La competición es lo más atractivo de las olimpiadas y un exitoso recurso en la divulgación científica. El problema de la constante de Hubble es la diferencia entre la predicción teórica H₀ = 67.4 ± 0.5 km/s/Mpc, según el modelo cosmológico ΛCDM, y la estimación astrofísica del equipo de Adam Riess H₀ = 74.0 ± 1.0 km/s/Mpc, usando supernovas Ia calibradas con cefeidas observadas con el telescopio espacial Hubble (HST). Todo apunta a que hay algún sesgo en la distancia calibrada con cefeidas, que solo podrá desvelar un equipo competidor que aporte una nueva visión, como el liderado por Wendy Freedman. Está usando el telescopio espacial James Webb (JWST) para calibrar la distancia por tres métodos: la rama asintótica de gigantes de la región J (JABG), el pico de la rama de gigantes rojas (TRGB) y las cefeidas. Su primer resultado para 10 galaxias cercanas se publica en arXiv con una inesperada sorpresa, tres valores diferentes para la constante de Hubble, H₀ = 67.96 ± 1.71 km/s/Mpc para JABG, H₀ = 69.85 ± 1.75 km/s/Mpc para TRGB y H₀ = 72.05 ± 1.86 km/s/Mpc para cefeidas; los dos primeros valores se pueden combinar entre sí, H₀ = 69.03 ± 1.75 km/s/Mpc, un valor similar a la estimación cosmológica, mientras el tercero es similar a la estimación astrofísica del equipo de Riess. La combinación de las tres calibraciones conduce a H₀ = 69.59 ± 1.58 km/s/Mpc. Ahora mismo la incertidumbre de la estimación de Freedman (2.3 %) es casi el doble que la de Riess (1.4 %), que ya es casi el doble que la cosmológica (0.7 %). Pero que los valores JABG y TRGB coincidan entre sí, siendo diferentes del valor de las cefeidas, se puede interpretar como el primer indicio de que hay algún sesgo en la distancia calibrada con cefeidas. Por supuesto, el problema sigue lejos de estar resuelto, pero la competición entre Riess y Freedman añade una salsa inesperada al problema.

Riess lidera el equipo SH0ES (Supernovae and H0 for the Equation of State of dark energy), mientras Freedman lidera el equipo CCHP (Chicago Carnegie Hubble Program). Riess ha declarado en Quanta Magazine que por ahora el equipo de Freedman no supone ninguna competencia; usan menos supernovas Ia de calibración y sus técnicas de análisis de las cefeidas son menos refinadas, por ello su incertidumbre final es casi del doble. Sin embargo, el equipo de Freedman llevaba años estimando la constante de Hubble cuando empezó con ímpetu el joven premio Nobel de Física de 2011. Ha declarado en Quanta Magazine el competidor de Riess en el uso de las supernovas Ia para estudiar la aceleración de la expansión cósmica, Saul Perlmutter, también Nobel de Física en 2011, que el problema de la constante de Hubble ya no es un problema cosmológico, sino un problema de errores sistemáticos en la calibración de la escalera de distancias. Su voz representa a la de muchos cosmólogos que confían en que Freedman logre una incertidumbre comparable a la de Riess en pocos años. Debo confesar que mi opinión está sesgada en la misma línea argumental; la astrofísica de las cefeidas es muy complicada, mientras la predicción teórica del modelo cosmológico de consenso es sencilla y elegante; además, modificar con éxito el modelo ΛCDM es muy difícil, pues encaja casi a la perfección con todos los datos cosmológicos y astrofísicos. Por ello me congratula que haya un nuevo actor en escena, un actor tan prestigioso como Freedman, que puede competir en pie de igualdad con Riess.

