Cómo se mide la distancia a las estrellas: la escalera cósmica

Cuando lees que una galaxia está a 55 millones de años luz, nadie ha medido eso con una cinta métrica. Toda la escala del universo se sostiene sobre una escalera de peldaños encadenados: cada método mide un poco más lejos que el anterior y se calibra con él. Y ahí está el problema de fondo, el que mantiene en vilo a la cosmología ahora mismo: si un peldaño está mal, todos los de arriba se desplazan. Dos formas distintas de subir esa escalera están dando resultados que no cuadran, y la discrepancia ya va por 5,8 sigma.

El primer peldaño: el paralaje, geometría de instituto

Haz la prueba: extiende el brazo, levanta el pulgar y mira alternando un ojo y otro. El pulgar salta respecto al fondo. Ese salto es el paralaje, y cuanto más lejos pones el pulgar, menos salta. Si mides el ángulo del salto y sabes la separación entre tus ojos, puedes calcular la distancia al pulgar sin moverte del sitio.

Con las estrellas es exactamente lo mismo, cambiando los ojos por dos posiciones de la Tierra separadas seis meses en su órbita: una base de 300 millones de kilómetros. Se fotografía una estrella en enero y en julio, se mide cuánto se ha desplazado respecto a las estrellas de fondo, y con trigonometría sale la distancia. Es el único método directo que existe: no supone nada sobre la estrella.

Los ángulos son ridículos, y por eso costó tanto. La primera medida la consiguió Friedrich Bessel en 1838 con la estrella 61 Cygni: un desplazamiento de 0,314 segundos de arco, que es el ángulo que ocupa una moneda de dos euros vista a 17 kilómetros. De ahí sale la unidad favorita de los astrónomos profesionales: un pársec es la distancia a la que una estrella mostraría un paralaje de un segundo de arco, y equivale a 3,26 años luz. El detalle de la técnica está en el artículo sobre el paralaje estelar, y la comparación entre unidades, en las unidades de distancia en astronomía.

El satélite Gaia, de la Agencia Espacial Europea, ha llevado este método a un nivel que Bessel no habría imaginado: mide paralajes con una precisión de micras de segundo de arco para más de mil millones de estrellas. Cómo trabajan sus instrumentos lo contamos en la ficha sobre el espectrómetro RVS de Gaia. Aun así, el paralaje tiene techo: más allá de unos 30.000 años luz el desplazamiento es tan pequeño que se pierde en el ruido. Y la galaxia mide 100.000.

Segundo peldaño: las estrellas que laten a un ritmo delator

Para pasar del paralaje hace falta un truco distinto: encontrar objetos cuyo brillo real podamos deducir. Si sabes cuánta luz emite algo y mides cuánta te llega, la diferencia te da la distancia, igual que puedes estimar lo lejos que está una farola si sabes qué bombilla lleva. A esos objetos se les llama velas estándar.

La primera y más importante la descubrió Henrietta Leavitt en 1912, trabajando en Harvard como «computadora» —el puesto, mal pagado y sin derecho a usar el telescopio, que se daba entonces a las mujeres— mientras catalogaba placas fotográficas de la Nube Menor de Magallanes. Se fijó en unas estrellas variables llamadas cefeidas, que se hinchan y encogen con un ritmo regular, y encontró un patrón limpísimo: cuanto más tarda una cefeida en completar su ciclo, más brilla realmente.

Tercer peldaño: explosiones que siempre pesan lo mismo

Las cefeidas se pierden de vista a unos 100 millones de años luz. Para ir más allá hace falta algo mucho más brillante, y la naturaleza tiene un candidato notable: las supernovas de tipo Ia.

Ocurren cuando una enana blanca va robando material a una estrella compañera hasta superar un límite crítico de masa y detonar. Como el detonante es siempre el mismo límite, todas explotan con una energía muy parecida, y eso las convierte en velas estándar casi perfectas. Una de ellas puede brillar tanto como la galaxia entera que la alberga durante unas semanas, así que se ven a miles de millones de años luz.

Con ellas se hizo en 1998 el descubrimiento que valió el Nobel de Física de 2011: al medir supernovas lejanas se vio que estaban más lejos de lo que tocaba, y de ahí salió que la expansión del universo se está acelerando.

