confusión es que el universo acelerado no implica que el parámetro de Hubble esté aumentando realmente con el tiempo; ya que${\displaystyle H(t)\equiv {\dot {a}}(t)/a(t)}$en la mayoría de los modelos acelerados${\displaystyle a}$aumenta relativamente más rápido que${\displaystyle {\dot {a}}}$Por lo tanto , H disminuye con el tiempo. (La velocidad de recesión de una galaxia elegida sí aumenta, pero diferentes galaxias que pasan por una esfera de radio fijo la atraviesan más lentamente en momentos posteriores).

Al definir el parámetro de desaceleración adimensional${\textstyle q\equiv -{\ddot {a}}a/{\dot {a}}^{2}}$De ello se deduce que

$${\displaystyle {\frac {dH}{dt}}=-H^{2}(1+q)}$$

De esto se deduce que el parámetro de Hubble disminuye con el tiempo, a menos que q < −1 ; esto último solo puede ocurrir si el universo contiene energía fantasma , considerada teóricamente algo improbable.

Sin embargo, en el modelo estándar de materia oscura fría Lambda (modelo Lambda-CDM o ΛCDM), q tenderá a −1 desde arriba en un futuro lejano a medida que la constante cosmológica se vuelva cada vez más dominante sobre la materia; esto implica que H se aproximará desde arriba a un valor constante de ≈  57  (km/s)/Mpc, y el factor de escala del universo crecerá exponencialmente en el tiempo.

La derivación matemática de una ley de Hubble idealizada para un universo en expansión uniforme es un teorema de geometría bastante elemental en el espacio de coordenadas cartesianas /newtonianas tridimensional , que, considerado como un espacio métrico , es completamente homogéneo e isotrópico (sus propiedades no varían con la ubicación ni la dirección). En pocas palabras, el teorema es el siguiente:

Dos puntos cualesquiera que se alejen del origen, cada uno en línea recta y con una velocidad proporcional a la distancia desde el origen, se alejarán el uno del otro con una velocidad proporcional a la distancia que los separa.

De hecho, esto se aplica a los espacios no cartesianos siempre que sean localmente homogéneos e isotrópicos, específicamente a los espacios con curvatura negativa y positiva que se consideran frecuentemente como modelos cosmológicos (véase la forma del universo ).

Una observación que se desprende de este teorema es que el hecho de ver objetos alejarse de nosotros en la Tierra no indica que la Tierra esté cerca de un centro desde el cual se produce la expansión, sino más bien que todo observador en un universo en expansión verá objetos alejándose de él.

El valor del parámetro de Hubble cambia con el tiempo, aumentando o disminuyendo dependiendo del valor del llamado parámetro de desaceleración q , que se define por

$${\displaystyle q=-\left(1+{\frac {\dot {H}}{H^{2}}}\right).}$$

En un universo con un parámetro de desaceleración igual a cero, se deduce que H = 1/ t , donde t es el tiempo transcurrido desde el Big Bang. Un valor de q distinto de cero y dependiente del tiempo simplemente requiere la integración de las ecuaciones de Friedmann hacia atrás, desde el presente hasta el momento en que el tamaño del horizonte comóvil era cero.

Durante mucho tiempo se pensó que q era positivo, lo que indicaría que la expansión se está ralentizando debido a la atracción gravitatoria. Esto implicaría una edad del universo menor que 1/ H (que es de unos 14 mil millones de años). Por ejemplo, un valor de q de 1/2 (que antes era el preferido por la mayoría de los teóricos) daría una edad del universo de 2/(3 H ) . El descubrimiento en 1998 de que q es aparentemente negativo significa que el universo podría ser en realidad más antiguo que 1/ H . Sin embargo, las estimaciones de la edad del universo están muy cerca de 1/ H .