Desde abril de 2024 varios lectores de este blog me habían pedido que comentara los resultados de Freedman, que anunció de forma preliminar en una conferencia científica. El equipo CCHP se había dividido en tres grupos que aplicaron por separado los tres métodos (JAGB, TRGB y cefeidas) a 11 galaxias observadas por JWST. Usaron un análisis ciego (blinding) para evitar sesgos de confirmación; se introdujeron sendos desplazamientos (offset) aleatorios en los datos de cada grupo, que solo fue desvelado en la reunión final de puesta en común. Los resultados preliminares indicaban que los tres resultados eran compatibles entre sí y se podían combinar para ofrecer un valor de H₀ = 69.4 ± 1.7 km/s/Mpc (que se anunció como dato preliminar entonces); un resultado que llamó la atención por estar en acuerdo con el valor cosmológico y en desacuerdo con el valor del equipo SH0ES. No me quise hacer eco del resultado preliminar en este blog. Por desgracia, como se nos relata en Quanta Magazine, la alegría se desvaneció cuando se descubrieron pequeños errores en el análisis con los métodos TRGB y cefeidas; tras corregirlos resultó que JAGB y TRGB mantenían cierto acuerdo, pero diferían de las cefeidas. Un giro inesperado y sorprendente en la interpretación preliminar de los resultados.

El escepticismo debe estar siempre presente ante cualquier nuevo resultado científico. Nunca te dejes engañar por mi sesgo de confirmación (que también lo tengo). Creo que hay tener mucho cuidado con extraer conclusiones apresuradas (como bien dice Riess, seamos muy cautos con los resultados de Freedman). Anticipo que en futuras publicaciones del equipo CCHP podría haber grandes cambios en los resultados y su interpretación. El análisis de las observaciones de JWST es muy delicado; por ello Riess prefiere mantener su resultado usando HST, sin incorporar datos de JWST, por ahora. Todo instrumento nuevo es bonito, hasta espectacular, pero en ciencia los análisis con un instrumento bien conocido suelen ser más confiables. La estimación de la constante de Hubble con el JWST podría ser revolucionario en unos años. Pero, por ahora, es solo una esperanza. El nuevo artículo (que será publicado en The Astrophysical Journal) es Wendy L. Freedman, Barry F. Madore, …, Kayla A. Owens, «Status Report on the Chicago-Carnegie Hubble Program (CCHP): Three Independent Astrophysical Determinations of the Hubble Constant Using the James Webb Space Telescope,» arXiv:2408.06153 [astro-ph.CO] (12 Aug 2024), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2408.06153; también recomiendo Abigail J. Lee, Wendy L. Freedman, …, Taylor J. Hoyt, «The Chicago-Carnegie Hubble Program: The JWST J-region Asymptotic Giant Branch (JAGB) Extragalactic Distance Scale,» arXiv:2408.03474 [astro-ph.GA] (06 Aug 2024), doi: https://doi.org/10.48550/arXiv.2408.03474.

A nivel divulgativo recomiendo leer a Liz Kruesi, «The Webb Telescope Further Deepens the Biggest Controversy in Cosmology. A long-awaited study of the cosmic expansion rate suggests that when it comes to the Hubble tension, cosmologists are still missing something,» Quanta Magazine, 13 Aug 2024; Ethan Siegel, «The big question isn’t whether the Universe is expanding at 67 or 73 km/s/Mpc. It’s why different methods yield such different answers,» Starts With A Bang, 14 Aug 2024. Y debo recomendarte mi charla en Naukas Bilbao 2019, «El abrazo dé la plata…,» LCMF, 24 sep 2019, sobre la propagación de errores en la escalera de distancias.

