Em 7 de agosto de 2026, uma câmera infravermelha estacionada a um milhão e meio de quilômetros da Terra registrou um ponto de luz que não existia naquela região do céu dez semanas antes. O ponto era tênue a um grau difícil de imaginar: centenas de milhões de vezes mais fraco do que as estrelas mais apagadas que um olho humano distingue numa noite sem Lua. Ele apareceu encravado entre os dois lóbulos de uma galáxia cuja luz viajou por 12,3 bilhões de anos antes de alcançar os espelhos do Telescópio Espacial James Webb. Quando essa luz partiu, o universo tinha pouco mais de um bilhão de anos. O que o Webb flagrou, segundo indicam os dados disponíveis, foi a morte de uma estrela de grande massa ocorrida nessa infância cósmica, vista poucos dias depois da explosão.

O objeto recebeu a designação AT 2026abck, e sua descoberta está descrita em um artigo liderado por Ming-Yang Zhuang, da Universidade de Illinois em Urbana-Champaign, com Yue Shen, Lei Hu, Justin Pierel e outros sete pesquisadores de instituições dos Estados Unidos, depositado no repositório arXiv em 29 de setembro. O prefixo AT, de astronomical transient, significa transiente astronômico: é o rótulo provisório que a comunidade atribui a qualquer fonte que surge e muda de brilho antes de receber uma classificação espectroscópica definitiva. A equipe mediu para a galáxia hospedeira um desvio para o vermelho de 5,017, com incerteza de apenas 0,001, o que situa a explosão em um território que até há pouco era inacessível a qualquer telescópio. Trata-se do primeiro transiente detectado de forma robusta com desvio para o vermelho igual ou superior a 5 em um campo sem o auxílio de lentes gravitacionais.

O desvio para o vermelho, ou redshift, mede quanto a expansão do universo esticou a luz de um objeto durante a viagem até nós. Um valor de 5,017 significa que cada comprimento de onda chegou aqui 6,017 vezes maior do que era ao partir: a radiação ultravioleta emitida pela explosão, invisível aos nossos olhos, foi arrastada até o infravermelho próximo, exatamente a faixa em que o Webb enxerga melhor. Na cosmologia adotada pelos autores, esse número corresponde a um tempo de viagem de aproximadamente 12,3 bilhões de anos e a uma idade do universo, no momento da explosão, de cerca de 1,15 bilhão de anos. O Sol e a Terra só se formariam mais de sete bilhões de anos depois.

A descoberta é fruto do NEXUS, um programa do tipo treasury, ou seja, um grande projeto de legado cujos dados são liberados para toda a comunidade, que ocupa o Webb ao longo de ciclos sucessivos de observação. O NEXUS aponta repetidamente para uma mesma região do céu junto ao polo norte da eclíptica, uma área que o telescópio consegue acompanhar durante o ano inteiro e que, por isso, é ideal para flagrar objetos que mudam com o tempo. O programa tem duas camadas sobrepostas, desenhadas para tarefas diferentes.

A camada ampla cobre cerca de 400 minutos de arco quadrados, o equivalente a metade da área que a Lua cheia ocupa no céu, com a câmera NIRCam em seis filtros, de 0,9 a 4,4 micrômetros, acompanhados de espectroscopia sem fenda nos filtros F322W2 e F444W. A camada profunda se concentra nos 50 minutos de arco quadrados centrais e volta a eles a cada dois meses, combinando espectroscopia com o NIRSpec e imagens nos filtros F200W e F444W, uma cadência que seguirá até o início de 2028.

A camada ampla é revisitada uma vez por ano ao longo de três ciclos, com intervalos de cerca de 17 meses entre épocas e uma rotação do ângulo de posição de aproximadamente 150 graus, e sua primeira época acabou dividida em duas por restrições de agendamento: os 100 minutos de arco quadrados centrais foram observados em setembro de 2024, e o restante só em junho de 2025. Em todas as visitas, tanto da camada ampla quanto da profunda, outros instrumentos trabalham em paralelo, com o MIRI no infravermelho médio e a própria NIRCam em filtros adicionais, cobrindo áreas menores e menos uniformes. Foram as imagens de setembro de 2024 nos filtros F200W e F444W que serviram de referência para comparar cada nova visita da camada profunda em busca de fontes que não estavam lá antes.

