¿Qué es la constante de Hubble?

La Constante de Hubble es la unidad de medida utilizada para describir la expansión del universo. El cosmos ha ido creciendo desde que el Big Bang inició el crecimiento hace unos 13.820 millones de años. El universo, de hecho, se está acelerando a medida que crece.

Lo interesante de la expansión no es sólo el ritmo, sino también las implicaciones, según la NASA. Si la expansión comienza a ralentizarse, eso implica que hay algo en el universo que está haciendo que el crecimiento se ralentice -quizás la materia oscura, que no puede ser detectada con los instrumentos convencionales-. Sin embargo, si el crecimiento se acelera, es posible que la energía oscura esté empujando la expansión más rápido.

A partir de enero de 2018, las mediciones de múltiples telescopios mostraron que la tasa de expansión del universo es diferente dependiendo de dónde se mire. El universo cercano (medido por el telescopio espacial Hubble y el telescopio espacial Gaia) tiene una tasa de expansión de 45,6 millas por segundo (73,5 kilómetros por segundo) por megaparsec, mientras que el universo de fondo más distante (medido por el telescopio Planck) es un poco más lento, expandiéndose a 41,6 millas por segundo (67 km por segundo) por megaparsec. Un megaparsec es un millón de parsecs, o unos 3,3 millones de años luz, por lo que esto es casi inimaginablemente rápido.

Descubrimiento por Hubble

La constante fue propuesta por primera vez por Edwin Hubble (el homónimo del telescopio espacial Hubble). Hubble fue un astrónomo estadounidense que estudió las galaxias, en particular las que están lejos de nosotros.

En 1929 -a partir de una constatación del astrónomo Harlow Shapley de que las galaxias parecen alejarse de la Vía Láctea- Hubble descubrió que cuanto más lejos están estas galaxias de la Tierra, más rápido parecen moverse, según la NASA.

Aunque entonces los científicos entendieron que el fenómeno consistía en que las galaxias se alejaban unas de otras, hoy los astrónomos saben que lo que en realidad se observa es la expansión del universo. No importa en qué lugar del cosmos se encuentre, se vería el mismo fenómeno sucediendo a la misma velocidad.

Los cálculos iniciales de Hubble se han ido perfeccionando a lo largo de los años, a medida que se han utilizado telescopios cada vez más sensibles para realizar las mediciones, como el Hubble y Gaia (que examinó un tipo de estrella variable llamada variables cefeidas) y otros telescopios que extrapolaron la constante basándose en las mediciones del fondo cósmico de microondas, una temperatura de fondo constante en el universo que a veces se denomina el «resplandor» del Big Bang.

Variables cefeidas

Hay muchos tipos de estrellas variables, pero la más útil para medir la constante de Hubble se llama variable cefeida. Se trata de estrellas que cambian regularmente su luminosidad en una escala que suele oscilar entre 1 y 100 días (Polaris se encuentra entre los miembros más famosos de este grupo). Los astrónomos toman medidas de distancia de estas estrellas midiendo la variabilidad de su luminosidad.

Cuanto más brillante aparezca la Cefeida desde la Tierra, más fácil será medirla. Algunas Cefeidas pueden verse desde la tierra, pero para obtener mediciones más precisas, ir al espacio es la mejor apuesta.

Mientras Edwin Hubble pudo medir Cefeidas a unos 900.000 años luz de distancia -una distancia asombrosa para la época- dentro del universo que aún está relativamente cerca de la Tierra. Más lejos en el espacio, las Cefeidas son más débiles y se alejan más rápidamente, que es donde el telescopio espacial Hubble fue capaz de ayudar en la década de 1990 después de su lanzamiento. En 2013, el telescopio espacial Gaia se lanzó para cartografiar con precisión las posiciones y luminosidades de aproximadamente mil millones de estrellas. Sus publicaciones de datos también han ayudado a refinar la Constante de Hubble.

Las cefeidas, sin embargo, no son perfectas para medir las distancias cósmicas. Entre otras dificultades, suelen estar situadas en zonas polvorientas (que oscurecen algunas longitudes de onda en las fotografías) y las más lejanas son difíciles de detectar porque son muy débiles desde nuestra perspectiva.

Para complementar las mediciones de las cefeidas surgieron otras técnicas, como la relación Tully-Fisher, que es una correlación entre la luminosidad de una galaxia espiral y su velocidad de rotación, según Shoko Sakai, investigador asociado del Observatorio Astronómico Óptico Nacional. «La idea es que cuanto más grande es la galaxia, más rápido está girando», escribió. «Eso significa que si se conoce la velocidad de rotación de la galaxia espiral, se puede saber mediante esta relación Tully-Fisher su brillo intrínseco (es decir, lo brillante que es realmente esa galaxia). Comparando el brillo intrínseco con la magnitud aparente (lo que realmente se observa -porque cuanto más lejos está la galaxia, más tenue «parece»), se puede calcular su distancia.»

Los telescopios que miden el fondo cósmico de microondas -como el Planck- utilizaron otra técnica que examina las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas para determinar la constante.