A galáxia de Rubin

Nesta imagem do telescópio espacial Hubble, as estrelas brilhantes e pontiagudas estão em primeiro plano, em direção à heroica constelação setentrional de Perseu, bem dentro da nossa própria galáxia, a Via Láctea.

© Hubble (UGC 2885)

Em foco nítido está a UGC 2885, uma galáxia espiral gigante a cerca de 232 milhões de anos-luz de distância. Com cerca de 800.000 anos-luz de diâmetro, em comparação com o diâmetro da Via Láctea de aproximadamente 100.000 anos-luz, ela tem cerca de 1 trilhão de estrelas. Isso é cerca de 10 vezes mais estrelas que a Via Láctea.

Parte de uma pesquisa para entender como as galáxias podem crescer até tamanhos tão enormes, a UGC 2885 também fez parte de "Uma Viagem Interessante" e do estudo pioneiro da astrônoma americana Vera Rubin sobre a rotação de galáxias espirais. Seu trabalho foi o primeiro a demonstrar de forma convincente a presença dominante da matéria escura em nosso Universo.

Uma nova moeda dos EUA foi emitida em homenagem a Vera Rubin, enquanto o Observatório Vera C. Rubin, constituído de um telescópio refletor de 8,4 metros capaz de mapear todo o céu visível, deve revelar imagens de sua primeira visão do cosmos em 23 de junho deste ano.

Veja mais informações em Hubble investiga galáxia gigantesca.

Fonte NASA

A população de galáxias que impulsionou uma remodelação cósmica

Astrônomos identificaram dezenas de pequenas galáxias que desempenharam um papel principal numa remodelação cósmica que transformou o Universo primitivo naquele que conhecemos hoje.

© NASA (localização de galáxias jovens de baixa massa)

Os símbolos marcam a localização de galáxias jovens, de baixa massa, que "explodiram" com novas estrelas quando o Universo tinha cerca de 800 milhões de anos. Utilizando um filtro sensível a estas galáxias, o telescópio espacial James Webb obteve imagens das mesmas com a ajuda de uma lente gravitacional criada pelo aglomerado de galáxias Abell 2744, também denpminado Aglomerado Pandora, situado a cerca de 4 bilhões de anos-luz de distância, na direção da constelação austral de Escultor. A massa do aglomerado forma uma lente gravitacional que amplia fontes distantes, aumentando o já considerável alcance do Webb. No total, foram encontradas 83 galáxias jovens, mas apenas as 20 aqui apresentadas (losangos brancos) foram selecionadas para um estudo mais aprofundado. A inserção amplia uma destas galáxias.

A análise destas galáxias minúsculas, mas poderosas, é 10 vezes mais sensível do que os estudos anteriores e mostra que existiam em número suficiente e tinham potência ultravioleta suficiente para impulsionar esta renovação cósmica. 

Durante grande parte dos seus primeiros bilhões de anos, o Universo esteve imerso numa névoa de gás hidrogênio neutro. Hoje, este gás está ionizado, despojado dos seus elétrons. Esta transformação é conhecida como reionização, que há muito tempo traz dúvida sobre os tipos de objetos mais responsáveis: galáxias grandes, galáxias pequenas ou buracos negros supermassivos em galáxias ativas. 

Como um dos seus principais objetivos, o Webb foi especificamente concebido para responder a questões fundamentais sobre esta grande transição na história do Universo. Estudos recentes mostraram que pequenas galáxias com uma formação estelar vigorosa podem ter desempenhado um papel muito importante. Tais galáxias são raras atualmente, constituindo apenas cerca de 1% das que nos rodeiam. Mas eram abundantes quando o Universo tinha cerca de 800 milhões de anos, uma época cujo desvio para o vermelho era de 7, quando a reionização estava bem encaminhada. 

