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On the Difficulties with Late-Time Solutions for the Hubble Tension

Este artículo demuestra que los modelos cosmológicos de tiempo tardío no pueden resolver simultáneamente la tensión de Hubble mientras se ajustan a los datos de SH0ES, DESI y supernovas a menos que invoquen mecanismos no físicos como un escalón abrupto de bajo desplazamiento al rojo en las magnitudes absolutas de las supernovas o una violación de la relación de dualidad de distancia, desacoplando efectivamente los conjuntos de datos en lugar de proporcionar una solución física genuina.

Autores originales: Prakhar Bansal, Dragan Huterer

Publicado 2026-02-09

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CC BY 4.0

Autores originales: Prakhar Bansal, Dragan Huterer

Artículo original bajo licencia CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Esta es una explicación generada por IA del artículo a continuación. No ha sido escrita ni avalada por los autores. Para mayor precisión técnica, consulte el artículo original. Leer descargo de responsabilidad completo

Imagina que el universo es un globo gigante que se está inflando. Durante décadas, los científicos han intentado medir exactamente con qué rapidez se infla este globo. Esta velocidad se llama la Constante de Hubble.

Aquí está el problema: Cuando miramos las "fotos de bebé" del universo (la luz del Big Bang), las matemáticas dicen que el globo se está inflando a una velocidad (llamémosla Velocidad A). Pero cuando miramos las "fotos de la adolescencia" (estrellas explotando cercanas), las matemáticas dicen que se está inflando mucho más rápido (Velocidad B).

Este desacuerdo se llama la "Tensión de Hubble". Es como si dos amigos midieran la velocidad de un mismo coche; uno dice 60 mph y el otro dice 75 mph. Ambos no pueden tener razón, a menos que uno esté usando un velocímetro roto o el coche esté haciendo algo extraño.

Este artículo, escrito por Prakhar Bansal y Dragan Huterer, plantea una pregunta muy específica: ¿Podemos solucionar esto cambiando cómo se expande el universo recientemente (en la era del "tiempo tardío")?

Aquí está el desglose de sus hallazgos, utilizando analogías sencillas:

1. El "Camino Suave" no funciona

Los científicos han intentado solucionar el problema sugiriendo que la velocidad de expansión del universo cambió de forma suave a lo largo del tiempo, como un coche que pisa el acelerador suavemente.

Los autores analizaron los números y descubrieron que los cambios suaves no funcionan. No importa cómo ajustes el "pedal del acelerador" (la tasa de expansión) en el pasado reciente, no puedes hacer que las matemáticas de la "foto de bebé" y las matemáticas de la "foto de la adolescencia" coincidan al mismo tiempo. Es como intentar arreglar un velocímetro roto simplemente conduciendo el coche de forma más suave; la aguja sigue estancada.

2. Los únicos "arreglos" son hacer trampa (o romper la física)

El artículo encuentra que puedes hacer que las matemáticas funcionen, pero solo si haces una de estas dos cosas muy extrañas:

Opción A: El "Interruptor Mágico" en las estrellas
Imagina que tienes una regla para medir la distancia. De repente, en un momento muy específico y muy reciente en el tiempo (cuando el universo era casi tan viejo como lo es ahora), la regla de repente se encoge o crece.

La afirmación del artículo: La única forma de ajustar los datos es si el "brillo" de las estrellas explosivas (supernovas de Tipo Ia) cambiara repentinamente a un desplazamiento al rojo muy bajo (aproximadamente $z \sim 0.01$ ).
La analogía: Es como si las estrellas hubieran decidido apagar repentinamente sus luces o subir su brillo al máximo justo ante nuestros ojos. Si permites que las estrellas cambien su brillo abruptamente, puedes separar las mediciones "cercanas" de las "lejanas".
El inconveniente: Esto se considera una solución "trivial". No explica realmente por qué existe la tensión; simplemente dice: "Digamos que las estrellas cercanas son diferentes de las lejanas para que las matemáticas funcionen". Efectivamente, ignora el conflicto en lugar de resolverlo.

Opción B: Romper las reglas de la geometría
Existe una regla fundamental en la física (llamada relación de dualidad de Etherington) que vincula qué tan brillante se ve un objeto con qué tan grande parece.

La afirmación del artículo: La única otra forma de solucionar la tensión es si esta regla se rompe.
La analogía: Imagina una regla que dice: "Si una pelota parece estar el doble de lejos, debe verse cuatro veces más pequeña". Si rompes esta regla, puedes hacer que las mediciones encajen.
El inconveniente: Esto es como decir que las leyes de la geometría son erróneas. Aunque es posible en teoría, es un cambio enorme y radical en nuestra comprensión del universo.

