Isso foi no início dos anos 1990. O Observatório Carnegie em Pasadena, Califórnia, está vazio para as férias de Natal. Wendy Friedman, sozinha na biblioteca, estava trabalhando em um problema enorme e espinhoso: a taxa de expansão do universo. Carnegie foi um terreno fértil para esse tipo de trabalho. Foi aqui, em 1929, que Edwin Hubble viu pela primeira vez galáxias distantes voando para longe da Via Láctea, saltando no fluxo externo do espaço em expansão. A velocidade desse fluxo ficou conhecida como constante de Hubble.
O trabalho silencioso de Friedman foi logo interrompido quando o astrônomo Allan Sandage, o sucessor científico do Hubble, correu para a biblioteca e governou e refinou a constante de Hubble por décadas, defendendo consistentemente o ritmo lento de expansão. Friedman foi um dos últimos a defender taxas mais altas, e Sandage viu sua exploração herética.
“Ele estava com tanta raiva”, lembra Friedman, agora na University of Chicago, Illinois, “que naquele momento percebi que estávamos sozinhos em todo o prédio. Dei um passo para trás e pensei que não estamos trabalhando no mais amigável dos campos da ciência."
Esse confronto diminuiu, mas não completamente. Sandage morreu em 2010, e então a maioria dos astrônomos convergiu para a constante de Hubble de banda estreita. No entanto, os dados mais recentes, que o próprio Sandage teria gostado, sugerem que a constante de Hubble é 8% menor do que o número principal. Por quase um século, os astrônomos o calcularam medindo cuidadosamente as distâncias na parte mais próxima do universo e avançando cada vez mais. Mas recentemente os astrofísicos mediram uma constante externa com base em mapas do fundo cósmico em micro-ondas (CMB), o brilho remanescente do Big Bang que se tornou o pano de fundo para o universo visível. Fazer suposições sobre como o push-and-pull de energia e matéria no universo mudou a taxa de expansão cósmica desde a formação da radiação cósmica de fundo,os astrofísicos podem pegar seus gráficos e ajustar a constante de Hubble para o universo local atual. Os números devem ser iguais. Mas eles não combinam.
Talvez haja algo errado com uma das abordagens. Ambos os lados estão procurando falhas em seus próprios métodos e nos de outros, e figuras importantes como Friedman estão correndo para apresentar suas próprias propostas. “Não sabemos aonde isso vai nos levar”, diz Friedman.
Mas se o acordo não for alcançado, ele se tornará uma fenda no firmamento da cosmologia moderna. Isso pode significar que as teorias existentes estão perdendo um ingrediente que interfere entre o presente e o passado antigo, tecido na cadeia de interações entre o CMB e a constante de Hubble atual. Nesse caso, a história se repetirá. Na década de 1990, Adam Riess, atualmente astrofísico da Universidade Johns Hopkins em Baltimore, Maryland, liderou uma das equipes que descobriram a energia escura, uma força repulsiva que acelera a expansão do universo. Este é um dos fatores que os cálculos do CMB devem levar em consideração.
Agora a equipe de Riesz está procurando pela constante do Hubble no espaço próximo e além. Seu propósito não é apenas esclarecer o número, mas também descobrir se ele muda com o tempo de tal forma que nem mesmo a energia escura pode explicá-lo. Até agora, ele tem pouca compreensão de qual pode ser o fator ausente. E ele está muito interessado no que está acontecendo.
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Em 1927, o Hubble foi além da Via Láctea, armado com o maior telescópio do mundo na época, o Telescópio Hooker de 2,5 metros, localizado no Monte Wilson acima de Pasadena. Ele fotografou os pontos espirais tênues que agora conhecemos como galáxias e mediu o avermelhamento de sua luz à medida que o Doppler muda para longas ondas de luz. Comparando o desvio para o vermelho das galáxias com seu brilho, o Hubble chegou a uma conclusão interessante: quanto mais fraca e, presumivelmente, quanto mais distante uma galáxia estava, mais rápido ela estava recuando. Consequentemente, o universo está se expandindo. Isso significa que o Universo tem uma idade finita, que começou com o Big Bang.
