Cientistas acham que o universo está desacelerando. Devemos nos preocupar com isso?

Talvez os nossos cálculos sobre a velocidade de expansão do Universo tenham saído do rumo. Essa questão virou uma das maiores fontes de atrito na cosmologia moderna - e, ainda assim, pode ser que os investigadores finalmente estejam mais perto de chegar a um entendimento comum.

Entre os enigmas que tiram o sono de quem estuda o cosmos - matéria escura, assimetria entre matéria e antimatéria, energia escura, o destino de longo prazo do Universo - existe mais um que, sem competir em “importância”, certamente ocupa a gaveta do “problema que dá dor de cabeça”: por que o Universo parece não se expandir na mesma velocidade dependendo de como fazemos a medição?

Quando astrónomos observam estrelas que explodem relativamente perto de nós (supernovas) e usam esses eventos como referência, obtêm um valor para essa taxa de expansão. Já quando outros partem do sinal mais antigo que conseguimos medir - a radiação remanescente emitida algumas centenas de milhares de anos após o Big Bang, conhecida como fundo cósmico de micro-ondas - e calculam a expansão a partir daí com o auxílio do modelo padrão da cosmologia, chegam a outro número. A diferença pode parecer pequena, mas, para a ciência, uma “constante” que muda de acordo com o método é um problema sério.

Esse descompasso é chamado de tensão de Hubble e há anos alimenta a suspeita de que algo essencial esteja a escapar à nossa compreensão do Universo. Duas pesquisas publicadas em 3 de fevereiro na revista Astronomia e Astrofísica propõem uma forma alternativa de estimar a expansão cósmica. A conclusão é provocativa: o Universo pode estar a expandir-se bem mais devagar do que se acreditava.

Constante de Hubble: quando uma constante não se comporta como tal

Para acompanhar o debate, é preciso entender a constante de Hubble, batizada em homenagem a Edwin Hubble, que nos anos 1920 demonstrou que o Universo está em expansão. Na prática, ela descreve a rapidez com que o próprio espaço se dilata. A unidade usada é km/s/Mpc (quilómetros por segundo por megaparsec), sendo 1 Mpc ≈ 3,26 milhões de anos-luz.

O ponto crítico é que o valor depende do caminho escolhido para medi-lo:

• Medição local (supernovas próximas): cerca de 73 km/s/Mpc
  
• Medição em grande escala (fundo cósmico de micro-ondas + modelo padrão): cerca de 68 km/s/Mpc

A diferença entre as duas abordagens é de 5 km/s/Mpc. Em termos intuitivos: duas galáxias separadas por aproximadamente 3,26 milhões de anos-luz (1 Mpc) “deveriam” afastar-se a uma velocidade que, segundo um método, é 5 km/s maior do que a prevista pelo outro. Para a cosmologia, isto é um desvio grande - e, sobretudo, inesperado. Se a constante de Hubble é realmente uma constante, deveria haver um valor único a descrever a expansão do espaço em qualquer lugar. Se dois métodos robustos discordam, pelo menos um está enviesado - ou ambos estão a ignorar algum fator.

Durante anos, a comunidade explorou explicações possíveis sem chegar a um consenso. Isso leva a uma pergunta desconfortável: será que o modelo ΛCDM, base da cosmologia desde o fim dos anos 1990, tem uma falha estrutural?

O modelo invoca matéria escura para explicar por que as galáxias não se desfazem gravitacionalmente e energia escura para justificar por que a expansão do Universo acelera. Juntas, essas duas componentes somariam cerca de 95% do conteúdo do Universo - e, no entanto, nunca foram detetadas diretamente. Elas são aceitas porque, sem elas, as equações não fecham e o modelo ΛCDM deixa de descrever adequadamente o que observamos.

A tensão de Hubble agrava o dilema: se nem com essas “muletas” o modelo consegue produzir um valor coerente para a constante, talvez falte uma terceira peça - ou talvez uma das duas esteja mal formulada. Foi nesse espírito que duas equipas decidiram não depender nem das supernovas nem do fundo cósmico de micro-ondas e propuseram uma terceira via, pensada para ser independente dos vieses das abordagens tradicionais.

Constante de Hubble e os grupos de galáxias Centaurus A e M81: uma terceira via para a tensão de Hubble

Em vez de usar supernovas ou o fundo cósmico de micro-ondas, os autores focaram dois conjuntos de galáxias relativamente próximos: o grupo Centaurus A e o grupo M81. A ideia é explorar uma situação dinâmica pouco usada neste debate: ambos os grupos ficam “espremidos” entre duas influências opostas.

• De um lado, a gravidade das galáxias vizinhas, que tende a manter o grupo mais ligado.
• Do outro, o chamado fluxo cósmico: o efeito combinado da expansão impulsionada pela energia escura e da atração causada por estruturas ainda mais massivas e distantes, que “puxam” o conjunto enquanto o espaço se estica.

