¿Por qué una línea en el mapa de galaxias puede medir las propiedades de todo el universo? Cuestión de geometría. Cuando los astrónomos cuentan la frecuencia de pares de galaxias a diferentes distancias, obtienen un campo con signos más y menos: en algunos lugares las galaxias se agrupan más de lo aleatorio (más), en otros menos (menos). El límite entre estas regiones —la línea nodal— se sitúa donde la correlación se anula. Su posición depende únicamente de la estructura del espacio-tiempo (parámetros $Ω_m$ y h), pero no del brillo total de las galaxias ni de la precisión de los ajustes del telescopio. Imagina que todos los números en el mapa se multiplicaran por dos: los signos más seguirían siendo más, los menos menos, y la línea no se movería.
Tomando datos del sondeo DESI DR1, los científicos trazaron dicha línea para varios conjuntos de galaxias. Resultó que su pendiente y desplazamiento están determinados por la combinación $Ω_m$ $h^{3/2}$, y al añadir información de las oscilaciones acústicas de bariones —una onda sonora "congelada" del universo temprano— se puede extraer directamente la constante de Hubble. El valor obtenido (H0 = 0,719 ± 0,032) no depende de la calibración de épocas tempranas y, por tanto, ayuda a resolver la tensión de larga data en cosmología. Así, una delgada línea negra se convierte en una brújula geométrica, inmune a los desplazamientos sistemáticos.
La línea nodal es invariante ante la multiplicación de la función de correlación por cualquier número positivo. Dicho de otro modo, si las galaxias se volvieran el doble de brillantes o más tenues, la isoterma cero no se movería ni un píxel: un testigo geométrico perfecto, inmune a las tentaciones de los errores sistemáticos.