ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Frédéric Courbin, 14 de enero de 2026.

En esta charla voy a hablar de dos cosas: lentes gravitacionales y cosmología, y de cómo se puede aplicar el estudio de las lentes gravitacionales a la cosmología. En particular, de cómo se pueden medir los parámetros cosmológicos, especialmente la constante de Hubble, H₀.

Empecemos por la ley de Hubble que es la primera ley de la cosmología. Siempre digo que debería llamarse la ley de Lemaître porque fue el primero que la descubrió y publicó. Hoy en día sabemos que Hubble leyó el artículo de Lemaître de 1927 y dos años después publicó su propia teoría. Así funciona muchas veces la ciencia.

La ley de Hubble-Lemaître dice que cada galaxia que observamos parece alejarse de nosotros, y la velocidad de esa galaxia es mayor cuanto más lejana está, es una relación lineal:

Y esto parece un poco raro porque parece que todo se aleje de nosotros y que nosotros seamos el centro del Universo, pero hay que tener en cuenta que cada punto del Universo es equivalente, y esta ley se cumple en cualquier otro punto.

En la fórmula anterior H₀ és la llamada constante de Hubble y nos dice a qué ritmo se expande el Universo, en unas unidades muy raras: km/s/Mpc. Hoy en día sabemos que vale aproximadamente 70 km/s/Mpc

Para obtener esta ley, Hubble tuvo que medir la distancia y la velocidad de alejamiento de unas cuantas galaxias. Medir la velocidad es relativamente sencillo ya que se obtiene directamente del corrimiento al rojo de las líneas espectrales que se observa en los espectros, pero medir la distancia es muy difícil.

Para medir distancias tenemos, más o menos, dos métodos. Uno es el método de las candelas estándar: se mide el brillo del objeto, se supone que conocemos su brillo intrínseco y se compara con el brillo aparente; la diferencia se debe a la distancia. Por ejemplo, una supernova de tipo Ia explota siempre con el mismo brillo (al menos eso creemos), y una  supernova más brillante estará más cerca que una menos brillante. El otro método es el de los metros estándar. Aquí se supone que conocemos el tamaño físico de un objeto de un cierto tipo. Se mide su tamaño aparente y a partir de eso se deduce la distancia. Ninguno de estos métodos es perfecto, y ese es el gran problema. Además tenemos el método de las lentes gravitatorias, que no encajan en ninguna de estas dos categorías, y os explicaré cómo funcionan.

Gracias a las supernovas de tipo Ia se midió la aceleración de la expansión del universo. Ese descubrimiento dio lugar al Premio Nobel en 2011, y la consecuencia es la hipótesis de la existencia de una energía oscura repulsiva que explicaría la expansión acelerada del universo. Todos los modelos cosmológicos dependen, al final, de esta constante de Hubble, y el problema que tenemos actualmente en astronomía, astrofísica y cosmología observacional es lo que llamamos la “tensión de Hubble”, es decir, que tenemos dos medidas distintas de H₀ que deberían coincidir, pero no lo hacen.

Un método utiliza el mapa del cielo en microondas como metro estándar. En este mapa, cada mancha tiene una temperatura cercana a 2,7 kelvin, con pequeñas desviaciones, que son las que vemos en la figura 1.

Figura 1. Radiación cósmica de fondo

Si se mide la separación angular entre dos puntos de temperaturas distintas —rojos, azules o verdes— y se hace un histograma se obtiene la siguiente gráfica (figura 2). En el eje horizontal tenemos la separación angular entre dos regiones del mapa, y en el vertical el número de pares con esa separación.

Figura 2. Histograma de la radiación cósmica de fondo

Esto muestra que hay muchas más regiones separadas por aproximadamente un grado en el cielo que por otros valores. Ese ángulo es el metro estándar. Se puede calcular que ese ángulo de un grado corresponde, en el modelo cosmológico actual, a unos 147 Mpc. De esta manera tenemos un ángulo conocido, un metro estándar, y podemos deducir la distancia hasta el fondo cósmico de microondas. Lo que mide el fondo cosmológico es la distancia hasta la época en la que se emitió esa radiación. Se observa hoy, pero corresponde a un corrimiento al rojo de aproximadamente z = 1100.

