Hace tan solo un siglo que los trabajos de George Lemaître y Edwin Hubble, basados en gran parte en observaciones de estrellas Cefeidas realizadas por Henrietta Leavitt, confirmaron que el Universo se estaba expandiendo. El cálculo de este ritmo de expansión parametrizado por el llamado parámetro de Hubble-Lemaître, H(z) ha supuesto un gran cometido en cosmología desde entonces. No es hasta finales de siglo XX cuando dos grupos de investigación liderados por Brian Schmidt y Saul Perlmutter dieron un paso más en nuestro conocimiento del Universo e independientemente descubren que la expansión del Universo se está acelerando. Por lo tanto, H(z) no es constante, sino que varía a lo largo del tiempo cósmico siguiendo la desaceleración y aceleración del Universo.

En los últimos años se ha realizado un esfuerzo importante para medir con alta precisión el valor local del parámetro de Hubble-Lemaître conocido como constante de Hubble (H0). Por un lado, H0 se puede estimar indirectamente en el Universo primitivo a partir de la escala angular de fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas, y el valor más reciente basado en datos del satélite Planck es de 67.4+-0.5 km s-1 Mpc-1 (quilómetros por segundo por Megaparsec, es decir, al alejarnos un Megaparsec, 3x1019 km de la tierra, la velocidad de expansión aumenta en 67.4 km s-1). Por otro lado, H0 se mide directamente en el Universo local a través del método de escala de distancia. Este consiste en determinar distancias a objetos cercanos con métodos muy precisos, tales como paralajes a estrellas, parámetros de binarias eclipsantes, y emisión máser en núcleos de galaxias, y usar estas distancias conocidas para calibrar otro indicador secundario que pueda usarse a distancias aún mayores. Finalmente, este calibrador secundario puede usarse para calibrar a otro que tenga un alcance aún mayor. El proyecto SHOES, liderado por Adam Riess, ha proporcionado la medida más precisa de H0 hasta ahora en el Universo cercano, 73.04+-1.04 km s-1 Mpc-1, usando como anclajes en el primer peldaño de la escala de distancias paralajes a estrellas Cefeidas en la Vía Láctea medidos con el satélite Gaia, binarias eclipsantes en la Gran Nube de Magallanes, y emisión máser de agua en el núcleo de la galaxia NGC 4258. Estas distancias sirven para calibrar la relación periodo-luminosidad de las estrellas pulsantes Cefeidas, el mismo método que usó Leavitt a principios del siglo XX, en estas tres galaxias y así poder determinar distancias a otras más lejanas en donde también se detectan Cefeidas. En el segundo peldaño de la escala se usan las distancias de Cefeidas para calibrar el brillo de supernovas de tipo Ia, que a su vez y gracias a su mayor luminosidad se usan en el tercer peldaño para medir distancias a galaxias aún más lejanas.

Sorprendentemente, estos hallazgos independientes y encontrados estudiando los dos extremos del Universo han revelado una discrepancia dramática denominada tensión de Hubble: la medida de H0 a partir de la escala de distancia local está en fuerte desacuerdo (a un nivel de 5σ o una parte por diez mil) con el valor inferido en el Universo primitivo, apuntando a un problema en el modelo estándar de cosmología que probablemente abra la puerta a nueva física. Esta discrepancia representa el rompecabezas más urgente de la cosmología moderna, y es hoy en día uno de sus temas más candentes.

Un nuevo grupo de cosmología observacional de supernovas liderado por el Dr. Lluís Galbany, investigador Ramón y Cajal en el Instituto de Ciencias del Espacio (ICE-CSIC), que cuenta con el investigador postdoctoral Tomás Müller Bravo y los estudiantes de doctorado Cristina Jiménez y Kim Phan, pretende avanzar hacia la solución de esta tensión desde dos perspectivas diferentes.

En primer lugar, para abordar las principales incertidumbres sistemáticas en los principales métodos de medición de H0, Cefeidas y supernovas tipo Ia, este proyecto de investigación financiado por la AEI, se propone realizar un estudio sin precedentes de los entornos locales de estos objetos. Con una exquisita muestra de cientos de galaxias cercanas que han albergado estos objetos, observadas con fotometría en múltiples longitudes de onda, espectroscopia de campo integral y polarimetría, junto con novedosas técnicas astroestadísticas, se mapearán sus propiedades locales tales como la metalicidad, edad, masa estelar, y extinción del polvo para estudiar su efecto en la estimación de distancias y en la determinación de H0 (Ver Figura 1). Cualquier relación del brillo con parámetros del entorno que mejore la estandarización de estos objetos reducirá la incertidumbre en su uso como medidores de distancias extragalácticas.

En segundo lugar, se pretende reconstruir el panorama de nuestro supercúmulo de galaxias Laniakea mediante el estudio de velocidades peculiares de galaxias utilizando observaciones de supernovas de tipo Ia en el infrarrojo cercano. Dado que el Universo no es homogéneo ni isótropo, las velocidades propias de las galaxias no solo se deben a la expansión cosmológica, sino que también se ven afectadas por las atracciones gravitatorias de las perturbaciones de densidad. La diferencia entre estas velocidades debidas a atracción local y la debida a la expansión, y sobre todo su correlación espacial, proporciona información de cómo está distribuida la materia oscura en el supercúmulo local. Con este estudio se expandirá la cosmografía del Universo local y, en última instancia, realizará mediciones precisas de H0 y de la tasa de crecimiento de la estructura cósmica.