Escada de distâncias cósmicas

Ninguém jamais mediu diretamente a distância até outra galáxia — cada degrau da escada é calibrado a partir do degrau abaixo dele. A paralaxe, fixada por pura geometria, define a escala das cefeidas próximas; essas cefeidas calibram o brilho máximo das supernovas de tipo Ia em suas galáxias hospedeiras; e supernovas distantes o suficiente para revelar a expansão cósmica calibram a própria constante de Hubble. Como cada etapa herda os erros das anteriores, um pequeno erro de calibração no degrau da paralaxe se propaga até afetar a escala do universo observável — e é exatamente por isso que a discrepância atual entre as medições de H0 baseadas na escada e as do universo primordial, a 'tensão de Hubble', é uma questão tão importante na cosmologia.

Uma vela parece mais fraca quanto mais longe está: o brilho diminui com o quadrado da distância. Então, se soubermos quanta luz um objeto realmente emite, comparar isso com seu brilho aparente revela exatamente a que distância ele se encontra. Os astrônomos chamam esse objeto de vela padrão: uma cefeida revela sua luminosidade verdadeira pela rapidez com que pulsa, e uma supernova de tipo Ia pela forma de sua curva de luz. A paralaxe, o primeiro degrau, é ao contrário pura geometria — como o polegar que salta sobre o fundo quando trocamos de olho.

Uma cefeida não brilha de forma constante: ela incha e encolhe como um batimento lento, movida por uma camada interna de hélio duplamente ionizado. Quando a estrela se comprime, essa camada fica mais opaca e retém calor, a pressão aumenta e a empurra para fora; ao expandir e esfriar, o hélio se recombina, a luz aprisionada escapa e a camada afunda de novo. Essa 'válvula de Eddington' fixa o período de pulsação — e é justamente esse período que revela a luminosidade real da estrela, tornando possível o segundo degrau.