Y aquí es donde se rompe: la tensión de Hubble

El último peldaño relaciona distancia con velocidad de alejamiento mediante una constante, H0, que dice a qué ritmo se expande el universo. Calcularla es el objetivo final de toda la escalera. Y hay dos maneras de llegar a ella.

La primera es subir la escalera desde abajo: paralaje, cefeidas, supernovas. El proyecto SH0ES lleva años haciéndolo y su resultado es 73,0 ± 1,0 km/s por megapársec. La segunda es al revés, desde el principio de todo: medir el fondo cósmico de microondas y deducir cuánto debería haberse expandido el universo desde entonces. El satélite Planck da 67,4 ± 0,5.

Un 8% de diferencia puede sonar a poco. No lo es: las barras de error de ambas medidas son tan pequeñas que no se solapan ni de lejos. O hay un error sistemático escondido en alguno de los métodos, o el modelo estándar del universo se está dejando algo importante entre el Big Bang y hoy. La forma en que se mide ese ritmo la desarrollamos en a qué velocidad se expande el universo.

Durante años la sospecha principal fue que las cefeidas estaban mal medidas: al estar en zonas abarrotadas de estrellas, el brillo de las vecinas podía contaminar el de la cefeida. El James Webb ha zanjado esa duda concreta. Al observar con su resolución más de mil cefeidas en galaxias que albergan supernovas, los resultados coincidieron con los del Hubble. La contaminación no era el problema.

Ojo con esto, porque el asunto no está cerrado: otro equipo, dirigido por Wendy Freedman, sube la escalera con un peldaño alternativo —la punta de la rama de las gigantes rojas en lugar de cefeidas— y obtiene alrededor de 70,4, un valor intermedio con márgenes que casi tocan el de Planck. Según a quién leas, la tensión es una crisis del modelo cosmológico o un problema de calibración que se resolverá solo.

El 2 de diciembre de 2026 el primer peldaño se mueve

Ese día la Agencia Espacial Europea publica Gaia DR4, el cuarto catálogo de la misión, y es lo más relevante que va a pasar en este asunto a corto plazo. Reúne 66 meses de observaciones, el doble que el catálogo anterior, con parámetros mucho más precisos para unos 2.000 millones de estrellas.

Lo que importa aquí es una cifra concreta: para las estrellas brillantes, los errores de paralaje se reducen a la mitad respecto al catálogo de 2022, y los de movimiento propio a la cuarta parte. Como el paralaje es el peldaño sobre el que se apoyan todos los demás, afinar ese primer escalón reajusta la escalera entera. De propina, incluirá por primera vez un catálogo de exoplanetas detectados por la propia Gaia.

Lo que todavía no sabemos

No sabemos si la tensión de Hubble es un error o física nueva. Se han propuesto energías oscuras que cambian con el tiempo, familias extra de neutrinos y modificaciones de la gravedad, y ninguna encaja del todo sin estropear otra cosa que ya funcionaba. También sigue viva la posibilidad más aburrida: un sesgo sistemático que se le ha escapado a todo el mundo.

Tampoco tenemos aún una escalera independiente que arbitre. La gran esperanza son las ondas gravitacionales: la señal de dos estrellas de neutrones fusionándose permite deducir la distancia sin usar ningún peldaño anterior, porque la propia forma de la onda codifica cuánta energía se emitió. Se las llama sirenas estándar y ya se ha hecho con una, en 2017, pero con un margen de error todavía enorme. Hacen falta varias decenas para arbitrar la disputa.

Merece la pena quedarse con la idea de fondo. Que sepamos a qué distancia está Alpha Centauri, a 4,37 años luz, o cuál es el tamaño del universo observable, no viene de haber ido a comprobarlo: viene de una cadena de razonamientos que empieza con un ángulo minúsculo medido desde dos puntos de nuestra órbita. Toda la cosmología cuelga de esa cadena, y por eso se revisa cada eslabón con tanta obsesión. Todo lo publicado sobre estos objetos está en la sección de estrellas de Espacio Entrelazado.