Sereias Gravitacionais: A Nova Fronteira para Medir o Cosmos
Por Raul Abramo. Reprodução a partir da Newsletter Polígono. Acesse AQUI.
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Todos nós já passamos pela vexação de tentar estudar algum assunto e não entender nada. Ou pior, às vezes quanto mais investigamos algo, menos entendemos. De um certo modo, é isso que está acontecendo na área da Cosmologia, a área da ciência que estuda a origem e evolução do universo.
A Cosmologia moderna começou quando Edwin Hubble, há 100 anos, descobriu que galáxias distantes estão se afastando de nós e, quanto mais distantes as galáxias, mais rápido elas se afastam. A conclusão lógica dessa observação implica que o universo está em expansão. A razão entre distâncias e velocidades de afastamento chama-se "constante de Hubble" e é o parâmetro cosmológico mais importante na nossa descrição do universo.
Ocorre, entretanto, que na prática essa medida é infernalmente complicada. As velocidades das galáxias, na verdade, são a parte fácil: o efeito Doppler faz com que a luz de qualquer fonte luminosa que se afaste de nós seja avermelhada, assim como o som de uma ambulância que passou por nós se torna mais grave – o efeito conhecido como redshift da luz.
O problema em medir a constante de Hubble está nas medidas de distâncias das galáxias. Note que as galáxias mais próximas de nós estão a alguns milhões de anos-luz de nós, o que torna um pouco difícil estender uma trena até lá. É verdade que não precisamos necessariamente de uma régua ou uma trena: você quase certamente usa a técnica da paralaxe para estimar distâncias usando os seus dois olhos, mas para objetos muito distantes a paralaxe deixa de funcionar – e o mesmo vale para estrelas e galáxias distantes.
De fato, Hubble conseguiu fazer a primeira medida da constante que leva o seu nome usando uma técnica inventada pela astrônoma Henrietta Leavitt no começo do século 20, que consiste em escolher cuidadosamente certos tipos de estrelas cujas luminosidades são (acredita-se) razoavelmente bem conhecidas.
Imagine que em um poste há uma lâmpada de 100W, que você enxerga desde a uma certa distância. Através da luminosidade aparente da lâmpada (aquela que você percebe com os seus olhos), e sabendo que aquela lâmpada tem 100W, você seria capaz de inferir a distância até ela.
A maior parte das medidas de distância desde então, até hoje, foram obtidas por meio desse método, utilizando estrelas conhecidas como Cefeidas, mais próximas de nós, que foram então utilizadas para estender essa técnica para incluir explosões estelares conhecidas como Supernovas. Porém, para essa técnica de medir distâncias funcionar, é fundamental conhecer com precisão as luminosidades intrínsecas dessas fontes de luz, também conhecidas como "velas padrão" – mas infelizmente até hoje não sabemos se essas "velas" são tão "padronizadas" assim.
Mais recentemente, também pudemos medir a taxa de expansão do universo através de observações de uma natureza totalmente distinta, por meio da luz que foi liberada após o Big Bang e que hoje observamos por meio da Radiação Cósmica de Fundo (RCF). A temperatura da RCF contém sinais da expansão do universo e nos permite também inferir a taxa de expansão – a constante de Hubble.
Então, após mais de 100 anos de pesquisas e uma vasta dinheirama investida em telescópios e detectores, temos duas medidas independentes da taxa de expansão, que podemos mostrar como "troféus" da grande conquista da compreensão do cosmos. Exceto que, para grande surpresa da comunidade científica, essas duas medidas parecem ser irremediavelmente incompatíveis.
As medidas que estendem a observação original de Hubble indicam que a taxa de expansão é de 73 km/s para cada megaparsec (Mpc) de distância, enquanto que as medidas da RCF parecem mostrar que a taxa de expansão é de 67 km/s/Mpc. Como cada medida tem uma "barra de erro" menor do que 1%, a chance delas serem compatíveis é algo como 0.0000025% – ou uma parte em 4 milhões. Essa "tensão" entre as duas medidas é mais do que um embaraço: ela pode estar apontando para algum problema fundamental na nossa descrição do cosmos e da própria Física.
