Talvez o maior e mais frustrante mistério da cosmologia seja o Problema de tensão do Hubble. Simplificando, todas as evidências observacionais que temos apontam para um Universo que começou num estado quente e denso, e depois expandiu-se a um ritmo cada vez maior para se tornar o Universo que vemos hoje. Todas as medidas dessa expansão concordam com isso, mas onde eles não concordam é sobre qual é exatamente essa taxa. Podemos medir a expansão de muitas maneiras diferentes e, embora estejam na mesma estimativa geral, as suas incertezas são tão pequenas agora que não se sobrepõem. Não há valor para o parâmetro Hubble que se enquadre na incerteza de todas as medições, daí o problema.
É claro que a maioria dos resultados depende de uma longa cadeia de resultados observacionais. Quando medimos a expansão cósmica usando supernovas distantes, por exemplo, o resultado depende das distâncias derivadas dessas supernovas, conforme encontradas através do escada de distância cósmica, onde distâncias cada vez maiores são determinadas com base na distância de coisas mais próximas. Então, a partir da paralaxe, medimos distâncias estelares próximas, usamos isso para calibrar um tipo de estrela variável conhecida como variáveis Cefeidas, usamos Cefeidas para medir distâncias galácticas em nosso grupo local, usamos isso para padronizar o brilho das supernovas do Tipo Ia e, finalmente, usamos aqueles supernovas para medir as galáxias mais distantes.
Cada degrau na escada da distância cósmica tem uma certa incerteza e isso leva ao próximo nível. Portanto, se um tipo de medida de distância estiver realmente errada, isso prejudicaria a nossa medida de expansão cósmica para qualquer método que dependa da escada de distância. Como resultado, os astrônomos começaram a observar mais de perto vários degraus da escada, em busca de um erro que resolveria o problema da tensão. Muito disso se concentrou nas estrelas variáveis Cefeidas.
As variáveis cefeidas são um tipo de estrela variável que varia em brilho a uma taxa proporcional à sua luminosidade geral. Esta relação período-luminosidade foi descoberto pela primeira vez por Henrietta Leavitt em 1800, e tem sido central para a cosmologia desde então. Se você medir o período de uma Cefeida, conhecerá seu brilho real e o comparará com seu brilho aparente para determinar sua distância. As cefeidas foram usadas por Edwin Hubble para descobrir a expansão cósmica, e o método provou ser bastante confiável.
Mas ao longo dos anos descobrimos que a relação período-luminosidade de Leavitt é um pouco mais subtil do que se pensava originalmente. Por exemplo, sabemos agora que o período de uma Cefeida é ligeiramente diferente com base na sua metalicidade e outros factores. Talvez haja alguma variação nos dados que perdemos.
Há alguns anos, as observações das Cefeidas do Hubble foram usadas para ver se os ajustes na relação período-luminosidade poderiam explicar a tensão do Hubble, mas os resultados não pareciam promissores. Agora, um estudo usando observações do JWST foi divulgado. Uma vantagem do JWST sobre o Hubble é que Webb observa Cefeidas em luz infravermelha, que penetra mais facilmente na poeira interestelar. As observações de Webb também são melhores para abordar a questão da “aglomeração”, onde a luz da Cefeida pode ser um pouco ofuscada pela luz das estrelas no mesmo aglomerado. Portanto, estes últimos resultados são as observações mais precisas das Cefeidas que temos. Neste novo estudo, a equipe analisou mais de mil variáveis de Cefeidas e foi capaz de identificar a relação de distância das Cefeidas com extrema precisão. A partir disso, eles provaram que o erro da variável Cefeida não pode explicar a tensão de Hubble.
A solução Cefeida para o problema da tensão é descartada em um nível estatístico de 8 sigma. Na ciência, um Resultado 5 sigma é considerado “certo”, então a tensão do Hubble é muito, muito real. Quer se trate da estrutura do espaço-tempo, da energia escura ou de algo que ainda não descobrimos, há algo que simplesmente não entendemos sobre a expansão cósmica.
Referência: Riess, Adam G., et al. “As observações do JWST rejeitam a aglomeração não reconhecida da fotometria Cefeida como uma explicação para a tensão de Hubble na confiança de 8 sigma.” Pré-impressão arXiv arXiv:2401.04773 (2024).