Foi essa cadência de dois meses que fez a diferença. Na visita de 28 de maio de 2026, nada havia na posição do transiente: a imagem em F200W impõe um limite de 28,78 magnitudes, com 3 sigma de confiança, e a imagem em F444W, de 27,90. Setenta e um dias depois, em 7 de agosto, a fonte estava lá, com 27,38 magnitudes em F200W. Como a observação principal daquele dia era espectroscopia com a máscara de microobturadores do NIRSpec, a NIRCam operou em paralelo em outros dois filtros, F150W e F277W, e registrou o mesmo objeto com brilho quase idêntico, 27,36 e 27,37 magnitudes. Em F444W, nada: o limite ficou em 27,87. Três detecções independentes no mesmo dia, em três comprimentos de onda distintos, afastam qualquer suspeita de artefato e dão ao achado uma solidez rara para um objeto tão fraco.

A diferença entre o limite de maio e a medida de agosto implica que o objeto brilhou mais de 1,4 magnitude naquele intervalo, o que em termos de fluxo significa um ganho superior a um fator de 3,6. Há uma sutileza que só a cosmologia explica: os 71 dias que separam as duas visitas são dias contados nos relógios da Terra. Na galáxia hospedeira, a expansão do universo dilata o tempo pelo mesmo fator de 6,017 que estica a luz, de modo que, no referencial da explosão, transcorreram apenas 11,8 dias entre a ausência e a presença. Tudo o que o Webb vê acontecer em AT 2026abck ao longo de meses corresponde a semanas no local; um fenômeno que durasse um ano lá se desenrolaria diante de nós ao longo de seis.

Os três filtros em que o transiente aparece amostram, no referencial da fonte, a faixa entre cerca de 2.500 e 4.600 angstroms, ou seja, o ultravioleta próximo e o início do visível. A ausência de sinal em F444W, que corresponde a cerca de 7.400 angstroms no referencial da galáxia, é tão informativa quanto as detecções. Um objeto com brilho praticamente igual nos três filtros azuis e invisível no filtro vermelho só pode ser algo muito quente, cuja emissão atinge o máximo perto de 3.000 angstroms, em pleno ultravioleta, e despenca em direção ao vermelho. É a assinatura de uma superfície emissora três vezes mais quente do que a do Sol, e foi esse perfil espectral que orientou toda a análise física do artigo.

Para transformar essas quatro medidas em propriedades físicas, a equipe ajustou aos dados um modelo de corpo negro, a descrição idealizada de um objeto que irradia apenas em função de sua temperatura. O ajuste usou um método de Monte Carlo via cadeias de Markov, que percorre milhares de combinações de parâmetros e devolve não um único valor, mas a distribuição de todos os valores compatíveis com as observações; o limite superior em F444W entrou no cálculo como uma restrição probabilística, não como um ponto. O resultado descreve uma esfera incandescente a cerca de 17 mil kelvin, com raio de 7 × 10¹⁴ centímetros. A incerteza na temperatura vai de 15 mil a 20 mil kelvin, e a do raio, de 5,8 a 8,3 × 10¹⁴ centímetros.

Sete vezes dez elevado à décima quarta potência, em centímetros, equivale a 46 unidades astronômicas, com incerteza de 9 para mais ou para menos. Posta no lugar do Sol, a fotosfera dessa explosão engoliria as órbitas de todos os planetas, passaria além de Netuno, que orbita a 30 unidades astronômicas, e ultrapassaria a distância média de Plutão. É o tamanho de uma bolha de gás ejetada por uma estrela que, poucos dias antes, ocupava uma fração minúscula desse volume. Multiplicando a área dessa esfera pela potência que cada metro quadrado de superfície a 17 mil kelvin irradia, obtém-se uma luminosidade bolométrica de 3,1 × 10⁴³ erg por segundo, o equivalente a cerca de 8 bilhões de sóis brilhando ao mesmo tempo, com incerteza entre 2,8 e 3,6 × 10⁴³.