Os astrônomos procuraram fontes fortes de um comprimento de onda específico de luz que significa a presença de processos altamente energéticos: uma linha verde emitida por átomos de oxigênio que perderam dois elétrons. Originalmente emitida como luz visível nos primórdios do cosmos, o brilho verde do oxigênio duplamente ionizado foi esticado para o infravermelho à medida que atravessava o Universo em expansão e eventualmente chegou aos instrumentos do Webb. 

Esta técnica revelou 83 pequenas galáxias tal como apareciam quando o Universo tinha 800 milhões de anos, ou cerca de 6% da sua idade atual de 13,8 bilhões de anos. A equipe selecionou 20 destas galáxias para uma inspeção mais profunda. Estas galáxias são tão pequenas que, para construir a massa estelar equivalente à da Via Láctea, seriam necessárias 2.000 a 200.000 galáxias. 

Tipos semelhantes de galáxias no Universo atual, como as apelidadas "ervilhas", liberam cerca de 25% da sua luz ultravioleta ionizante para o espaço circundante. Se as galáxias de baixa massa exploradas liberarem uma quantidade semelhante, podem ser responsáveis por toda a luz ultravioleta necessária para converter o hidrogênio neutro do Universo na sua forma ionizada.

Fonte: NASA

As luas de Urano revelam uma surpresa

Cientistas recorreram ao telescópio espacial Hubble para procurar evidências de um fenômeno e encontraram outro bem diferente.

© STScI (Urano e suas luas clássicas)

Os pesquisadores estudaram as quatro maiores luas do gigante gelado Urano, o sétimo planeta a contar do Sol, procurando sinais de interações entre a sua magnetosfera e as superfícies das luas. A magnetosfera é uma região em torno de um corpo celeste onde as partículas com carga elétrica são afetadas pelo campo magnético do objeto astronômico. Em particular, foi previsto que, com base nas interações com a magnetosfera de Urano, os lados "dianteiros" destas luas com acoplamento de maré, ou seja, que têm sempre o mesmo lado voltado para o planeta, seriam mais brilhantes do que os lados "traseiros", sempre virados para o lado oposto. Isto deve ser devido ao escurecimento da radiação dos seus lados ocultos [para o planeta] por partículas carregadas, tais como elétrons presos na magnetosfera de Urano.

Em vez disso, não foram encontradas evidências de escurecimento nos hemisférios traseiros das luas, e evidências claras de escurecimento dos lados dianteiros das luas exteriores. Isto surpreendeu a equipe e indica que a magnetosfera de Urano pode não interagir muito com as suas grandes luas, contrariando os dados existentes recolhidos nos comprimentos de onda do infravermelho próximo.

A nítida visão ultravioleta e as capacidades espectroscópicas do Hubble foram fundamentais para permitir a exploração das condições da superfície destas luas e revelar a surpreendente descoberta, apresentada no passado dia 10 de junho na 246.ª reunião da Sociedade Astronómica Americana, em Anchorage, Alasca. 

As quatro luas deste estudo: Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon sofrem acoplamento de maré, de modo que mostram sempre o mesmo lado para o planeta Urano. A ideia era que as partículas carregadas presas ao longo das linhas do campo magnético atingissem principalmente o lado oculto de cada lua, o que escureceria este hemisfério. 

Urano tem uma inclinação de 98 graus em relação à eclíptica. Isto significa que ele está dramaticamente inclinado em relação ao plano orbital dos planetas. Urano viaja muito lentamente em torno do Sol, de lado, à medida que completa a sua órbita de 84 anos terrestres. Durante o sobrevoo da Voyager 2, a magnetosfera de Urano estava inclinada cerca de 59 graus em relação ao plano orbital dos satélites. Por isso, há uma inclinação adicional do campo magnético. Como Urano e as suas linhas de campo magnético giram mais depressa do que as suas luas orbitam o planeta, passam constantemente por elas. Se a magnetosfera de Urano interagir com as suas luas, as partículas carregadas deverão atingir preferencialmente a superfície dos hemisférios traseiros. Estas partículas carregadas, bem como os raios cósmicos da Via Láctea, devem escurecer os hemisférios traseiros de Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon e possivelmente gerar o dióxido de carbono detectado nestas luas.