El proyecto CCHP es la continuación del proyecto CHP (Carnegie Hubble Program) que ya realizaba medidas de la constante de Hubble con cefeidas y supernovas Ia en el año 2001, obteniendo un valor de H₀ = 74.3 ± 2.1 km/s/Mpc (un error del 2.8 %) en el año 2012; el proyecto SH0ES nació en 2005 con el mismo objetivo. Como bien sabrás las cefeidas son estrellas variables supergigantes que se usan como candelas estándar gracias a la ley de Leavitt que relaciona su periodo con su luminosidad absoluta, es decir, su distancia; para estudiar las cefeidas, que son estrellas muy brillantes, se puede usar tanto el HST como el JWST, sin que haya gran diferencia entre ambos telescopios espaciales (LCMF, 20 sep 2022; LCMF, 21 mar 2024). El pico de la rama de gigantes rojas (TRGB) marca una caída en la temperatura y el brillo superficial de una gigante roja envejecida cuando se inicia la fusión de helio en su núcleo; gracias a la sensibilidad en el infrarrojo del JWST, muy superior a la del HST, el pico (una especie de borde o de discontinuidad) en la luminosidad se observa de forma mucho más clara. Y, por último, la rama asintótica de gigantes de la región J (JABG) corresponde a estrellas gigantes ricas en carbono, que se encuentran lejos de la parte más brillante del disco de una galaxia y emiten una gran cantidad de luz infrarroja; el JWST es casi imprescindible para su estudio.

Las ventajas de la escala de distancia con cefeidas son muchas: (1) al ser estrellas supergigantes su brillo es inconfundible; (2) siendo estrellas bastante jóvenes y de gran masa, luego son muy abundantes en las galaxias con formación activa de estrellas; (3) la ley de Leavitt en el infrarrojo cercano tiene una dispersión muy pequeña; (4) las cefeidas son fáciles de descubrir e identificar, pues su brillo en el visible tiene variaciones de hasta ∼1 magnitud; y (5) las cefeidas pueden observarse de forma reiterada lo que mejora las estimaciones de sus periodos y luminosidad. Pero también tienen desventajas: (1) cefeidas son estrellas variables que se encuentran en regiones galácticas con alto brillo superficial, luego están rodeadas de estrellas menos luminosas que producen efectos aglomeración (crowding) y mezcla (mixing) que aumentan el ruido de fondo; (2) al ser estrellas bastante jóvenes, están en regiones con mucho polvo y gas, que falsean sus colores; (3) no se conocen bien los efectos de la metalicidad en la Ley de Leavitt, una cuestión aún en debate; y (4) los software de análisis de la cefeidas son complejos (de hecho, la opinión generalizada es que los de SH0ES son mucho mejores que los de CCHP).

Las ventajas del método TRGB son: (1) el pico es fácil de identificar y medir, como una transición brusca con una pendiente fácil de determinar; (2) su origen físico se entiende muy bien; (3) en los halos galácticos, donde el brillo superficial de la galaxia es bajo, la dispersión, el ruido estelar y los efectos del polvo son reducidos; y (4) el efecto de la metalicidad en la estrella es fácil de observar en el color de la estrella. La gran desventaja del método TRGB es que se debe seleccionar con mucho cuidado la región de la galaxia a explorar, lejos del núcleo, pues podría falsear el brillo del TRGB, pero no demasiado lejos, pues bajaría mucho la densidad de gigantes rojas y falsearía la estadística; la ubicación del campo objetivo es crítica y requiere buena experiencia.

Las ventajas del método JAGB son: (1) las estrellas JAGB son la población dominante de estrellas rojas en las galaxias y se identifican de forma fácil en el infrarrojo; (2) las estrellas JAGB son, en promedio, una magnitud más brillantes que las estrellas TRGB más brillantes; (3) las estrellas JAGB se encuentran en todas las galaxias con una población de edad intermedia, luego el método se puede aplicar a una amplia gama de galaxias; (4) en el infrarrojo cercano, la extinción debido a la Vía Láctea, a la galaxia anfitriona y al polvo generado por las estrellas de carbono se reduce en un factor de cuatro respecto al espectro visible; y (5) a diferencia de las cefeidas, que requiere observaciones durante varios periodos para una estimación fiable, para las estrellas JAGB es suficiente una única observación. La gran desventaja del método JAGB es que es nuevo, luego se requieren más estudios para estar seguros de que no haya efectos espurios no cuantificados (como la existencia de subtipos en la población JAGB o efectos debido a la historia de estas estrellas).