Em termos mais familiares aos astrônomos, a magnitude observada em F150W corresponde a uma magnitude absoluta de aproximadamente −19,0 no ultravioleta de 2.500 angstroms, um brilho intrínseco que supera o da maioria das supernovas de colapso do núcleo observadas no universo próximo nessa mesma fase. Os autores extraíram também uma consequência simples da geometria: se a explosão aconteceu depois da visita de 28 de maio, a fotosfera precisou crescer até 7 × 10¹⁴ centímetros em no máximo 11,8 dias, o que exige uma velocidade média de expansão de pelo menos 7 mil quilômetros por segundo. Nesse ritmo, a distância entre a Terra e a Lua seria vencida em menos de um minuto. Esses números não foram corrigidos pela poeira da galáxia hospedeira; aplicar a extinção medida para ela, de 0,2 magnitude no visível, elevaria ainda mais a temperatura e a luminosidade estimadas.

O modelo de corpo negro é, reconhecidamente, uma simplificação. Supernovas reais têm atmosferas ricas em metais cujas incontáveis linhas de absorção bloqueiam parte da luz ultravioleta, um efeito conhecido como line blanketing, ou cobertura de linhas, que pode deprimir o fluxo justamente na faixa amostrada pelo Webb. A equipe deixa isso claro e trata os parâmetros derivados como descrições efetivas, não como medidas definitivas do interior da explosão. Mesmo com essa ressalva, a conclusão qualitativa se sustenta: trata-se de um objeto quente, grande e muito luminoso, visto num instante em que a maioria das explosões estelares ainda está começando a se revelar.

Antes de perguntar que tipo de explosão é essa, os autores precisaram responder a uma questão mais básica: por que uma explosão, e não outra coisa? A resposta começa pela posição, que a resolução angular do Webb permite medir com precisão de fração de segundo de arco. AT 2026abck não está no centro de sua galáxia, catalogada como ID101411, mas entre os dois componentes principais dela, a cerca de 1,1 quiloparsec, ou 3.600 anos-luz, do componente mais brilhante e a 1,3 quiloparsec do mais tênue, ambos nitidamente resolvidos pela NIRCam.

Essa localização afasta duas alternativas que, de outro modo, seriam difíceis de descartar com base apenas na temperatura e no tamanho: a variabilidade de um núcleo galáctico ativo, alimentado por um buraco negro supermassivo, e um evento de ruptura por maré, em que uma estrela é despedaçada pela gravidade de um buraco negro central. Ambos os fenômenos vivem no núcleo das galáxias; AT 2026abck vive no espaço entre dois núcleos. Resta a hipótese remota de uma ruptura por maré numa galáxia anã satélite ultratênue, invisível nas imagens, que os autores admitem não poder excluir por completo.

Descartada a origem nuclear, a próxima candidata a eliminar é a supernova do tipo Ia, a explosão termonuclear de uma anã branca que serve de vela-padrão à cosmologia. O espectro de uma supernova Ia, mesmo perto do máximo, é fortemente avermelhado no ultravioleta próximo porque os elementos do grupo do ferro sintetizados na explosão absorvem essa luz com eficiência. Um contínuo plano entre 2.500 e 3.300 angstroms, a não detecção em 7.400 angstroms e uma temperatura efetiva de 17 mil kelvin apontam na direção oposta. A cronologia tampouco ajuda: supernovas Ia levam cerca de 18 dias, no referencial próprio, para chegar ao máximo, e aos 12 dias de idade que o limite de maio impõe elas ainda estariam abaixo de seu pico típico de 10⁴³ erg por segundo, três vezes inferior ao que se mede em AT 2026abck.

As supernovas de envelope despido, dos tipos Ib e Ic, nascem de estrelas de grande massa que perderam a camada externa de hidrogênio e, no caso das Ic, também a de hélio antes de morrer. Com progenitores compactos, elas produzem pouca luz na fase inicial de resfriamento e dependem do decaimento radioativo do níquel-56 para brilhar, atingindo picos de 10⁴² a 10⁴³ erg por segundo com fotosferas abaixo de 10 mil kelvin, valores bem inferiores aos de AT 2026abck. Os autores mantêm aberta, contudo, uma porta: as variedades Ibn e Icn, pobres em hidrogênio mas cercadas de material circunstelar denso, podem ser tão quentes e luminosas quanto o objeto observado e não podem ser excluídas apenas com fotometria. Como essas variantes são raras, a discussão se concentra na família mais provável, a das supernovas do tipo II.