Figura 3. Constante de Hubble des de z=1100 hasta hoy en día

En la figura 3 podemos ver cómo ha cambiado el valor de la constante de Hubble a lo largo del tiempo. Con la radiación de fondo cósmica medimos H(z) en z = 1100, aplicamos el modelo cosmológico y obtenemos la curva que se ve en la gráfica. Al principio el Universo se desaceleró y a partir de un momento dado empezó a acelerarse. Siguiendo esa curva hasta z = 0 obtenemos H₀. El valor resultante es de alrededor de 67 km/s/Mpc, con una precisión del 1%. Es una medida extremadamente precisa. Sin embargo, precisa no significa necesariamente correcta porque depende de la medida en z=1100 y del modelo cosmológico.

También se puede medir H₀ directamente usando objetos más cercanos como supernovas, y se obtiene un valor de 72 km/s/Mpc, con un error de aproximadamente el 2 %.

Evidentemente con los dos métodos deberíamos obtener el mismo valor y esto no ocurre. Es lo que se llama la Tensión de Hubble. Y hay un fuerte debate, ya que quienes miden el fondo cósmico de microondas dicen que su resultado es el correcto; y quienes hacen medidas directas dicen lo mismo; y los teóricos afirman que el modelo y la forma de la curva también son correctos. Se trata del gran problema de la cosmología actual.

Las lentes gravitacionales se pueden utilizar también para medir el valor de la constante de Hubble, y la gran ventaja de este método es que no depende de ningún otro: es completamente independiente. Por eso es tan importante. Vamos a ver cómo funciona.

Antes de hablar de lentes gravitacionales, tengo que decir algunas palabras sobre los cuásares, porque nos ayudan a medir lo que se llama el desfase temporal, que es la cantidad directamente relacionada con H₀.

Un cuásar es un agujero negro en el centro de una galaxia, un agujero negro supermasivo, con millones de masas solares. El agujero negro en sí no se ve, pero la materia que cae en él se calienta, emite radiación y brilla intensamente. Vemos así el centro de muchas galaxias —no de todas, pero sí de muchas— donde la materia cae hacia el agujero negro y emite luz que se puede observar a enormes distancias.

La tasa de caída de materia no es constante: a veces cae un poco más, a veces un poco menos, y por eso el brillo varía con el tiempo. A esta región luminosa asociada al agujero negro supermasivo se la llama cuásar, nombre que viene de quasi-star (cuasi-estrella), porque cuando se descubrieron, con telescopios terrestres se veían simplemente como un punto, similar a una estrella. Sin embargo, al analizar su espectro se vio que no eran estrellas, de ahí el nombre.

Si entre un cuásar y el observador hay una galaxia, esta galaxia actúa como una lente desviando la luz, de manera similar a una lente óptica (figura 4). La galaxia genera un pozo gravitacional que deforma el espacio. Si una partícula cae en ese pozo, su trayectoria depende de la forma del potencial gravitacional. Lo mismo ocurre con la luz: al pasar cerca del pozo gravitacional no cae en él, pero sí se desvía.

Figura 4. Esquema de una lente gravitatoria

Esta desviación produce varias imágenes de la fuente original. En este esquema tenemos un cuásar, una galaxia que actúa como lente gravitacional, y la luz puede seguir distintos caminos. Desde el punto de vista del observador, se ven dos imágenes del mismo cuásar. A veces son cuatro, y en casos más complejos incluso seis.

Todo esto depende de la geometría del sistema y de la distancia recorrida por los fotones en cada trayectoria. Como los caminos no tienen la misma longitud, la luz no llega al mismo tiempo. Por eso, si el cuásar presenta variaciones de brillo, estas se observan en las distintas imágenes con un cierto retraso. A esto se le llama el desfase temporal.