La expansión del espacio resumida por la interpretación del Big Bang de la ley de Hubble es relevante para el antiguo enigma conocido como la paradoja de Olbers : si el universo fuera infinito , estático y estuviera lleno de una distribución uniforme de estrellas , entonces cada línea de visión en el cielo terminaría en una estrella, y el cielo sería tan brillante como la superficie de una estrella. Sin embargo, el cielo nocturno es en gran parte oscuro. ^{[ 44 ] [ 45 ]}

Desde el  siglo XVII, astrónomos y otros pensadores han propuesto muchas maneras posibles de resolver esta paradoja, pero la solución actualmente aceptada depende en parte de la teoría del Big Bang y en parte de la expansión de Hubble: en un universo que existió durante un tiempo finito, solo la luz de un número finito de estrellas ha tenido tiempo suficiente para llegar hasta nosotros, y la paradoja queda resuelta. Además, en un universo en expansión, los objetos distantes se alejan de nosotros, lo que provoca que la luz que emanan de ellos se desplace hacia el rojo y disminuya su brillo para cuando la vemos. ^{[ 44 ] [ 45 ]}

En lugar de trabajar con la constante de Hubble, una práctica común es introducir la constante de Hubble adimensional , generalmente denotada por h y comúnmente denominada "pequeña h" [29], ^{y luego escribir la} constante de Hubble _H₀ como h × 100 km⋅ ^s⁻¹⋅ Mpc⁻¹ , relegándose toda la incertidumbre relativa del valor verdadero de H₀ a h _. ^{[ 46 ]} La constante de Hubble adimensional se usa a menudo al dar distancias que se calculan a partir del corrimiento al rojo z _usando la fórmula d ≈ c / H₀ × z . Dado que H₀ _no se conoce con precisión, la distancia se expresa como :

$${\displaystyle cz/H_{0}\approx (2998\times z){\text{ Mpc }}h^{-1}}$$

En otras palabras, se calcula 2998 × z y se dan las unidades como Mpc h ^-1 o h ^-1 Mpc.  

Ocasionalmente se puede elegir un valor de referencia distinto de 100, en cuyo caso se presenta un subíndice después de h para evitar confusiones; por ejemplo, h ₇₀ denota H ₀ = 70 h ₇₀ ( km/s )/ Mpc , lo que implica h ₇₀ = h / 0,7 . 

Esto no debe confundirse con el valor adimensional de la constante de Hubble, generalmente expresado en términos de unidades de Planck , que se obtiene multiplicando H ₀ por1,75 × 10 ⁻⁶³ (a partir de las definiciones de pársec y t _P ), por ejemplo para H ₀ = 70 , una versión de unidad de Planck deSe obtiene 1,2 × 10 ^{−61 .}

Un valor para q medido a partir de observaciones de candelas estándar de supernovas de tipo Ia , que se determinó en 1998 que era negativo, sorprendió a muchos astrónomos con la implicación de que la expansión del universo actualmente se está "acelerando" ^{[ 47 ]} (aunque el factor de Hubble sigue disminuyendo con el tiempo, como se mencionó anteriormente en la sección de Interpretación ; véanse los artículos sobre energía oscura y el modelo ΛCDM).

Si el universo está dominado por la materia , entonces la densidad de masa del universo ρ debe considerarse que incluye solo la materia, por lo que

$${\displaystyle \rho =\rho _{m}(a)={\frac {\rho _{m_{0}}}{a^{3}}},}$$

donde ρ _{m 0} es la densidad de la materia actual. A partir de la ecuación de Friedmann y los principios termodinámicos sabemos que para las partículas no relativistas su densidad de masa disminuye proporcionalmente al inverso del volumen del universo, por lo que la ecuación anterior debe ser verdadera. También podemos definir (ver parámetro de densidad para Ω _m )

$${\displaystyle {\begin{aligned}\rho _{c}&={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}};\\\Omega _{m}&\equiv {\frac {\rho _{m_{0}}}{\rho _{c}}}={\frac {8\pi G}{3H_{0}^{2}}}\rho _{m_{0}};\end{aligned}}}$$

por lo tanto:

$${\displaystyle \rho ={\frac {\rho _{c}\Omega _{m}}{a^{3}}}.}$$

Además, por definición, $${\displaystyle {\begin{aligned}\Omega _{k}&\equiv {\frac {-kc^{2}}{(a_{0}H_{0})^{2}}}\\\Omega _{\Lambda }&\equiv {\frac {\Lambda c^{2}}{3H_{0}^{2}}},\end{aligned}}}$$

donde el subíndice 0 se refiere a los valores actuales, y a ₀ = 1 . Sustituyendo todo esto en la ecuación de Friedmann al comienzo de esta sección y reemplazando a con a = 1/(1+ z ) se obtiene

$${\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}(1+z)^{3}+\Omega _{k}(1+z)^{2}+\Omega _{\Lambda }\right).}$$

Si el universo está dominado tanto por la materia como por la energía oscura, entonces la ecuación anterior para el parámetro de Hubble también será una función de la ecuación de estado de la energía oscura . Así que ahora:

$${\displaystyle \rho =\rho _{m}(a)+\rho _{de}(a),}$$

donde ρ _de es la densidad de masa de la energía oscura. Por definición, una ecuación de estado en cosmología es P = wρc ² , y si esto se sustituye en la ecuación de fluidos, que describe cómo evoluciona la densidad de masa del universo con el tiempo, entonces

$${\displaystyle {\begin{aligned}{\dot {\rho }}+3{\frac {\dot {a}}{a}}\left(\rho +{\frac {P}{c^{2}}}\right)=0;\\{\frac {d\rho }{\rho }}=-3{\frac {da}{a}}(1+w).\end{aligned}}}$$

Si w es constante, entonces

$${\displaystyle \ln {\rho }=-3(1+w)\ln {a};}$$

reticente:

$${\displaystyle \rho =a^{-3(1+w)}.}$$

Por lo tanto, para la energía oscura con una ecuación de estado constante w ,${\displaystyle \rho _{de}(a)=\rho _{de0}a^{-3(1+w)}}$. Si esto se sustituye en la ecuación de Friedman de forma similar a como se hizo antes, pero esta vez se establece k = 0 , lo que supone un universo espacialmente plano, entonces (véase la forma del universo )

$${\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}(1+z)^{3}+\Omega _{de}(1+z)^{3(1+w)}\right).}$$

Si la energía oscura deriva de una constante cosmológica como la introducida por Einstein, se puede demostrar que w = −1 . La ecuación se reduce entonces a la última ecuación en la sección del universo dominado por la materia, con Ω _k establecido a cero. En ese caso, la densidad de energía oscura inicial ρ _{de 0} viene dada por ^{[ 48 ].}

$${\displaystyle {\begin{aligned}\rho _{de0}&={\frac {\Lambda c^{2}}{8\pi G}}\,,\\\Omega _{de}&=\Omega _{\Lambda }.\end{aligned}}}$$

Si la energía oscura no tiene una ecuación de estado constante w , entonces

$${\displaystyle \rho _{de}(a)=\rho _{de0}e^{-3\int {\frac {da}{a}}\left(1+w(a)\right)},}$$

y para resolver esto, w ( a ) debe parametrizarse, por ejemplo si w ( a ) = w ₀ + w _a (1− a ) , dando ^{[ 49 ]}

$${\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}a^{-3}+\Omega _{de}a^{-3\left(1+w_{0}+w_{a}\right)}e^{-3w_{a}(1-a)}\right).}$$

La constante de Hubble H ₀ tiene unidades de tiempo inverso; el tiempo de Hubble t _H se define simplemente como el inverso de la constante de Hubble, ^{[ 50 ]} es decir

$${\displaystyle t_{H}\equiv {\frac {1}{H_{0}}}={\frac {1}{67.8\mathrm {~(km/s)/Mpc} }}=4.55\times 10^{17}\mathrm {~s} \approx 14.4{\text{ Gyr}}}$$

Esto es ligeramente diferente de la edad del universo , que es de aproximadamente 13.8  mil millones de años. El tiempo de Hubble es la edad que habría tenido si la expansión hubiera sido lineal, ^{[ 51 ]} y es diferente de la edad real del universo porque la expansión no es lineal; depende del contenido de energía del universo (ver §  Derivación del parámetro de Hubble ).