A equipe esperava que, especialmente no caso das luas interiores Ariel e Umbriel, estes hemisférios fossem mais escuros do que os lados dianteiros nos comprimentos de onda do ultravioleta e no visível. Mas não foi isso que descobriram. Ao que parece, os hemisférios dianteiro e traseiro de Ariel e Umbriel são de fato muito semelhantes em termos de brilho. No entanto, os pesquisadores observaram uma diferença entre os hemisférios das duas luas exteriores, Titânia e Oberon. Ainda mais estranho é o fato de a diferença de brilho ser o oposto do que esperavam. As duas luas exteriores têm hemisférios dianteiros mais escuros e mais vermelhos do que os hemisférios traseiros. Os astrônomos pensam que a poeira de alguns dos satélites irregulares de Urano está cobrindo os lados dianteiros de Titânia e Oberon. 

Os satélites irregulares são corpos naturais que têm órbitas grandes, excêntricas e inclinadas em relação ao plano equatorial do seu planeta. Micrometeoritos estão constantemente atingindo as superfícies dos satélites irregulares de Urano, liberando pequenos pedaços de material para órbita do planeta. Ao longo de milhões de anos, este material poeirento move-se para dentro em direção a Urano e eventualmente atravessa as órbitas de Titânia e de Oberon.

Estas luas exteriores varrem a poeira e apanham-na principalmente nos seus hemisférios dianteiros, que estão virados para o planeta. É como os insetos que batem no para-brisas do carro quando se conduz numa rodovia. Este material faz com que Titânia e Oberon tenham hemisférios dianteiros mais escuros e mais avermelhados. Estas luas exteriores protegem efetivamente as luas interiores Ariel e Umbriel da poeira, razão pela qual os hemisférios das luas interiores não mostram uma diferença de brilho.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A origem de um exoplaneta muito quente

Observações efetuadas com o telescópio espacial James Webb forneceram novas pistas sobre a formação do exoplaneta WASP-121 b e sobre a sua origem no disco de gás e poeira que rodeia a estrela.

© T. Müller (ilustração do exoplaneta WASP-121 b)

Estes conhecimentos resultam da detecção de várias moléculas fundamentais: vapor de água, monóxido de carbono, monóxido de silício e metano. Com estas detecções, astrónomos conseguiram compilar um inventário do carbono, oxigênio e silício na atmosfera de WASP-121 b. A detecção de metano, em particular, também sugere fortes ventos verticais no mais frio lado noturno, um processo frequentemente ignorado nos modelos atuais.

O WASP-121 b é um planeta gigante ultraquente que orbita a sua estrela progenitora a uma distância de apenas duas vezes o diâmetro da estrela, completando uma órbita em aproximadamente 30,5 horas. O planeta exibe dois hemisférios distintos: um que está sempre virado para a estrela hospedeira, com temperaturas localmente superiores a 3.000º C, e um eterno lado noturno onde as temperaturas descem para 1.500º C.

Os astrônomos analisaram a abundância de compostos que se evaporam a temperaturas muito diferentes, fornecendo pistas sobre a formação e evolução do planeta. O WASP-121 b provavelmente acumulou a maior parte do seu gás numa região suficientemente fria para que a água permanecesse congelada, mas suficientemente quente para que o metano se evaporasse e existisse na sua forma gasosa. 

Uma vez que os planetas se formam num disco de gás e poeira que rodeia uma estrela jovem, estas condições ocorrem a distâncias em que a radiação estelar cria as temperaturas adequadas. No nosso próprio Sistema Solar, esta região situa-se num local entre as órbitas de Júpiter e Urano. Este fato é notável, dado que WASP-121 b orbita agora perigosamente perto da superfície da sua estrela hospedeira. Isto sugere que, após a sua formação, empreendeu uma longa viagem desde as geladas regiões exteriores até ao centro do sistema planetário. 

