En cosmología, existe un número que define el ritmo mismo de la expansión del universo. La constante de Hubble, representada por H₀, define en gran parte cuánto tiempo lleva existiendo todo lo que vemos. Aunque parezca solo un número, influye directamente en lo que podría pasar con el universo en un futuro muy lejano.
Con un valor de aproximadamente 70 kilómetros por segundo por megaparsec, esta constante confirma que las galaxias más lejanas se alejan de nosotros a velocidades tremendamente veloces; como resultado, el universo tenderá a diluirse. Poco a poco, la expansión trae consigo un enfriamiento generalizado del espacio. A medida que avanza el tiempo, el universo observable se vuelve menos denso.
¿Qué es la constante de Hubble? Medida de la expansión cósmica
En la actualidad, el universo se expande a un ritmo descrito por lo que conocemos como la constante de Hubble. Esta medida indica cómo aumenta la velocidad a la que las galaxias se alejan conforme crece su distancia respecto a nuestro puntode observación.
Ahora mismo, su valor ronda los 67 a 74 km/s/Mpc: por cada megaparsec —equivalente a 3,26 millones de años luz— de separación, la velocidad con que las galaxias se distancian aumenta entre 67 y 74 kilómetros por segundo. Lejos de desplazarse activamente dentro del vacío, el espacio-tiempo mismo se dilata, arrastrándolas como objetos quietos sobre una banda infinita que crece sin parar.
La constante de Hubble es, por tanto, una medida de la velocidad de estiramiento del universo.
Definición y significado
Matemáticamente, la constante de Hubble se define como H₀ = v/d, donde v es la velocidad de recesión de una galaxia y d es su distancia. Las unidades tradicionales son kilómetros por segundo por megaparsec, aunque también se expresa en unidades inversas de tiempo. De hecho, su valor determina si vivimos en un universo joven y de rápida expansión o en uno más viejo y de expansión más lenta.
Edwin Hubble y su descubrimiento
Fue en 1929 cuando Edwin Hubble, un astrónomo nacido en Estados Unidos, encontró algo que cambió para siempre la forma de entender el universo. Gracias al uso del telescopio, Hooker logró detectar cambios sutiles en la luz de galaxias lejanas. Esos destellos mostraron corrimientos hacia el rojo, una señal clara de movimiento de aquello que nos rodea respecto a la Vía Láctea, por lo que todo parece estar expandiéndose.
Hubble correlacionó estas velocidades de recesión con las distancias galácticas medidas mediante estrellas variables Cefeidas. Este hallazgo cambió por completo la visión cosmológica fija de Einstein, reemplazándola por un universo en constante crecimiento, tal como anticiparon los modelos matemáticos de Alexander Friedmann junto con los trabajos de Georges Lemaître.
La ley de Hubble: relación entre distancia y velocidad de recesión
La ley de Hubble establece que la velocidad de recesión de las galaxias es directamente proporcional a su distancia. Esta relación lineal conllevaría que el universo se expande de manera uniforme e isotrópica, por lo que desde cualquier punto de observación, las galaxias parecen alejarse siguiendo el mismo patrón.
Entre diez y mil megapársec, la ley se ajusta bien a lo observado. Más cerca, el movimiento irregular de las galaxias y campos gravitatorios cercanos alteran su validez. Lejos, en cambio, entran en juego deformaciones del espacio-tiempo que rompen la simplicidad inicial.
Enunciado y formulación matemática
A primera vista, la expresión matemática de la ley de Hubble parece simple: v = H₀ × d. Con el paso del tiempo, sin embargo, la llamada constante cambia: H(t) = ȧ(t)/a (t), siendo a(t) una medida de cómo se expande el universo.
En el estudio del universo, la ecuación de Friedmann vincula cómo cambia H(t) en el tiempo con la cantidad de materia, la presencia de energía oscura y la forma del espacio. Gracias a esta relación, se puede conocer tanto los valores fundamentales de la cosmología como la estructura general del universo.
Implicaciones para la edad y el tamaño del universo
Un cálculo sencillo a partir de la constante de Hubble da una idea clara de cuánto ha existido el universo: basta tomar su inversa, t₀ = 1/H₀. Si usamos un valor cercanoa 70 km/s por cada Mpc, resulta un número muy parecido a 14.000 millones de años. Este resultado encaja bien con datos obtenidos de formas distintas y sin relación directa entre sí.
Comenzando por el valor c/H₀, el horizonte de Hubble define la escala donde la expansión del universo empieza a tener efectos claros. Con un tamaño cercano a los 4.000 megaparsecs, este límite separa fenómenos locales regidos por atracción gravitacional de aquellos grandes regidos por la dinámica espaciotemporal.
Métodos de medición de la constante de Hubble
Calcular bien H₀ depende de dos componentes independientes. Por un lado, las velocidades con las que se alejan los objetos salen del corrimiento espectral hacia el rojo. En cuanto a las distancias reales, estas son más difíciles de obtener por límites en los métodos de observación actuales.
Los métodos se dividen en dos categorías principales: mediciones locales utilizando indicadores de distancia y mediciones cosmológicas basadas en la radiación cósmica de fondo. Aunque estas últimas ofrecen datos generales sobre el universo inicial, parten de marcos teóricos. En cambio, las primeras resultan más intuitivas, si bien podrían verse afectadas por condiciones particulares del vecindario galáctico.