Este desfase temporal se puede medir, y existe una fórmula que lo relaciona con las distancias en el Universo y otros parámetros (figura 5). Se trata de un método propuesto por el astrónomo danés Sjur Refsdal en 1964.

Figura 5. Fórmula de Refsdal para las lentes gravitatorias

Lo importante aquí es que, a partir del modelo del pozo gravitacional del objeto central y del desfase temporal, se puede deducir H₀. En un universo más pequeño, H₀ es mayor; en un universo más grande, H₀ es menor. El desfase temporal varía de forma inversa: un desfase pequeño implica un H₀ grande, y viceversa. Por lo tanto, distintos valores de H₀ producen distintos desfases temporales.

Os muestro algunos ejemplos reales de lentes gravitatorias de cuásares (figura 6).

Figura 6. Ejemplos de lentes gravitatorias

Todas estas imágenes provienen del telescopio espacial. Son objetos extremadamente pequeños en el cielo: del orden de un segundo de arco. Para hacerse una idea, un segundo de arco es aproximadamente el tamaño angular de un cráter de un kilómetro en la Luna visto desde la Tierra. Es muy pequeño.

Para que el método funcione, necesitamos medir los desfases temporales y modelar correctamente el pozo gravitacional de la lente, que es el objeto central. Finalmente, también hay que tener en cuenta todos los objetos que se encuentran a lo largo de la línea de visión, ya que también contribuyen a desviar la luz. El efecto principal proviene de la lente principal, pero otras galaxias a lo largo del trayecto de la luz también influyen en la geometría del sistema.

Así pues, para obtener todos estos datos tenemos que observar estos cuásares de forma continua para ver cómo varía el brillo de las imágenes lenteadas del cuásar. Para ello usamos varios telescopios: uno en Uzbekistán, dos en Chile —en el observatorio de La Silla y en Paranal, en la ESO—, uno en el Observatorio de Haute-Provence, en Francia, y el telescopio nórdico en La Palma. La idea es observar cada dos o tres noches durante muchos años. Es un proyecto complejo y costoso: cada punto de una curva de luz cuesta del orden de 500 euros.

Como estos telescopios están en la Tierra, las imágenes de los lentes son borrosas debido a la atmósfera. Por eso es necesario aplicar técnicas de procesamiento de imagen para mejorar la nitidez. Esto se hace mediante algoritmos de deconvolución.

Estas son curvas de luz de un cuásar cuádruple (figura 7). Cada una corresponde a una imagen distinta del mismo cuásar. A simple vista ya se aprecia el desfase temporal entre ellas. En el eje horizontal está el tiempo y en el vertical el brillo. La idea es medir cuántos días, semanas, meses o años separan las variaciones entre las distintas curvas.

Figura 7. Curvas de luz de un cuásar cuádruple

Os muestro un ejemplo que me gusta especialmente porque lo ilustra muy bien: aquí hay seis imágenes del mismo cuásar (figura 8). Al principio pensamos que se trataba de dos cuásares distintos, uno con cuatro imágenes y otro con dos. Sin embargo, al analizar las curvas de luz vimos que las variaciones de estas dos imágenes eran idénticas entre sí, y distintas de las otras cuatro. Eso demuestra que todas las imágenes corresponden al mismo cuásar.

Figura 8. Cuásar séxtuple

En este objeto tenemos muchos desfases temporales distintos, lo que lo convierte en un sistema muy potente para medir la constante de Hubble mediante lentes gravitacionales. Este ejemplo es solo para ilustrar el tipo de datos que obtenemos.

Una vez que obtenemos las curvas de luz, el análisis no termina ahí. En principio, después de corregir el desfase, todas las curvas deberían coincidir exactamente. Sin embargo, no es así. La razón es que delante de cada imagen del cuásar hay también estrellas de la galaxia lente. Estas estrellas son distintas para cada imagen y producen un efecto adicional de lente gravitacional que introduce variaciones de brillo independientes en cada imagen. Este fenómeno se llama microlenteo gravitacional.