O silício foi detectado como monóxido de silício (SiO) gasoso, mas entrou originalmente no planeta através de material rochoso, como o quartzo, armazenado em planetesimais, essencialmente asteroides, depois de ter adquirido a maior parte do seu invólucro gasoso. A formação de planetesimais leva tempo, indicando que este processo ocorreu durante os últimos estágios do desenvolvimento planetário. 

A formação planetária começa com partículas de poeira gelada que se juntam e crescem gradualmente até se transformarem em seixos com centímetros a metros. Atraem o gás circundante e pequenas partículas, acelerando o seu crescimento. Estas são as sementes de futuros planetas como WASP-121 b. O arrasto do gás circundante faz com que os seixos em movimento espiralem em direção à estrela. Enquanto migram, os seus gelos incorporados começam a evaporar-se nas regiões interiores mais quentes do disco. À medida que os planetas jovens orbitam as suas estrelas hospedeiras, podem crescer o suficiente para abrir brechas substanciais no disco protoplanetário. Isto interrompe a deriva dos seixos para o interior e o fornecimento de gelo incorporado, mas deixa disponível gás suficiente para construir uma atmosfera alargada. 

No caso de WASP-121 b, isto parece ter ocorrido num local onde os seixos de metano se evaporaram, enriquecendo o gás que o planeta fornecia com carbono. Em contraste, os seixos de água permaneceram congelados, prendendo o oxigênio. 

À medida que a temperatura de uma atmosfera muda, é esperado que as quantidades de diferentes moléculas, como o metano e o monóxido de carbono, variem. Às temperaturas muito altas do lado diurno de WASP-121 b, o metano é altamente instável e não estará presente em quantidades detectáveis.

Os astrônomos determinaram que, para planetas como WASP-121 b, o gás do hemisfério diurno deve ser misturado com o do hemisfério noturno, relativamente frio, mais depressa do que a composição do gás se pode ajustar às temperaturas mais baixas. Neste cenário, seria de esperar que a abundância de metano fosse negligenciável no lado noturno, tal como acontece no lado diurno. Quando, ao invés, foi detectado metano abundante no lado noturno de WASP-121 b, foi uma surpresa total. Para explicar este resultado, a equipe propõe que o gás metano deve ser rapidamente reabastecido no lado noturno para manter a sua elevada abundância. 

Um mecanismo plausível envolve fortes correntes verticais que levantam o gás metano das camadas atmosféricas inferiores, que são ricas em metano graças às temperaturas noturnas relativamente baixas combinadas com a elevada relação carbono/oxigênio da atmosfera.

Isto desafia os modelos dinâmicos dos exoplanetas, que provavelmente terão de ser adaptados para reproduzir a forte mistura vertical descoberta no lado noturno de WASP-121 b. À medida que o planeta gira, a radiação térmica recebida da sua superfície varia, expondo diferentes porções da sua atmosfera irradiada. Isto permitiu a caracterização da composição química do lado diurno e do lado noturno do planeta. Os astrônomos também captaram observações enquanto o planeta transitava em frente da sua estrela. Durante esta fase, alguma luz estelar é filtrada através do limbo atmosférico do planeta, deixando impressões digitais espectrais que revelam a sua composição química. Este tipo de medição é especialmente sensível à região de transição onde os gases do lado diurno e noturno se misturam.

Foram publicados artigos na revista Nature Astronomy e no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Max Planck Institute for Astronomy

Planeta gigante em órbita de estrela minúscula

Astrônomos da Universidade de Warwick e da UCL (University College London) descobriram a menor estrela conhecida abrigando um planeta gigante em trânsito que, de acordo com as principais teorias de formação planetária, não deveria existir.