Contradição cósmica
O debate sobre a constante de Hubble e a taxa de expansão do Universo começou a jogar com vigor renovado. Os astrônomos chegaram em uma determinada data usando a escada clássica de distâncias, ou observações astronômicas do universo local. Mas esses valores entram em conflito com estimativas cosmológicas feitas a partir de mapas do universo primitivo e vinculados aos dias atuais. Segue-se dessa controvérsia que o crescimento do universo pode alimentar o ingrediente que falta.
Para determinar a taxa de expansão - e a constante correspondente - o Hubble precisava de distâncias reais para as galáxias, não apenas distâncias relativas com base em seu brilho aparente. Portanto, ele iniciou o laborioso processo de construção de uma escada remota - da Via Láctea às galáxias vizinhas e além, às próprias fronteiras do espaço em expansão. Cada degrau da escada deve ser calibrado com "velas padrão": objetos que se movem, pulsam, piscam ou giram de forma que você possa dizer exatamente a que distância eles estão.
O primeiro estágio parecia bastante confiável: estrelas variáveis chamadas cefeidas, que aumentam e diminuem de brilho ao longo de vários dias ou semanas. A duração deste ciclo indica o brilho interno da estrela. Comparando o brilho observado da Cefeida com o brilho que emana de suas vibrações, Hubble foi capaz de calcular a distância até ele. O telescópio Mount Wilson foi capaz de distinguir várias Cefeidas em galáxias próximas. Para galáxias distantes, ele presumiu que as estrelas brilhantes nelas teriam o mesmo brilho interno. Mesmo nas galáxias mais distantes, sugeriu Hubble, haverá velas padrão com luminosidade uniforme.
Obviamente, essas suposições não eram as melhores. A primeira constante publicada pelo Hubble foi de 500 quilômetros por segundo por megaparsec - ou seja, para cada 3,25 milhões de anos-luz que ele perscrutou o espaço, o universo em expansão estava empurrando galáxias 500 quilômetros por segundo mais rápido. Esse número estava incorreto e implicava que o universo tinha apenas 2 bilhões de anos, ou seja, quase sete vezes menos do que se acredita hoje. Mas aquilo era apenas o começo.
Em 1949, a construção do telescópio de 5,1 metros foi concluída em Palomar, no sul da Califórnia, bem a tempo do ataque cardíaco de Hubble. Ele entregou o manto para Sandage, um observador de trunfo que passou as décadas seguintes desenvolvendo chapas fotográficas durante as sessões noturnas, trabalhando com o gigantesco aparelho do telescópio, tremendo de frio e precisando de descanso.
Com a resolução mais alta e o alto poder de coleta de luz de Palomar, Sandage foi capaz de pescar Cefeidas de galáxias mais distantes. Ele também percebeu que as estrelas brilhantes de Hubble eram, em essência, aglomerados estelares inteiros. Eles eram mais brilhantes por natureza e, portanto, muito mais distantes do que Hubble pensava, o que, entre outros ajustes, implicava uma constante de Hubble muito mais baixa. Na década de 1980, Sandage se fixou em 50, que defendeu ferozmente. Um de seus oponentes mais famosos, o astrônomo francês Gerard de Vaucouleurs, sugeriu um valor de 50. Um dos parâmetros mais importantes da cosmologia literalmente dobrou.
No final da década de 1990, Friedman, após sobreviver aos abusos verbais de Sandage, assumiu a tarefa de resolver esse quebra-cabeça com uma nova ferramenta, como se deliberadamente projetada para seu trabalho: o Telescópio Espacial Hubble. Sua visão clara da atmosfera permitiu à equipe de Friedman identificar Cefeidas 10 vezes mais do que Sandage fez com Palomar. Às vezes, nessas galáxias havia cefeidas e faróis mais brilhantes - supernovas do tipo Ia. Estas estrelas anãs brancas explodindo são visíveis através do espaço e explodem com brilho constante e máximo. Calibradas para as cefeidas, as supernovas podem ser usadas sozinhas para sondar os confins do espaço. Em 2001, a equipe de Friedman reduziu a constante de Hubble para 72 mais ou menos 8, encerrando a rivalidade Sandage-de Vaucouleurs. “Eu estava exausta”, diz ela. "Eu pensei,nunca volte a trabalhar na constante de Hubble."