Supernovas do tipo II são o destino mais comum das estrelas com mais de oito massas solares: o núcleo de ferro colapsa, o envelope de hidrogênio é lançado ao espaço e a luz inicial vem do gás aquecido pela onda de choque. Para situar AT 2026abck nessa família, a equipe recorreu a uma amostra de 34 supernovas do tipo II do universo próximo com cobertura ultravioleta precoce, compilada em 2024 por Ido Irani e colaboradores. Nenhum deles mantém temperatura acima de 15 mil kelvin além de seis dias após a explosão, e nenhum alcança 3 × 10⁴³ erg por segundo depois do quarto dia. O vizinho mais próximo é a SN 2020lfn, que aos 5,4 dias exibia 16 mil kelvin, raio de 7,5 × 10¹⁴ centímetros e luminosidade de 2,6 × 10⁴³ erg por segundo, números que colocam o transiente do Webb no extremo superior da população normal.

Um segundo conjunto de dados, o do Carnegie Supernova Project, conta a mesma história: a supernova do tipo II mais quente de sua amostra nos primeiros dez dias chega a 16 mil kelvin e, ainda assim, mostra sinais de interação com material circunstelar. A luminosidade de AT 2026abck coincide com o pico médio de 3,1 × 10⁴³ erg por segundo das supernovas do tipo II que apresentam as assinaturas mais duradouras de um casulo denso e confinado de gás, segundo um estudo de 2024 liderado por Wynn Jacobson-Galán. A coincidência não prova que o objeto pertença a essa classe, mas estreita o leque de explicações: algo além de uma estrela nua explodindo no vácuo é necessário para sustentar tanto brilho e tanto calor por tanto tempo.

Que algo seria esse? Os autores apontam duas possibilidades principais. A primeira é o resfriamento por choque, shock cooling, de um envelope estendido. Quando a onda de choque gerada no colapso do núcleo irrompe pela superfície da estrela, ela deposita energia nas camadas externas, que se expandem e irradiam esse calor ao longo dos dias seguintes; quanto maior o raio inicial da estrela, mais prolongada e luminosa é essa fase. A segunda é a interação entre o material ejetado e um casulo de gás circunstelar denso, expelido pela estrela nos meses ou anos anteriores à morte. Nesse cenário, o choque entre a ejeção, a milhares de quilômetros por segundo, e o gás parado converte energia cinética em luz de forma contínua, como acontece nas supernovas do tipo IIn, cujo espectro exibe linhas estreitas de hidrogênio produzidas pelo gás ao redor.

Existe ainda uma terceira hipótese, menos provável, que a equipe se recusa a descartar: uma supernova superluminosa flagrada em plena ascensão. Essas explosões, dezenas de vezes mais brilhantes do que as supernovas comuns, preferem galáxias de baixa metalicidade, e a hospedeira de AT 2026abck tem de fato apenas 30% da abundância de metais do Sol. Em contrapartida, ela é mais massiva do que as galáxias que costumam abrigar superluminosas, e o ritmo de brilho observado é rápido demais para o padrão dessa classe. Se o aumento de 1,4 magnitude em menos de 12 dias for descrito como um crescimento exponencial, o tempo característico de brilho fica abaixo de 9 dias, enquanto as superluminosas típicas levam de 15 a 30 dias para subir até o máximo. Uma superluminosa apanhada muito cedo, numa subida especialmente íngreme e ainda 2 a 3 magnitudes abaixo do pico habitual, continua possível.

Quanto tempo depois da explosão o Webb a viu? Três argumentos independentes convergem. O primeiro é o próprio limite de 28 de maio: uma supernova do tipo II atinge o máximo em poucos dias, e se já existisse naquela data teria sido detectada, de modo que a explosão ocorreu depois e o objeto tinha, em 7 de agosto, no máximo 12 dias de idade no referencial próprio. O segundo vem do raio da fotosfera. Supondo expansão livre desde um raio inicial desprezível, uma esfera de 7 × 10¹⁴ centímetros implica velocidade média de 8.100 quilômetros por segundo para uma idade de dez dias. Nas supernovas do tipo II normais entre quatro e dez dias, a razão entre raio e idade tem mediana em torno de 10 mil quilômetros por segundo e nunca ultrapassa 20 mil. Idades inferiores a quatro dias exigiriam velocidades acima desse teto e ficam desfavorecidas.