© M. Garlick (ilustração do exoplaneta TOI-6894)

A estrela TOI-6894 é como muitas outras na Via Láctea, uma pequena anã vermelha com apenas aproximadamente 20% da massa do nosso Sol. Como muitas estrelas pequenas, não se espera que forneça condições adequadas para formar e hospedar um planeta grande. No entanto, uma colaboração global de astrônomos encontrou a assinatura inconfundível de um planeta gigante, chamado TOI-6894 b, em órbita desta pequena estrela. 

Este sistema foi descoberto como parte de uma pesquisa em grande escala de dados do TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), à procura de planetas gigantes em torno de estrelas de baixa massa. 

O planeta TOI-6894 b é um gigante gasoso de baixa densidade com um raio um pouco maior que o de Saturno, mas com apenas mais ou menos 50% da sua massa. TOI-6894 é, até à data, a estrela de menor massa a ter um planeta gigante em trânsito e tem apenas 60% do tamanho da seguinte estrela menor que hospeda um planeta deste tipo. 

A teoria mais aceita da formação de planetas é a chamada teoria da acreção do núcleo. Um núcleo planetário forma-se primeiro por acreção (acumulação gradual de material) e, à medida que o núcleo se torna mais massivo, eventualmente atrai gases que formam uma atmosfera. Depois, torna-se suficientemente massivo para entrar num processo descontrolado de acreção de gás e num gigante gasoso.

Nesta teoria, a formação de gigantes gasosos é mais difícil em torno de estrelas de baixa massa porque a quantidade de gás e poeira num disco protoplanetário em torno da estrela (a matéria-prima para a formação de planetas) é demasiado limitada para permitir a formação de um núcleo suficientemente massivo e da ocorrência do processo de acreção descontrolada. No entanto, a existência de TOI-6894 b sugere que este modelo pode não ser completamente exato e que são necessárias teorias alternativas.

Dada a massa do planeta, TOI-6894 b pode ter sido formado através de um processo intermediário de acreção do núcleo, no qual um protoplaneta se forma e acreta gás de forma constante sem que o núcleo se torne suficientemente massivo para uma acreção descontrolada de gás. Em alternativa, pode ter sido formado devido a um disco gravitacionalmente instável. Em alguns casos, o disco que rodeia a estrela torna-se instável devido à força gravitacional que exerce sobre si próprio. Estes discos podem então fragmentar-se, com o gás e a poeira colapsando para formar um planeta. 

Mas a equipe descobriu que nenhuma das teorias podia explicar completamente a formação de TOI-6894 b a partir dos dados disponíveis, o que deixa a origem deste planeta gigante, por agora, como uma questão em aberto. Um dos métodos para esclarecer o mistério da formação de TOI-6894 b é uma análise atmosférica detalhada. Ao medir a distribuição de material no interior do planeta, é possível determinar o tamanho e a estrutura do núcleo do planeta, o que pode dizer se TOI-6894 b foi formado por acreção ou por um disco instável.

Esta não é a única característica interessante da atmosfera de TOI-6894 b; é incomumente fria para um gigante gasoso. A maioria dos gigantes gasosos encontrados por caçadores exoplanetários são Júpiteres quentes, gigantes gasosos massivos com temperaturas entre 1.000 e 2.000 K. TOI-6894 b, por comparação, tem apenas 420 K. A temperatura fria, juntamente com outras características deste planeta, como trânsitos muito profundos, fazem dele um dos planetas gigantes mais promissores para realizar a caracterização de sua atmosfera.

Com base na irradiação estelar de TOI-6894 b, espera-se que a atmosfera seja dominada pela química do metano, o que é muito raro de identificar. As temperaturas são suficientemente baixas para que as observações atmosféricas possam até mostrar a presença de amoníaco, o que seria a primeira vez que tal substância seria encontrada na atmosfera de um exoplaneta.