Este efecto se puede modelar, por ejemplo, con una pendiente por año, un polinomio u otro tipo de función, y luego corregirlo. Pero es un trabajo largo y delicado, y por eso necesitamos observar durante muchos años. En algunos periodos se puede medir muy bien el desfase temporal, mientras que en otros es mucho más difícil debido al paso de estrellas frente a la imagen. Estos son efectos muy pequeños, de ahí el nombre microlenteo: los ángulos de desviación son del orden de microsegundos de arco.

Después de corregir estos efectos, finalmente obtenemos el Δt que aparece en la ecuación. El siguiente paso es determinar el pozo gravitacional de la lente. Para ello utilizamos imágenes de muy alta resolución, como las del telescopio espacial. Aquí vemos un ejemplo de galaxia lente y el anillo de Einstein (figura 9). El grosor del anillo nos permite medir la pendiente del perfil de masa de la lente en esta región (flecha en la figura), que es la más relevante para el cálculo del desfase temporal.

Figura 9. Ejemplo de lente gravitatoria y anillo de Einstein

Sin embargo, no podemos conocer el pozo gravitacional completo solo a partir de las lentes, porque las galaxias tienen mucha materia oscura, que desconocemos. Por lo tanto, en el modelo hay que incluir un perfil de materia oscura y restringir sus parámetros. Pero estos parámetros no se pueden fijar únicamente con las imágenes: la masa total que genera el pozo gravitacional proviene tanto de la parte visible de la galaxia como de la materia oscura, si esta existe.

Aquí vemos nuevamente el sistema con seis imágenes (figura 10). Se puede ver una imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble (izquierda) y la misma obtenida por el telescopio James Webb (derecha). La diferencia es notable: el anillo de Einstein se ve mucho mejor con el James Webb, no sólo porque el telescopio es más grande, sino también porque observa en el infrarrojo, donde las galaxias lejanas se detectan mejor que en el óptico. Una imagen es óptica y la otra infrarroja.

Figura 10. La misma lente gravitatoria fotografiada por los telescopios Hubble y James Web

El campo de visión aquí es de unos cinco segundos de arco. Para comparar, la resolución del telescopio de Sabadell es de unos tres segundos de arco. Con un telescopio así, este objeto ocuparía apenas unos pocos píxeles en toda la imagen.

Otra forma de obtener observaciones de alta calidad desde Tierra es mediante óptica adaptativa, como la que existe en el VLT. Se dispara un láser para crear una estrella artificial brillante cerca del objeto observado, y se utiliza para corregir la turbulencia atmosférica. Un espejo deformable, situado en el foco del telescopio, vibra y corrige en tiempo real las distorsiones producidas por la atmósfera. El mismo principio se aplicará en el Extremely Large Telescope, que se está construyendo en Chile. Este telescopio de 39 metros tendrá una resolución —una nitidez— entre cinco y seis veces mejor que la del James Webb, pero además con un poder colector mucho mayor: podrá recoger muchos más fotones y, por lo tanto, observar objetos mucho más débiles. Estas son las herramientas que vamos a utilizar en un futuro cercano. Esperamos que el ELT empezará sus observaciones en 2028.

Después de hacer todo este proceso para muchas lentes gravitatorias hemos obtenido un valor de la constante de Hubble de 73,7 km/s/Mpc. Así pues, la tendencia es clara: los resultados tienden a confirmar la llamada tensión de Hubble.

Ahora bien, en el modelo que utilizamos medimos bien la pendiente del perfil de masa allí donde aparecen los arcos o las imágenes del cuásar, pero no necesariamente en el centro de la galaxia. ¿Por qué es importante esto? Porque existen distintos modelos de distribución de masa que pueden reproducir exactamente la misma imagen observada, pero que predicen distintos desfases temporales.

Por eso no basta con conocer la pendiente del perfil de masa solo en esta región; también necesitamos información del centro de la galaxia. Pero con las lentes gravitacionales solas no tenemos esos datos. Aquí es donde entran nuevas observaciones, por ejemplo con espectroscopía del James Webb. El James Webb puede hacer lo que se llama espectroscopía de campo integral: son observaciones en las que cada píxel contiene un espectro.