Edwin Hubble
Mas então apareceu um físico que encontrou uma maneira independente de calcular a constante de Hubble usando o mais distante e desviado para o vermelho - o fundo de microondas. Em 2003, a sonda WMAP publicou seu primeiro mapa, que mostrava os espectros de flutuações de temperatura no CMB. Esse mapa não fornecia uma vela padrão, mas um critério padrão: um padrão de pontos quentes e frios na sopa primordial, criado por ondas sonoras que ondulavam por todo o universo recém-nascido.
Fazendo algumas suposições sobre os ingredientes desta sopa - na forma de partículas familiares, átomos e fótons, algumas substâncias invisíveis adicionais como matéria escura e energia escura - a equipe do WMAP foi capaz de calcular o tamanho físico dessas ondas sonoras primordiais. Ele pode ser comparado ao tamanho aparente das ondas sonoras registradas em pontos CMB. Essa comparação forneceu a distância até o fundo de microondas e o valor da taxa de expansão do Universo naquele momento inicial. Ao fazer suposições sobre como as partículas comuns, a energia escura e a matéria escura mudaram de expansão desde então, a equipe do WMAP foi capaz de alinhar a constante com sua taxa de variação atual. Eles deduziram originalmente um valor de 72, de acordo com o que Friedman descobriu.
Mas, desde então, as medições astronômicas da constante de Hubble mostraram valores mais altos, embora o erro tenha diminuído. Em publicações recentes, Riess deu um passo à frente usando uma câmera infravermelha instalada em 2009 no telescópio Hubble, que pode determinar as distâncias até as cefeidas da Via Láctea e destacar seus primos mais distantes e vermelhos entre as estrelas mais azuis que normalmente circundam as cefeidas. O último resultado dado pela equipe Riess foi 73,24.
Enquanto isso, a missão Planck (ESA), que mostrou o CMB em alta resolução e com maior precisão de temperatura, parou em 67,8. De acordo com as leis da estatística, essas duas quantidades são separadas por uma lacuna de 3,4 sigma - não 5 sigma, que na física de partículas fala de um resultado significativo, mas quase. “É difícil explicar por erro estatístico”, diz Chuck Bennett, astrofísico da Universidade Johns Hopkins que liderou a equipe WMAP.
Cada lado aponta um dedo para o outro. Georg Ephstatius, cosmologista-chefe da equipe de Planck na Universidade de Cambridge, diz que os dados de Planck são "absolutamente inabaláveis". Uma nova análise dos resultados de Planck em 2013 o fez pensar. Ele baixou os dados de Riesz e publicou sua própria análise com uma constante de Hubble mais baixa e menos precisa. Ele acredita que os astrônomos tatearam em busca de uma escada "suja".
Em resposta, os astrônomos afirmam estar fazendo uma medição real do Universo moderno, já que o método de medição CMB se baseia em muitas suposições cosmológicas. Se eles não convergem, eles dizem, por que não mudar a cosmologia? Em vez disso, “Georg Ephstatius sai e diz: Vou repensar todos os seus dados”, diz Barry Mador, da Universidade de Chicago, marido e colega de Friedman desde os anos 1980. O que fazer? O nó górdio deve ser cortado.
Wendy Friedman acreditava que seu estudo de 2001 havia revelado a constante de Hubble, mas a polêmica reacendeu.
Do lado dos astrônomos, existe um método chamado lentes gravitacionais. Em torno de uma galáxia massiva, a própria gravidade distorce o espaço, formando uma lente gigante que pode distorcer a luz proveniente de uma fonte de luz distante, como um quasar. Se o alinhamento da lente e do quasar for certo, a luz percorrerá vários caminhos em direção à Terra e criará muitas imagens da galáxia da lente. Se você tiver sorte, o quasar mudará de brilho, ou seja, piscará. Cada imagem clonada também irá piscar, mas não ao mesmo tempo, porque os raios de luz de cada imagem seguem caminhos diferentes através do espaço distorcido. O atraso entre as oscilações indica a diferença nos comprimentos do caminho; combinando-os com o tamanho da galáxia, os astrônomos podem usar trigonometria para calcular a distância absoluta até a galáxia em lente. Apenas três galáxias foram medidas com cuidado desta forma e mais seis estão sendo estudadas. No final de janeiro, a astrofísica Sherri Suyu do Instituto Max Planck de Astrofísica da Alemanha e seus colegas publicaram seus melhores cálculos da constante de Hubble. “Nossa dimensão se encaixa na abordagem de distância em escada”, diz Suyu.