Ao modelar esse jogo de atração e afastamento - quem puxa quem, quão rápido cada galáxia se move e quanto disso é expansão do espaço - é possível inferir qual taxa de expansão local tornaria aquelas observações consistentes. Assim, obtém-se uma medida que não depende nem de supernovas nem do fundo cósmico de micro-ondas, e que, portanto, não herda diretamente os pontos fracos dessas duas cadeias de inferência.

O que os novos dados mudam dentro de cada grupo

A análise também revelou particularidades relevantes na arquitetura interna desses ambientes - detalhes que alteram estimativas antigas.

No grupo Centaurus A, a galáxia gigante que dá nome ao grupo aparentemente não domina o sistema sozinha como se pensava: os resultados indicam que ela forma um sistema binário com a galáxia M83. Em vez de um único centro de gravidade, a massa fica repartida entre dois corpos principais, o que enfraquece modelos anteriores baseados numa influência gravitacional centralizada.

O grupo M81 já era conhecido pelo par central M81–M82, mas as novas medições sugerem algo extra: a região interna do grupo está inclinada em cerca de 34° em relação ao seu entorno. Além disso, numa escala de aproximadamente 10 milhões de anos-luz, o grupo parece alinhar-se com uma grande estrutura em “folhas” de matéria que se estende na direção do grupo Centaurus A. Ou seja: são dois grupos distintos, mas inseridos numa mesma teia cósmica, o que interfere na leitura das suas dinâmicas.

Um valor mais baixo: 64 km/s/Mpc - e as implicações para o modelo ΛCDM

Separando o que é influência gravitacional interna do que é movimento devido à expansão, as equipas estimaram uma taxa própria para o esticamento do espaço. O número encontrado foi de 64 km/s/Mpc.

Esse resultado fica abaixo do valor local baseado em supernovas (73 km/s/Mpc) e, mais surpreendentemente, abaixo até do valor inferido a partir do fundo cósmico de micro-ondas (68 km/s/Mpc).

Se essa estimativa se sustentar, ela implica uma revisão relevante no panorama atual. Diante da tensão de Hubble, muitos teóricos estavam dispostos a recorrer a hipóteses radicais para “salvar” os modelos: procurar brechas na relatividade geral, propor uma energia escura que evolui com o tempo ou apostar em partículas quase indetetáveis. Em comum, essas tentativas procuravam uma “nova física” capaz de explicar um impasse que parecia insolúvel.

A leitura proposta pelas novas pesquisas vai noutra direção: os “ingredientes” do modelo ΛCDM - matéria comum, matéria escura e energia escura - poderiam ser suficientes para explicar a expansão, e a discrepância estaria sobretudo nas medições. Em especial, na forma como reconstruímos distâncias e movimentos no Universo.

Onde os métodos tradicionais podem estar a falhar

As abordagens clássicas apoiam-se em sequências de inferências longas e sensíveis:

• Supernovas: é necessário calibrar uma “escada de distâncias”, em que um padrão ajusta o seguinte; cada etapa acrescenta a sua própria incerteza e pode deslocar o resultado final.
• Fundo cósmico de micro-ondas: é preciso extrapolar a história do Universo desde os seus primeiros instantes usando um modelo teórico, assumindo que ele descreve corretamente todas as épocas.

Em outras palavras, nenhum dos dois métodos mede “de frente” a expansão tal como ela ocorre hoje: eles reconstroem a taxa de expansão por caminhos diferentes, ancorados em hipóteses e passos intermediários que podem introduzir viés.

Uma maneira de tensionar menos essas cadeias é combinar medições que não dependam da mesma calibração. Por exemplo, “sirenas-padrão” de ondas gravitacionais (eventos como fusões de estrelas de neutrões) permitem estimar distâncias por uma física diferente da das supernovas; quando há contrapartida eletromagnética, também se mede o desvio para o vermelho e obtém-se uma via adicional para a constante de Hubble. Outro avanço está no refinamento de paralaxes e movimentos próprios com levantamentos de alta precisão, que ajudam a reduzir erros sistemáticos na reconstrução de distâncias.

Também é importante considerar o papel da variância cósmica: medições feitas no “nosso bairro” podem ser afetadas por fluxos locais, estruturas próximas e geometrias particulares do ambiente. Mapear melhor esses fluxos e comparar diferentes regiões do Universo ajuda a separar o que é um efeito local do que é realmente cosmológico.

O que muda para nós - e o que ainda falta para encerrar a tensão de Hubble

Mesmo que o Universo esteja a expandir-se mais devagar do que se pensava, não há qualquer consequência prática para o Sistema Solar - muito menos para a Terra. O impacto é conceitual: trata-se de ajustar o retrato cosmológico e, possivelmente, dissipar uma crise intelectual que parecia exigir uma reescrita profunda das leis fundamentais.

Ainda assim, para declarar a tensão de Hubble resolvida, duas pesquisas não bastam. O desafio agora é demonstrar que essa interpretação se estende ao Universo como um todo, e não apenas aos dois grupos analisados. O que vale no nosso entorno galáctico também vale em escala cosmológica? Essa é a pergunta que permanece em aberto.