Esto es importante porque cada espectro lleva la firma de las estrellas contenidas en ese píxel. Las estrellas no se ven individualmente, pero su movimiento interno ensancha las líneas espectrales. Si las estrellas no se movieran, las líneas serían muy estrechas. El ensanchamiento de las líneas depende de la profundidad del pozo gravitacional. Si el pozo gravitacional es profundo, las estrellas se mueven más rápido; si es más plano, se mueven más lentamente. Midiendo este ensanchamiento podemos determinar la dinámica estelar de la galaxia lente, es decir, el movimiento de las estrellas dentro de ella. Esto se puede medir en muchas posiciones, incluso en el centro de la galaxia.

Así, combinamos las imágenes del James Webb con la espectroscopía para reconstruir el pozo gravitacional completo a lo largo de todo el campo de visión. Esto nos da restricciones mucho más fuertes sobre la forma real del potencial gravitacional, que antes podía variar casi libremente.

En conclusión, si hacemos este análisis —combinando lentes gravitacionales y dinámica estelar— para la muestra actual, que por ahora incluye solo siete lentes bien estudiados (aunque tenemos desfases temporales medidos para unos 50 cuásares), obtenemos un valor de H₀ cercano a 72 km/s/Mpc.

No podemos decir todavía que esto sea una prueba definitiva de la tensión de Hubble, pero sí es el único método completamente independiente de los demás que confirma esta discrepancia. Lo más probable es que tengamos que revisar el modelo cosmológico estándar, ya que la curva que se obtiene con él (figura 3) no es correcta.

Sin embargo, no se puede simplemente modificar la curva para que pase por el punto correcto, ya que al cambiar la curva se modifican también la cantidad de energía oscura y de materia oscura, lo que afecta inmediatamente las predicciones del fondo cósmico de microondas. No se puede resolver un problema introduciendo otro.

Por eso la situación es tan difícil. La cosmología se enfrenta actualmente a un problema profundo. Aunque la diferencia entre estos dos puntos pueda parecer pequeña, sus consecuencias pueden ser enormes: por ejemplo, podría significar que la energía oscura no existe, o que la materia oscura no existe, o que hay que cambiar algo fundamental en el modelo cosmológico.

Otra posibilidad es que sí existan la materia oscura y la energía oscura, pero que nuestra teoría de la gravedad no sea correcta. Eso implicaría revisar incluso la relatividad general, lo cual sería un cambio muy profundo.

Coloquio

En los diferentes métodos, ¿todos tienen el mismo rango de error o hay diferencias también en los posibles errores de las mediciones?
Aquí tenemos un método con errores muy pequeños y, la verdad, lo más probable es que sea correcto. En cambio, hay otros métodos con barras de error más grandes. Actualmente hay un proyecto europeo para obtener errores mucho más pequeños con distintos métodos.

Imagino que cada una de las imágenes que hemos visto es el resultado de la combinación de muchas imágenes para minimizar el ruido térmico de los sensores.
Sí, por ejemplo te muestro una imagen que corresponde a unas tres horas de observación con el telescopio espacial. Son varias imágenes apiladas, efectivamente.

Antes comentaste que el procesado era consecuencia de una deconvolución. ¿Utilizáis también procesos de inteligencia artificial para mejorar las imágenes?
No. En inteligencia artificial existe lo que se llama “alucinaciones”: el algoritmo puede producir estructuras que no existen o modificar el flujo real de los píxeles. Eso puede ser útil para obtener imágenes visualmente nítidas, por ejemplo en radiografías médicas para detectar rápidamente un tumor, porque luego se puede repetir la prueba o comprobar desde otro ángulo. Pero aquí no es posible: cada imagen cuesta mucho obtenerla y, después del procesado, no siempre se sabe si el resultado es fiel. Por eso usamos métodos más clásicos de deconvolución.