3. La solución del "Punto Medio" (El modelo físico)

Los autores también probaron un modelo físico más "real" que involucra un campo misterioso (un campo escalar) que interactúa con la gravedad.

El resultado: Este modelo funcionó mejor que la idea del "camino suave", pero aún no era perfecto. Logró que las matemáticas encajaran algo mejor, pero solo porque permitió que las estrellas cambiaran su brillo gradualmente durante un periodo más largo (alredido de $z \sim 0.15$ ).
La analogía: En lugar de un "interruptor mágico", esto es como un regulador de intensidad (dimmer) que baja las luces lentamente a lo largo de unos años. Ayuda un poco, pero no resuelve el problema tan bien como el "interruptor mágico" (Opción A) porque el cambio no fue lo suficientemente brusco como para separar completamente los datos en conflicto.

4. ¿Qué pasa con los nuevos datos?

Los autores también comprobaron si añadir un nuevo tipo de medición (Fluctuaciones de Brillo Superficial, o SBF — medir la "difuminación" de la luz de las galaxias) cambiaría sus conclusiones.

El resultado: No cambió mucho. Incluso con estos nuevos datos, la conclusión sigue siendo: no puedes solucionar la Tensión de Hubble con cambios simples y suaves en la historia de la expansión del universo. Sigues necesitando o un cambio repentino en el brillo de las estrellas o una ruptura en las leyes de la física.

La Conclusión Final

El artículo concluye que modificar la historia reciente de la expansión del universo no es una solución viable para la Tensión de Hubble.

Si quieres arreglar las matemáticas, tienes que:

Asumir que las estrellas explosivas cercanas cambiaron repentinamente su brillo (lo que efectivamente ignora el conflicto).
Asumir que las reglas fundamentales de cómo funcionan la luz y la distancia están rotas.

Los autores sugieren que la "Tensión de Hubble" probablemente no se resuelve ajustando la tasa de expansión, sino quizás buscando errores en las mediciones mismas o considerando la física del universo muy temprano (en lo cual este artículo no se centró).

Resumen Técnico: Sobre las dificultades de las soluciones de tiempo tardío para la tensión de Hubble

Planteamiento del problema
El artículo aborda la "tensión de Hubble", una discrepancia significativa ( $\sim 5\sigma$ ) entre la medición directa local de la constante de Hubble ( $H_0 \approx 73.04 \pm 1.04$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ) realizada por la colaboración SH0ES y el valor inferido a partir de la física del universo temprano mediante el Fondo Cósmico de Microondas (CMB) y las Oscilaciones Acústicas de Bariones (BAO) ( $H_0 \approx 67.14 \pm 0.47$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ). Aunque las soluciones del universo temprano (modificando el horizonte de sonido) son teóricamente posibles pero están finamente ajustadas, se ha sugerido que las soluciones de tiempo tardío (modificando la historia de la expansión en $z < 1$ ) son incluso menos factibles. Los autores pretenden demostrar cuantitativamente por qué los modelos fenomenológicos que modifican la historia de la expansión en el tiempo tardío luchan por ajustar simultáneamente las mediciones de SH0ES, las distancias de supernovas de Tipo Ia (SNIa) y los datos de BAO de DESI sin recurrir a mecanismos triviales o no físicos.

Metodología y modelos
Los autores asumen una cosmología espacialmente plana dentro de la Relatividad General y utilizan un análisis de Cadenas de Markov Monte Carlo (MCMC) (Cobaya/GetDist) para restringir los parámetros frente a un conjunto de datos combinado: BAO de DESI DR2, verosimilitud comprimida del CMB y el catálogo completo de SNIa PantheonPlus+SH0ES (incluyendo calibradores).

Investigan varios modelos fenomenológicos diseñados para alterar la historia de la expansión en el tiempo tardío:

$\Lambda$ CDM: El estándar de referencia.
$H_{step}$ : Un modelo que permite una transición de escalón brusca en el parámetro de Hubble $H(z)$ en un desplazamiento al rojo $z_t$ .
$M_{step}$ : Un modelo que permite un escalón brusco en la magnitud absoluta ( $M$ ) de las SNIa en $z_t$ , manteniendo la historia de expansión de $\Lambda$ CDM.
$H_{step} + M_{step}$ : Una combinación de ambas transiciones.
$w_0w_a + M_{step}$ : Un modelo utilizando la ecuación de estado de la energía oscura dinámica ( $w_0, w_a$ ) combinada con un $M_{step}$ .
Campo escalar con acoplamiento no mínimo: Un modelo físico (basado en Wolf et al.) que presenta una constante gravitacional $G_{eff}$ variante en el tiempo, la cual está vinculada fenomenológicamente a una transición suave en la magnitud absoluta de las SNIa.

El análisis también incorpora mediciones de distancia de Fluctuación de Brillo Superficial (SBF) para probar la robustez de las conclusiones frente a la especificidad de la calibración de SH0ES.