Estos listados de ventajas y desventajas de los tres métodos son un resumen de lo que se describe en el artículo de Freedman, luego podrían favorecer la técnica JAGB respecto a las demás. Pero lo que parece claro es que en el JWST, con su excelente sensibilidad en el infrarrojo y por sus grandes limitaciones de tiempo de uso, es mucho mejor aplicar los métodos JAGB y TRGB a galaxias cercanas, en lugar de estudiar cefeidas, donde hay que combinar los datos con HST (pues lleva muchísimos años estudiándolas).

Te recuerdo que la escalera de distancias tiene tres escalones, un primer escalón de calibración con los tres métodos (JAGB, TRGB y cefeidas) de galaxias cercanas, sin supernovas Ia; un segundo escalón con galaxias cercanas que tienen supernovas; y finalmente el tercer escalón donde se usan las supernovas Ia para estimar la constante de Hubble. Como muestran estas figuras para la galaxia NGC 4258, para la que existe una medida de su distancia usando el método de la paralaje, las distancias JAGB y TRGB son las que mejor se ajustan entre sí; la comparación entre JAGB y cefeidas, y entre TRGB y cefeidas muestra un error mayor; más aún, la comparación de las cefeidas de SH0ES (con HST) y de CCHP con JWST muestra un error incluso mayor.

Según el artículo de Freedman estas diferencias entre las cefeidas y los métodos JAGB y TRGB son suficientes para explicar las diferencias entre las tres estimaciones de la constante de Hubble. Los valores obtenidos (con errores estadísticos y sistemáticos sin combinar, como se hizo en el primer párrafo) son H₀ = 67.96 ± 1.85 (stat) ± 1.90 (sys) km/s/Mpc para JABG, H₀  = 69.85 ± 1.75 (stat) ± 1.54 (sys) para TRGB, y H₀ = 72.05 ± 1.86 (stat) ± 3.10 (sys) km/s/Mpc para cefeidas. La combinación de los tres métodos conduce a H₀ = 69.96 ± 1.05 (stat) ± 1.12 (sys) km/s/Mpc. Como muestra esta figura que compara los resultados cosmológicos del telescopio espacial Planck, con los resultados galácticos de DESI y los nuevos resultados de CCHP con el JWST, el resultado cosmológico es el que menor error tiene con gran diferencia.

En resumen, el nuevo artículo de Freedman (CCHP) muestra resultados interesantes, pero que con seguridad cambiarán mucho en los próximos años. Y no sabemos en qué sentido lo harán. El artículo presenta cierto sesgo de confirmación hacia favorecer la hipótesis de que hay errores sistemáticos en la calibración de distancias con cefeidas. Se incluye esta figura que muestra en rojo todas las estimaciones de la constante de Hubble usando una calibración con cefeidas (puntos rojos) junto a todas las estimaciones que no las usan (puntos azules). En opinión de Freedman y sus colegas esta figura deja claro que parece existir un sesgo estadístico en la calibración con cefeidas hacia valores más altos de H₀. Aunque, como no aparecen las barras de error no queda claro que estas barras de error son enormes para la mayoría de los puntos azules. El problema de la constante de Hubble es muy competitivo y la competencia lleva a muchos sesgos en la interpretación de los resultados. Que no te engañen, ni los resultados publicados en artículos científicos, ni los comentarios que puedas leer en blogs, incluido este. El problema está abierto y hasta que no se cierre no se puede afirmar nada en firme. Siento acabar con esto, pero mi sesgo personal sigue apuntando a errores sistemáticos en el uso de las cefeidas.

Por cierto, en este vídeo de YouTube, «The Status of the Chicago-Carnegie Hubble Program (with JWST data) – Wendy Freedman & Barry Madore,» Cosmology Talks, 16 Aug 2024, puedes disfrutar de una entrevista a Wendy Freedman y Barry Madore sobre los últimos resultados de CCHP. Escuchar a los científicos en primera persona siempre es recomendable.