A atmosfera de TOI-6894 b já está agendada para ser observada pelo telescópio espacial James Webb nos próximos 12 meses. Isto deverá permitir aos astrônomos determinar qual das teorias possíveis pode explicar a formação deste planeta inesperado.

Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.

Fonte: University College London

Estrela excêntrica desafia explicações simples

Cientistas descobriram uma estrela com um comportamento diferente de todas as outras já observadas, fornecendo novas pistas sobre a origem de uma nova classe de objetos misteriosos.

© NASA (ASKAP J1832)

Uma imagem de campo amplo de ASKAP J1832 (o ponto roxo no círculo) em raios X, no rádio e no infravermelho.

Uma equipe de astrônomos combinou dados do observatório de raios X Chandra da NASA e do radiotelescópio ASKAP (Australian Square Kilometre Array Pathfinder), na Austrália Ocidental, para estudar as peculiaridades do objeto descoberto conhecido como ASKAP J1832−0911 (ASKAP J1832 para abreviar), localizado a 15.000 anos-luz da Terra. 

ASKAP J1832 pertence a uma classe de objetos chamados "transientes de rádio de longo período", descobertos em 2022, que variam em intensidade de ondas de rádio de forma regular ao longo de dezenas de minutos. Corresponde a milhares de vezes mais do que a duração das variações repetidas observadas nos pulsares, que são estrelas de nêutrons em rápida rotação que apresentam variações repetidas várias vezes por segundo.

ASKAP J1832 tem ciclos de intensidade de ondas de rádio a cada 44 minutos, o que o coloca nesta categoria de transientes de rádio de longo período. Usando o Chandra, a equipe descobriu que ASKAP J1832 também varia regularmente em raios X a cada 44 minutos. Esta é a primeira vez que tal sinal de raios X é encontrado num transiente de rádio de longo período.

Usando o Chandra e o ASKAP, foi descoberto que o objeto também diminuiu drasticamente os raios X e as ondas de rádio ao longo de seis meses. Esta combinação do ciclo de 44 minutos em raios X e ondas rádio, além das mudanças que duram meses, é diferente de tudo o que já foi visto na Via Láctea. Os cientistas estão agora tentando descobrir se ASKAP J1832 é representativo dos transientes de rádio de longo período e se o seu comportamento bizarro ajuda a desvendar a origem destes objetos.

Os astrônomos argumentam que é improvável que ASKAP J1832 seja um pulsar ou uma estrela de nêutrons puxando material de uma estrela companheira, porque as suas propriedades não correspondem às intensidades típicas dos sinais de rádio e raios X desses objetos. Algumas das propriedades de ASKAP J1832 poderiam ser explicadas por uma estrela de nêutrons com um campo magnético extremamente forte, chamada magnetar, com uma idade superior a meio milhão de anos. No entanto, outras características de ASKAP J1832, como a sua emissão de rádio brilhante e variável, são difíceis de explicar para um magnetar relativamente antigo.

No céu, ASKAP J1832 parece estar dentro de um remanescente de supernova, os restos de uma estrela que explodiu, que muitas vezes contêm uma estrela de nêutrons formada pela supernova. No entanto, foi determinado que indica provavelmente uma coincidência e que os dois não estão associados, o que conduz a possibilidade de que ASKAP J1832 não contenha uma estrela de nêutrons. 

É possível que uma anã branca isolada não explica os dados, mas que uma estrela anã branca com uma estrela companheira talvez poderia. No entanto, isso exigiria o campo magnético mais forte já conhecido para uma anã branca na nossa Galáxia.

O Chandra detectou ASKAP J1832 em raios X em duas observações realizadas em fevereiro de 2024, num momento em que a fonte estava incomumente intensa no rádio. Uma terceira observação do Chandra ocorreu em agosto de 2024, quando a fonte estava cerca de 1.000 vezes mais fraca em ondas de rádio do que em fevereiro, mas não foram observados raios X. Isso mostra que a fonte tinha diminuído pelo menos dez vezes em raios X desde a observação inicial.