Enquanto isso, os cosmologistas também têm um trunfo na manga: oscilações acústicas bariônicas (BAO). Conforme o universo amadurece, as mesmas ondas sonoras que foram impressas no CMB deixaram aglomerados de matéria que cresceram em aglomerados galácticos. A localização das galáxias no céu deve preservar as proporções originais das ondas sonoras e, como antes, comparar o padrão aparente com seu tamanho real calculado determina a distância. Como o método CMB, o método BAO permite que uma suposição cosmológica seja feita. Mas, nos últimos anos, ele manteve os valores do Hubble constantes no mesmo nível de Planck. A quarta iteração do Sloan Digital Sky Survey, um levantamento global do céu que mapeia o mapa galáctico, ajudará a refinar essas medições.
Isso não significa que as equipes que disputam a escada de distâncias e o CMB estejam simplesmente esperando outras formas de resolver a disputa. Para solidificar a base da escada de distância, a distância até as Cefeidas na Via Láctea, a missão Gaia da Agência Espacial Européia está tentando determinar as distâncias exatas de um bilhão de estrelas próximas diferentes, incluindo as Cefeidas. Gaia, que orbita o Sol fora da Terra, usa a medida mais confiável: paralaxe, ou o deslocamento aparente das estrelas em relação ao fundo do céu, quando a espaçonave atinge pontos opostos em sua órbita. Quando o conjunto de dados Gaia completo for lançado em 2022, ele fornecerá terreno adicional para a confiança dos astrônomos. Riess já encontrou dicas a favor de sua constante de Hubble superior quando usou os resultados preliminares de Gaia.
Os cosmólogos também esperam solidificar suas medições com o telescópio cosmológico Atacama no Chile e o telescópio do Pólo Sul, que pode testar os resultados de alta precisão do Planck. E se os resultados se recusarem a convergir, então os teóricos tentarão fechar a lacuna. “É bom quando o modelo trava. A validação do modelo não é interessante."
Por exemplo, pode-se adicionar uma partícula extra ao Modelo Padrão do Universo. O CMB oferece uma estimativa do orçamento total de energia logo após o Big Bang, quando foi dividido em matéria e radiação de alta energia. Como segue da famosa fórmula de equivalência de Einstein E = mc2, a energia agia como matéria, desacelerando a expansão do espaço com sua gravidade. Mas a matéria é um freio mais eficaz. Com o tempo, a radiação - fótons de luz e outras partículas de luz como neutrinos - esfriou e perdeu energia, o efeito gravitacional enfraqueceu.
Três tipos de neutrinos são atualmente conhecidos. Se houvesse um quarto, como sugerido por alguns teóricos, haveria um pouco mais do lado da radiação no orçamento de energia original do universo, e essa parte se dissiparia mais rapidamente. Isso, por sua vez, significaria que o universo primitivo estava se expandindo mais rápido do que a lista de ingredientes da cosmologia moderna prevê. No futuro, essa adição poderia reconciliar dois resultados diferentes. Mas os detectores de neutrino ainda não revelaram quaisquer indícios de neutrinos do tipo 4, e outras medições de Planck limitaram a quantidade total de radiação em excesso.
Outra opção é a chamada energia escura fantasma. Os verdadeiros modelos cosmológicos significam potência constante pela energia escura. Se a energia escura ficar mais forte com o tempo, isso explicaria por que o cosmos está se expandindo mais rápido hoje do que se pensaria olhando para o universo primitivo. No entanto, a energia escura variável parece completamente redundante. Cosmologistas e astrofísicos tendem a acreditar que os problemas residem nos métodos existentes, e não na nova física.
Friedman acredita que a única solução - combater fogo com fogo - reside em novas observações do universo. Junto com Mador, eles se preparam para realizar uma medição separada, calibrada não só para Cefeidas, mas também para outros tipos de estrelas variáveis e gigantes vermelhas brilhantes. Os exemplos mais próximos podem ser estudados usando um telescópio automático de 30 centímetros de largura, e os distantes ajudarão a explorar os telescópios espaciais Hubble e Spitzer. Assim que for capaz de enfrentar o violento e sombrio Sandage, ela estará pronta para responder ao desafio ousado da equipe de Planck e Riesz.
“Eles disseram que estávamos errados. Bem, vamos ver”, ela brinca.
ILYA KHEL