Resultados clave
El estudio arroja los siguientes hallazgos cuantitativos respecto a la bondad del ajuste ( $\Delta\chi^2$ relativo al mejor ajuste de $\Lambda$ CDM):

Fracaso de las modificaciones de la historia de la expansión: Los modelos que solo modifican la tasa de expansión (por ejemplo, $H_{step}$ , $w_0w_a$ CDM) no logran resolver la tensión. El modelo $H_{step}$ mejora el ajuste de manera insignificante ( $\Delta\chi^2 \approx -2$ ). Incluso con curvatura espacial ( $\Omega_K$ ) o energía oscura dinámica, la mejora es insuficiente para reconciliar los datos. El problema principal es que los datos de SNIa, cuando se anclan a las distancias BAO, prefieren una magnitud absoluta $M \approx -19.4$ , que está a $4\text{--}5\sigma$ del valor del calibrador de SH0ES ( $M \approx -19.25$ ). Modificar $H(z)$ no desacopla estas restricciones conflictivas.
La necesidad de una transición en $M$ : Se logra una mejora significativa en el ajuste ( $\Delta\chi^2 \approx -40$ $Δ χ^{2} \approx - 40$ a $-43$) solo mediante modelos que introducen un escalón brusco en la magnitud absoluta de las SNIa ( $M_{step}$ $M_{s t e p}$ ).
- La transición óptima ocurre en un desplazamiento al rojo muy bajo ( $z_t \approx 0.01$ ).
- Esto desacopla efectivamente la calibración de SH0ES (Cefeidas) del resto del diagrama de Hubble, permitiendo que las SNIa de alto desplazamiento al rojo se alineen con las restricciones de BAO/CMB mientras se preserva el valor local de SH0ES.
- Añadir un escalón en $H$ a un escalón en $M$ ( $H_{step}+M_{step}$ ) no proporciona ningún beneficio adicional significativo sobre el $M_{step}$ por sí solo.
Soluciones triviales alternativas: Los autores identifican que romper la relación de dualidad de distancia de Etherington ( $d_L = (1+z)^2 d_A$ ) es otra posibilidad teórica que desacoplaría las normalizaciones de BAO y SNIa, aunque esto representa una desviación radical de la física estándar.
Papel de los datos SBF: La inclusión de datos de Fluctuación de Brillo Superficial (SBF) calibrados mediante TRGB no altera las conclusiones cualitativas. Cuando se incluyen las incertidumbres sistemáticas en el punto cero de SBF, los datos se vuelven menos restrictivos, y la preferencia por una transición en $M$ sigue siendo el factor dominante para mejorar el ajuste.
Rendimiento del modelo físico: El modelo de campo escalar con acoplamiento no mínimo, que induce una transición suave en $G_{eff}$ y, por consiguiente, en $M$ , logra una mejora moderada ( $\Delta\chi^2 \approx -27$ ). Sin embargo, debido a que su transición es gradual y ocurre en $z \approx 0.15$ en lugar de la transición brusca y de bajo $z$ ( $z \approx 0.01$ ) preferida por los datos, no resuelve la tensión tan eficazmente como los modelos fenomenológicos de $M_{step}$ .

Significancia y conclusiones
El artículo concluye que las soluciones de tiempo tardío a la tensión de Hubble enfrentan un obstáculo geométrico y observacional fundamental: la calibración de las Cefeidas de SH0ES y la escalera de distancias BAO/SNIa están en conflicto directo respecto a la magnitud absoluta de las SNIa.

Los autores argumentan que cualquier modelo que modifique la historia de la expansión en el tiempo tardío solo puede ajustar satisfactoriamente el conjunto de datos si logra desacoplar efectivamente las mediciones de SH0ES del resto de los datos cosmológicos. Esto se logra ya sea:

Introduciendo un escalón brusco y no físico en la magnitud absoluta de las SNIa a un desplazamiento al rojo muy bajo ( $z \sim 0.01$ ).
Rompiendo la relación de dualidad de distancia de Etherington.

Los autores postulan que estas soluciones son "triviales" porque esencialmente eliminan la tensión descartando la consistencia entre la escalera de distancias local y las restricciones cosmológicas globales, en lugar de resolver la discrepancia física subyacente. Por consiguiente, los autores sugieren que las modificaciones de la historia de la expansión en el tiempo tardío por sí solas son poco probables de proporcionar una resolución convincente y no trivial a la tensión de Hubble.

1. El "Camino Suave" no funciona

2. Los únicos "arreglos" son hacer trampa (o romper la física)

3. La solución del "Punto Medio" (El modelo físico)

4. ¿Qué pasa con los nuevos datos?

La Conclusión Final

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