A veces se dice que el tiempo del Hubble establece la escala para la edad del universo. La edad actual del universo se puede relacionar con la densidad relativa de la materia (${\displaystyle \Omega _{m}}$), radiación (${\displaystyle \Omega _ {\textrm {rad}}}$), y energía oscura (${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$) como $${\displaystyle t_{\textrm {age}}={\frac {1}{H_{0}}}\int _{0}^{1}{\frac {da}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}a^{-1}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{2}+(1-\Omega _{\rm {m}}-\Omega _{\mathrm {rad} }-\Omega _{\Lambda })}}}.}$$ La integral es cercana a 1, por lo que el factor de tiempo de Hubble que aparece delante establece la escala. ^{[ 52 ] : 52}

La longitud de Hubble o distancia de Hubble es una unidad de distancia en cosmología, definida como cH ⁻¹ — la velocidad de la luz multiplicada por el tiempo de Hubble. Equivale a 4420 millones de pársecs o 14 400 millones de años luz. (El valor numérico de la longitud de Hubble en años luz es, por definición, igual al del tiempo de Hubble en años). Sustituyendo D = cH ⁻¹ en la ecuación de la ley de Hubble, v = H ₀ D, se observa que la distancia de Hubble especifica la distancia desde nuestra ubicación hasta aquellas galaxias que actualmente se alejan de nosotros a la velocidad de la luz.

El volumen de Hubble se define a veces como el volumen del universo con un tamaño comóvil de cH⁻¹ . La definición exacta varía: a veces se define como el volumen de una esfera con radio cH⁻¹ , o bien, como el de un cubo de lado ^{cH⁻¹ .} Algunos cosmólogos incluso utilizan el término volumen ^de Hubble para referirse al volumen del universo observable , aunque este tiene un radio aproximadamente tres veces mayor.

Para la estimación original de 1929 de la constante que ahora lleva su nombre, Hubble utilizó observaciones de estrellas variables Cefeidas como " candelas estándar " para medir la distancia. ^{[ 55 ]} El resultado que obtuvo fue500  (km/s)/Mpc , mucho mayor que el valor que calculan actualmente los astrónomos. Observaciones posteriores del astrónomo Walter Baade lo llevaron a darse cuenta de que había distintas " poblaciones " de estrellas (Población I y Población II) en una galaxia. Las mismas observaciones lo llevaron a descubrir que hay dos tipos de estrellas variables Cefeidas con diferentes luminosidades. Usando este descubrimiento, recalculó la constante de Hubble y el tamaño del universo conocido, duplicando el cálculo anterior hecho por Hubble en 1929. ^{[ 56 ] [ 57 ] [ 55 ]} Anunció este hallazgo con considerable asombro en la reunión de 1952 de la Unión Astronómica Internacional en Roma.

Durante la mayor parte de la segunda mitad del siglo XX, el valor de H ₀ se estimó entre50 y 90  (km/s)/Mpc .

El valor de la constante de Hubble fue tema de una larga y bastante amarga controversia entre Gérard de Vaucouleurs , quien afirmó que el valor era de alrededor de 100, y Allan Sandage , quien afirmó que el valor era cercano a 50. ^{[ 58 ]} En una demostración de virulencia entre las partes, cuando Sandage y su colega Gustav Andreas Tammann reconocieron formalmente las deficiencias de confirmar el error sistemático de su método en 1975, Vaucouleurs respondió: "Es lamentable que esta seria advertencia haya sido tan pronto olvidada e ignorada por la mayoría de los astrónomos y autores de libros de texto". ^{[ 59 ]} En 1996, se llevó a cabo un debate moderado por John Bahcall entre Sidney van den Bergh y Gustav Tammann de manera similar al debate anterior de Shapley-Curtis sobre estos dos valores en competencia.