Um artigo foi publicado na revista Nature.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics

Nova medição da expansão do Universo sugere resolução de um conflito

Ao longo da última década, os cientistas têm tentado resolver o que parecia ser uma grande inconsistência no Universo.

© Webb (NGC 1365)

O Universo expande-se ao longo do tempo, cujo ritmo de expansão é refletida pela Constante de Hubble, mas a velocidade a que se expande parece ser diferente consoante se olha para o início da história do Universo ou para os dias de hoje. A ser verdade, isto teria sido um grande problema para o modelo padrão que representa a nossa melhor compreensão do Universo. Mas graças ao telescópio espacial James Webb, cientistas da Universidade de Chicago conseguiram obter novos e melhores dados, sugerindo que, afinal, pode não haver conflito. 

Existem atualmente duas abordagens principais para calcular a velocidade a que o nosso Universo está se expandindo. A primeira abordagem consiste em medir a luz remanescente do Big Bang, que ainda está viajando pelo Universo. Esta radiação, conhecida como radiação cósmica de fundo em micro-ondas, informa sobre as condições nos primeiros tempos do Universo. A segunda abordagem consiste em medir a velocidade a que o Universo está se expandindo neste momento, na nossa vizinhança astronômica local. Paradoxalmente, isto é muito mais complicado do que ver para trás no tempo, porque medir distâncias com precisão é um grande desafio. 

Ao longo do último meio século, os cientistas descobriram uma série de formas de medir distâncias relativamente próximas. Uma delas baseia-se na captação da luz de uma determinada classe de estrelas no seu pico de brilho, quando explodem como supernova no final da sua vida. Se conhecermos o brilho máximo destas supernovas, a medição das suas luminosidades aparentes permite-nos calcular a sua distância. Observações adicionais dizem-nos a que velocidade a galáxia em que a supernova ocorreu está se afastando de nós.

Existem também dois outros métodos que utilizam dois outros tipos de estrelas: as estrelas gigantes vermelhas e as estrelas de carbono. No entanto, há muitas correções que têm de ser aplicadas a estas medições antes de se poder declarar uma distância final. Em primeiro lugar, os cientistas têm de ter em conta a poeira cósmica que obscurece a luz entre nós e estas estrelas distantes nas suas galáxias hospedeiras. Têm também de verificar e corrigir as diferenças de luminosidade que podem surgir ao longo do tempo cósmico. E, finalmente, têm de ser identificadas e corrigidas as incertezas sutis da instrumentação utilizada para efetuar as medições. Mas com os avanços tecnológicos, como o lançamento do muito mais potente telescópio espacial James Webb, em 2021, os cientistas têm conseguido aperfeiçoar cada vez mais estas medições.

O último cálculo efetuado pelos pesquisadores, que incorpora dados do telescópio espacial Hubble e do telescópio espacial James Webb, determina um valor de 70,4 quilômetros por segundo por megaparsec, mais ou menos 3%. Isto coloca o seu valor em concordância estatística com as medições recentes da radiação cósmica de fundo, que é de 67,4, mais ou menos 0,7%. O Webb tem uma resolução quatro vezes superior à do Hubble, o que lhe permite identificar estrelas individuais anteriormente detectadas em grupos desfocados. É também cerca de 10 vezes mais sensível, o que permite uma maior precisão e a capacidade de encontrar objetos de interesse ainda mais tênues. 

Os cientistas ainda estão tentando encontrar falhas no Modelo Padrão que descreve o Universo, o que poderia fornecer pistas sobre a natureza de dois grandes mistérios pendentes, a matéria escura e a energia escura. Mas a Constante de Hubble parece cada vez mais não ser o local onde procurar.

Um artigo foi publicado no periódico The Astrophysical Journal.

Fonte: University of Chicago