Candelas estándar (Cefeidas, supernovas Tipo Ia)
Las estrellas variables Cefeidas forman el primer peldaño de la escalera de distancias cósmicas. El brillo de estas estrellas cambia con regularidad, abriendo la puerta hacia valores reales de luminosidad. Al compararlo con lo que vemos desde la Tierra, podemos obtener estimaciones de hasta aproximadamente 30 megaparsecs.
Un tipo particular de supernova, conocido como Ia, brilla con intensidad suficiente para servir como referencia a gran escala. Debido a que su origen son enanas blancas que explotan de forma termonuclear, la luz máxima que emiten resulta muy parecida entre eventos. Gracias a esta similitud, se usan para calcular distancias incluso cuando el espacio supera los miles de megaparsecs.
El Proyecto SH0ES, liderado por Adam Riess, utiliza esta técnica para obtener H₀ ≈ 73 km/s/Mpc.
Radiación cósmica de fondo de microondas (CMB)
Cuando el universo apenas contaba con 380.000 años, ya dejó una señal grabada en la radiación cósmica de fondo. Gracias a satélites como WMAP o bien Planck, es posible observar variaciones mínimas de temperatura con gran detalle. permitiendonos conocer la estructura y composición del universo primordial.
A partir de estos datos, junto con modelos cosmológicos convencionales, se obtiene un valor para H₀ cercano a 67 km/s/Mpc. Gracias al conocimiento sobre el comportamiento del plasma inicial, este cálculo resulta bastante preciso, pese a realizarse de forma indirecta.
La tensión de Hubble: el desafío actual en cosmología
La tensión de Hubble hace referencia a las diferencias que resultan al comprar el valor de H₀ medido localmente (≈73 km/s/Mpc) y el inferido de las observaciones del fondo cósmico de microondas (≈67 km/s/Mpc).
Esta brecha, cercana al 9%, resulta difícil de explicar solo por margen de error. Los instrumentos podrían tener sesgos aún no reconocidos. O bien, tal vez existan fenómenos físicos fuera del modelo estándar. Ninguna de ambas opciones ha sido confirmada hasta ahora.
Aunque los datos observacionales han mejorado, la tensión continúa creciendo hasta superar una significancia estadística de 4σ. Podría deberse a las limitaciones modelo cosmológico actual o quizás haya fenómenos físicos ausentes en las teorías vigentes.
Discrepancia entre diferentes mediciones
En torno a las mediciones locales de H₀ se agrupan varios métodos sin relación entre sí: lentes gravitacionales con retardos temporales, fluctuaciones de brillo superficial, gigantes rojas en el extremo de la rama y ondas gravitacionales de fusiones de estrellas de neutrones. Sorprendentemente, casi todos apuntan a cifras muy próximas a 73 km/s/Mpc.
En cambio, datos del fondo cósmico de microondas, junto con la nucleosíntesis inicial y las fluctuaciones acústicas de bariones, apuntan sin excepción a cifras más bajas. Este desfase entre observaciones indicaría un comportamiento imprevisto en cómo se expande el universo con el tiempo.
Posibles implicaciones para modelos cosmológicos
Quizás el valor medido de la constante de Hubble exija ajustes al marco cosmológico actual. Algunos investigadores exploran una forma primitiva de energía oscura capaz de impulsar la expansión previo a la recombinación. Otras vías consideran acoplamientos insólitos entre materia visible y oscura del universo. También se estudian alteraciones a las predicciones de la relatividad general cuando actúa sobre distancias enormes.
También es posible que formas ocultas de materia, tipo axiones oscuros, modifiquen ese proceso. Incluso campos cuya intensidad cambia con el tiempo participarían en este comportamiento.
Importancia de la constante de Hubble para la cosmología moderna
Comenzando por lo local, la constante de Hubble nos permite vincular mediciones cercanas con el desarrollo general del universo. Gracias a su medición, es posible ajustar las distancias astronómicas mediante una escala universal, ademas de determinar la ecuación de estado de la energía oscura. Al mismo tiempo, sirve como referencia para comprobar si el marco cosmológico actual mantiene cierta coherencia.
La constante también define el marco necesario para analizar datos sobre galaxias distantes, agrupaciones estelares y patrones amplios del universo.
Cálculo de la edad del universo
De la relación entre H₀ y la edad del universo depende la historia de expansión del universo. Si este estuviera dominado únicamente por materia, la edad sería exactamente t₀ = 2/(3H₀), pero la presencia de energía oscura acelera la expansión actual, por lo que tiene una edad mayor.
Según los cálculos actuales, la edad del universo es aproximadamente t₀ ≈ 13,8 mil millones de años. Cualquier cuerpo celeste observado resulta más joven que esta cifra, lo cual respalda tanto el marco teórico como las estimaciones derivadas de H₀.
Comprendiendo la historia y el futuro del cosmos
En la evolución cósmica, lo que hoy medimos como constante de Hubble es simplemente un momento capturado. Hubo épocas anteriores donde H(t) alcanzaba valores más altos, consecuencia de una densidad universal mucho mayor. Con el paso del tiempo, el predominio creciente de la energía oscura podría hacer que H(t) tienda hacia un número fijo.
Ese escenario abriría paso a una expansión que crece sin detenerse, siguiendo un ritmo exponencial. Sabiendo cómo cambia H(t) con el tiempo, será posible anticipar lo que le depara al universo a largo plazo: seguir creciendo sin fin, contraerse poco a poco o incluso desgarrarse por completo en fenómenos extraños como el Big Rip.