Esta amplia variabilidad previa en las estimaciones se resolvió parcialmente con la introducción del modelo ΛCDM del universo a finales de la década de 1990. Al incorporar el modelo ΛCDM, las observaciones de cúmulos de alto corrimiento al rojo en longitudes de onda de rayos X y microondas utilizando el efecto Sunyaev-Zel'dovich , las mediciones de anisotropías en la radiación cósmica de fondo de microondas y los estudios ópticos dieron un valor de alrededor de 50-70  km/s/Mpc para la constante. ^{[ 60 ]}

A finales de la década de 1990, los avances en ideas y tecnología permitieron mediciones de mayor precisión. ^{[ 61 ]} Sin embargo, dos categorías principales de métodos, cada una con alta precisión, no coinciden. Las mediciones del "universo tardío" que utilizan técnicas de escalera de distancia calibrada han convergido en un valor de aproximadamente73  (km/s)/Mpc . Desde el año 2000, se han puesto a disposición técnicas de "universo temprano" basadas en mediciones del fondo cósmico de microondas , y estas coinciden en un valor cercano a67,7  (km/s)/Mpc . ^{[ 62 ]} (Esto tiene en cuenta el cambio en la tasa de expansión desde el universo primitivo, por lo que es comparable al primer número). Inicialmente, esta discrepancia estaba dentro de las incertidumbres de medición estimadas y, por lo tanto, no era motivo de preocupación. Sin embargo, a medida que las técnicas han mejorado, las incertidumbres de medición estimadas se han reducido, pero las discrepancias no , hasta el punto de que el desacuerdo ahora es altamente significativo desde el punto de vista estadístico . Esta discrepancia se denomina tensión de Hubble . ^{[ 63 ] [ 64 ]}

Un ejemplo de una medición "temprana", la misión Planck publicada en 2018 da un valor para H ₀ = de67,4 ± 0,5  (km/s)/Mpc . ^{[ 65 ]} En el campamento "tardío" está el valor más alto de74,03 ± 1,42  (km/s)/Mpc determinado por el Telescopio Espacial Hubble ^{[ 66 ]} y confirmado por el Telescopio Espacial James Webb en 2023. ^{[ 67 ] [ 68 ]} Las mediciones "tempranas" y "tardías" discrepan en el nivel >5 σ , más allá de un nivel plausible de azar . ^{[ 69 ] [ 70 ]} La resolución de esta discrepancia es un área de investigación activa en curso. ^{[ 71 ]}

Desde 2013, se han llevado a cabo comprobaciones exhaustivas para detectar posibles errores sistemáticos y mejoras en la reproducibilidad. ^{[ 54 ]}

Las mediciones del "universo tardío" o escalera de distancias suelen emplear tres etapas o "peldaños". En el primer peldaño, se determinan las distancias a las cefeidas mientras se intenta reducir los errores de luminosidad debidos al polvo y las correlaciones de metalicidad con luminosidad. El segundo peldaño utiliza supernovas de tipo Ia , explosiones de cantidades de masa casi constantes. Por lo tanto, estas producen cantidades de luz muy similares; el principal error sistemático en este caso es el número limitado de objetos que se pueden observar. El tercer peldaño de la escalera de distancias mide el corrimiento al rojo de las supernovas para extraer el flujo de Hubble, y de este la constante. En este peldaño, se aplican correcciones debidas al movimiento distinto de la expansión . ^{[ 54 ] : 2.1} Como ejemplo del tipo de trabajo necesario para reducir los errores sistemáticos, la fotometría en observaciones del Telescopio Espacial James Webb de cefeidas extragalácticas confirma los hallazgos del HST. La mayor resolución evitó la confusión por el hacinamiento de estrellas en el campo de visión pero llegó al mismo valor para H ₀ . ^{[ 73 ] [ 54 ]}