Mas antes de jogar a toalha vamos lembrar que ambas medidas têm problemas: a primeira sofre do pecado original de não sabermos bem quais as luminosidades dessas estrelas Cefeidas e Supernovas. A segunda é prejudicada pelo fato de se basear em observações do universo primordial (a RCF foi formada meros 400.000 anos após o Big Bang) e, portanto, é uma extrapolação para os dias de hoje. Quem sabe uma medida mais confiável não poderia indicar o caminho?
É nesse momento que entra uma categoria completamente nova de medidas da taxa de expansão que só se tornou possível na última década. Ela se baseia nas observações de ondas gravitacionais emitidas por nada menos do que pares de buracos negros que estão em órbita muito próxima e que eventualmente se chocam. Essas ondas, uma previsão de Albert Einstein quando ele superou Isaac Newton com a sua Teoria da Relatividade Geral, têm sido detectadas desde 2015 pelo LIGO (Laser Interferometry Gravitational wave Observatory), nos Estados Unidos, e mais recentemente pelos detectores VIRGO (na Europa) e Kagra (no Japão).
Fusões de buracos negros são eventos fantásticos: se por um lado eles desafiam a nossa imaginação, por outro eles são uma dádiva do cosmos para os físicos. Isso porque o objeto gravitacional mais simples do universo é o buraco negro. E o segundo objeto mais simples é... um par de buracos negros!
Isso faz com que a emissão de ondas gravitacionais dessas fusões de buracos negros sejam conhecidas com grande precisão – em outras palavras, sabemos muito bem a luminosidade dessas "lâmpadas gravitacionais", também conhecidas como "sereias escuras". Isso significa que a técnica inventada por H. Leavitt pode agora ser utilizada num contexto em que ela jamais imaginaria: em vez de luz, ondas gravitacionais; em vez de velas padrão, sereias escuras.
Porém, as coisas nunca são tão fáceis: apesar de podermos inferir as distâncias até essas fusões de buracos negros, não temos como medir a velocidade de afastamento deles – uma medida que depende da observação de uma galáxia e de sua luz, que usamos para medir o redshift.
E por melhor que sejam os detectores de ondas gravitacionais, eles não são capazes de determinar em quais galáxias as fusões de buracos negros estão ocorrendo. No único caso em que um evento de ondas gravitacionais foi associado a uma galáxia, tratou-se de uma fusão de estrelas de nêutrons, cuja emissão de luz foi observada por diversos telescópios. Mas no caso de fusões de buracos negros, essa associação direta não é possível, nem no caso mais otimista.
Mas então como medir ao mesmo tempo distâncias e redshifts? A resposta é que não precisamos medir ambas simultaneamente. Como mostramos em dois artigos recentes, há uma associação estatística entre as posições das galáxias – no jargão da área, há uma correlação espacial entre elas. Isso significa que, ao medir vários eventos de fusão de buracos negros e suas distâncias por um lado, e milhões de galáxias e seus redshifts por outro, podemos encontrar uma correlação entre as distâncias dos buracos negros e os redshifts das galáxias. Essa correlação é dada justamente pela... constante de Hubble!
No artigo arXiv:2512.15380 (Santiago de Matos et al.) fizemos as primeiras medidas da taxa de expansão por meio dessa técnica. Os erros ainda são grandes, devido ao número ainda reduzido de fusões de buracos negros bem localizadas, mas nos próximos anos iremos detectar um número exponencialmente maior desses eventos, melhorando cada vez mais essas medidas. Nossas estimativas, feitas em outro artigo (arXiv:2412.00202, Ferri et al.), demonstram que em poucos anos as medidas utilizando ondas gravitacionais vão resolver de uma vez por todas o mistério da taxa de expansão do Universo. 100 anos após Hubble e 110 anos após Einstein, está mais do que na hora de resolver esse mistério.
