Escalera de distancias cósmicas

Nadie ha medido nunca directamente la distancia a otra galaxia — cada peldaño de la escalera se calibra con el que tiene debajo. La paralaje, fijada por pura geometría, establece la escala de las cefeidas cercanas; esas cefeidas calibran el brillo máximo de las supernovas de tipo Ia en sus galaxias anfitrionas; y las supernovas lo bastante lejanas como para mostrar la expansión cósmica calibran la propia constante de Hubble. Como cada paso hereda los errores de los anteriores, un pequeño error de calibración en el peldaño de la paralaje se propaga hasta afectar a la escala del universo observable — y es precisamente por eso que el desacuerdo actual entre las medidas de H0 basadas en la escalera y las del universo temprano, la 'tensión de Hubble', es un asunto tan importante en cosmología.

Una vela se ve más tenue cuanto más lejos está: el brillo disminuye con el cuadrado de la distancia. Así que, si sabes cuánta luz emite realmente un objeto, comparar eso con su brillo aparente te dice exactamente a qué distancia se encuentra. Los astrónomos llaman a ese objeto una candela estándar: una cefeida revela su luminosidad verdadera por la rapidez con que pulsa, y una supernova de tipo Ia por la forma de su curva de luz. El paralaje, el primer peldaño, es en cambio pura geometría, como el pulgar que salta sobre el fondo al cambiar de ojo.

Una cefeida no brilla de forma constante: se hincha y se encoge como un latido lento, impulsada por una capa interna de helio doblemente ionizado. Al comprimirse la estrella, esa capa se vuelve más opaca y atrapa calor, la presión aumenta y la empuja hacia afuera; al expandirse y enfriarse, el helio se recombina, la luz atrapada escapa y la capa vuelve a hundirse. Esta 'válvula de Eddington' fija el período de pulsación, y ese período es justo lo que revela la luminosidad real de la estrella, haciendo posible el segundo peldaño.