La escalera de distancias inversas o del "universo primitivo" mide las consecuencias observables de las ondas sonoras esféricas sobre la densidad del plasma primordial. Estas ondas de presión, denominadas oscilaciones acústicas bariónicas (BAO), cesaron una vez que el universo se enfrió lo suficiente como para que los electrones permanecieran ligados a los núcleos, poniendo fin al plasma y permitiendo que los fotones atrapados por la interacción con él escaparan. Las ondas de presión subsiguientes se manifiestan en perturbaciones muy pequeñas en la densidad impresa en el fondo cósmico de microondas y en la densidad a gran escala de las galaxias en todo el cielo. La estructura detallada en mediciones de alta precisión del fondo cósmico de microondas puede compararse con modelos físicos de las oscilaciones. Estos modelos dependen de la constante de Hubble, de modo que una comparación revela un valor para dicha constante. De manera similar, las BAO afectan la distribución estadística de la materia, observada como galaxias distantes en todo el cielo.

Estas dos mediciones independientes producen valores similares para la constante de los modelos actuales, lo que proporciona una fuerte evidencia de que los errores sistemáticos en las mediciones mismas no afectan el resultado. ^{[ 54 ] : Sup. B}

Además de las mediciones basadas en técnicas de escalera de distancia calibrada o mediciones del fondo cósmico de microondas, se han utilizado otros métodos para determinar la constante de Hubble.

Un método alternativo para restringir la constante de Hubble implica eventos transitorios observados en múltiples imágenes de un objeto fuertemente distorsionado por una lente gravitacional . Un evento transitorio, como una supernova, se observa en diferentes momentos en cada una de las imágenes distorsionadas, y si se puede medir este retardo temporal entre cada imagen, se puede utilizar para restringir la constante de Hubble. Este método se conoce comúnmente como "cosmografía de retardo temporal" y fue propuesto por primera vez por Refsdal en 1964, ^{[ 74 ]} años antes de que se observara el primer objeto fuertemente distorsionado por una lente gravitacional. La primera supernova fuertemente distorsionada por una lente gravitacional que se descubrió fue nombrada SN Refsdal en su honor. Si bien Refsdal sugirió que esto podría hacerse con supernovas, también señaló que se podrían utilizar objetos estelares extremadamente luminosos y distantes. Estos objetos fueron posteriormente denominados cuásares , y hasta la fecha (abril de 2025) la mayoría de las mediciones de cosmografía de retardo temporal se han realizado con cuásares fuertemente distorsionados por una lente gravitacional. Esto se debe a que las muestras actuales de cuásares con lente gravitacional superan ampliamente en número a las supernovas con lente gravitacional conocidas, de las cuales se conocen menos de 10. Se espera que esto cambie drásticamente en los próximos años, ya que se prevé que estudios como el LSST descubran aproximadamente 10 supernovas con lente gravitacional en los primeros tres años de observación. ^{[ 75 ]} Por ejemplo, para ver las restricciones de retardo temporal en H0, consulte los resultados de STRIDES y H0LiCOW en la tabla siguiente.

En octubre de 2018, los científicos utilizaron información de eventos de ondas gravitacionales (especialmente aquellos que involucran la fusión de estrellas de neutrones , como GW170817 ) para determinar la constante de Hubble. ^{[ 76 ] [ 77 ]}

En julio de 2019, los astrónomos informaron que se ha propuesto un nuevo método para determinar la constante de Hubble y resolver la discrepancia de métodos anteriores, basado en la fusión de pares de estrellas de neutrones , tras la detección de la fusión de estrellas de neutrones de GW170817, un evento conocido como sirena oscura . ^{[ 78 ] [ 79 ]} Su medición de la constante de Hubble es73,3 +5,3 −5,0 (km/s)/Mpc. ^{[ 80 ]}

También en julio de 2019, los astrónomos informaron sobre otro nuevo método, utilizando datos del Telescopio Espacial Hubble y basado en distancias a estrellas gigantes rojas calculadas mediante el indicador de distancia de la punta de la rama de gigantes rojas (TRGB). Su medición de la constante de Hubble es69,8 +1,9 −1,9  (km/s)/Mpc . ^{[ 81 ] [ 82 ] [ 83 ]}

En febrero de 2020, el Proyecto de Cosmología Megamáser publicó resultados independientes basados ​​en máseres astrofísicos visibles a distancias cosmológicas y que no requieren calibración en múltiples etapas. Este trabajo confirmó los resultados de la escalera de distancias y difirió de los resultados del universo temprano con un nivel de significancia estadística del 95 %. ^{[ 84 ]}

En julio de 2020, las mediciones de la radiación cósmica de fondo realizadas por el Telescopio Cosmológico de Atacama predijeron que el Universo debería estar expandiéndose más lentamente de lo que se observa actualmente. ^{[ 85 ]}

En julio de 2023, se derivó una estimación independiente de la constante de Hubble a partir de una kilonova , el resplandor óptico posterior a la fusión de estrellas de neutrones , utilizando el método de la fotosfera en expansión . ^{[ 86 ]} Debido a la naturaleza de cuerpo negro de los espectros de kilonovas tempranas, ^{[ 87 ]} tales sistemas proporcionan estimadores que restringen fuertemente la distancia cósmica. Utilizando la kilonova AT2017gfo (la secuela de, una vez más, GW170817), estas mediciones indican una estimación local de la constante de Hubble de67,0 ± 3,6  (km/s)/Mpc . ^{[ 88 ] [ 86 ]}

Se desconoce la causa de la tensión del Hubble ^{[ 89 ]} , y existen muchas posibles soluciones propuestas. La más conservadora plantea la existencia de un error sistemático desconocido que afecta a las observaciones del universo temprano o del universo tardío. Si bien resulta intuitivamente atractiva, esta explicación requiere múltiples efectos no relacionados, independientemente de si las observaciones del universo temprano o del universo tardío son incorrectas, y no existen candidatos obvios. Además, cualquier error sistemático de este tipo tendría que afectar a varios instrumentos diferentes, dado que tanto las observaciones del universo temprano como las del universo tardío provienen de distintos telescopios ^{[ 54 ] .}

Alternativamente, podría ser que las observaciones sean correctas, pero algún efecto no contabilizado esté causando la discrepancia. Si el principio cosmológico falla (véase el modelo Lambda-CDM §  Violaciones del principio cosmológico ), entonces las interpretaciones existentes de la constante de Hubble y la tensión de Hubble deben revisarse, lo que podría resolver la tensión de Hubble. ^{[ 90 ]} En particular, necesitaríamos estar ubicados dentro de un vacío muy grande, hasta un corrimiento al rojo de aproximadamente 0,5, para que tal explicación coincida con las observaciones de supernovas y oscilaciones acústicas de bariones . ^{[ 64 ]} Otra posibilidad es que las incertidumbres en las mediciones se hayan subestimado, pero dados los acuerdos internos, esto no es probable ni resuelve la tensión general. ^{[ 54 ]}

Finalmente, otra posibilidad es una nueva física más allá del modelo cosmológico del universo actualmente aceptado, el modelo ΛCDM . ^{[ 64 ] [ 91 ]} Hay muchas teorías en esta categoría, por ejemplo, reemplazar la relatividad general con una teoría de la gravedad modificada podría potencialmente resolver la tensión, ^{[ 92 ] [ 93 ]} como puede hacerlo un componente de energía oscura en el universo temprano, ^{[ b ] [ 94 ]} energía oscura con una ecuación de estado que varía con el tiempo , ^{[ c ] [ 95 ]} o materia oscura que se desintegra en radiación oscura. ^{[ 96 ]} Un problema que enfrentan todas estas teorías es que tanto las mediciones del universo temprano como del universo tardío se basan en múltiples líneas de física independientes, y es difícil modificar cualquiera de esas líneas mientras se preservan sus éxitos en otros lugares. La magnitud del desafío se puede ver en cómo algunos autores han argumentado que la nueva física del universo temprano por sí sola no es suficiente; ^{[ 97 ] [ 98 ]} mientras que otros autores argumentan que la nueva física del universo tardío por sí sola tampoco es suficiente. ^{[ 99 ]} No obstante, los astrónomos lo están intentando, y el interés en la tensión del Hubble ha crecido considerablemente desde mediados de la década de 2010. ^{[ 64 ]}