O terceiro argumento é a temperatura. Na amostra de Irani, supernovas do tipo II normais só exibem 17 mil kelvin ou mais nos primeiros cinco dias e já esfriaram para 15 mil ou menos ao sexto dia. A menos que a interação com material circunstelar mantenha a fotosfera aquecida, a temperatura medida favorece uma idade de até seis dias. Somadas, as três linhas de raciocínio levam os autores a estimar que AT 2026abck foi observado entre 4 e 10 dias após a explosão, com velocidade média de expansão entre 8 mil e 20 mil quilômetros por segundo.

Os dois cenários físicos puxam essa estimativa em direções opostas. Se o brilho vier do resfriamento de um envelope, a ponta jovem desse intervalo, perto de cinco dias, é a preferida; se vier de interação e o objeto estiver próximo do máximo, o intervalo é compatível com os tempos de subida de 3,5 a 10 dias das supernovas do tipo II envoltas em casulos densos. Um raio inicial grande, de um envelope inflado ou de gás circunstelar, reduziria as velocidades exigidas e permitiria uma idade menor.

Encontrar um ponto de magnitude 27 sobre o brilho difuso de uma galáxia exige mais do que comparar duas fotografias a olho. O método da equipe, descrito em detalhe num trabalho anterior do mesmo grupo, parte das imagens de referência em F200W e F444W obtidas em setembro de 2024, que são subtraídas de cada nova visita da camada profunda. A dificuldade é que duas imagens do mesmo campo nunca têm exatamente a mesma nitidez, e uma subtração ingênua deixaria resíduos em toda fonte brilhante, soterrando o transiente em falsos positivos.

A solução, desenvolvida em 2024 por Lei Hu, um dos autores do artigo, é convoluir cada imagem com o modelo de função de espalhamento pontual, a point spread function, da outra, um truque matemático que iguala a nitidez de ambas antes da subtração; a imagem de diferença resultante é em seguida descorrelacionada para branquear o ruído e recuperar uma resolução efetiva nítida. Sobre ela, o programa SExtractor identifica as fontes, que são cruzadas entre filtros com tolerância de 0,2 segundo de arco.

Candidatos vistos em dois filtros entram diretamente na amostra principal; os vistos em um só passam por validação adicional e precisam aparecer em pelo menos duas exposições individuais. Testes em que fontes artificiais são injetadas nas imagens mostram que o sistema recupera metade dos objetos de magnitude 28,15 em F200W e 27,29 em F444W, uma medida honesta da profundidade real do levantamento. A fotometria do transiente foi feita com um código chamado jwst_psfmc, desenvolvido pelo primeiro autor, que leva em conta a correlação entre pixels vizinhos introduzida pelo processo de combinação das exposições e, por isso, fornece incertezas realistas. Como o filtro F277W nunca havia sido observado nessa posição antes de agosto, não existia imagem de referência para ele; a equipe construiu uma referência artificial a partir da imagem de maio em F200W, convoluída para a resolução de F277W e reescalada ao fluxo da galáxia nessa banda.

Essa construção pressupõe que a galáxia tenha a mesma forma nos dois filtros, o que não é exatamente verdade, porque F277W contém a intensa linha de emissão do oxigênio duplamente ionizado, que ilumina as regiões de formação estelar de maneira diferente do contínuo. Como o transiente está num ponto de baixo brilho superficial entre os dois componentes da galáxia, o erro introduzido é pequeno, mas os autores fizeram uma verificação independente: modelaram a imagem de F277W de agosto com o programa galfitm, ajustando quatro perfis de Sérsic para a galáxia e uma fonte pontual para o transiente. O objeto reaparece com 27,32 magnitudes, contra 27,42 na imagem de diferença, uma concordância dentro das incertezas que confirma a detecção; o valor final adotado, 27,37, é a média das duas medidas, com uma barra de erro conservadora que abrange ambas.

A galáxia ID101411 caiu dentro da cobertura uniforme de espectroscopia sem fenda do NEXUS. O grism F322W2 da NIRCam, um elemento óptico que dispersa a luz de todas as fontes do campo sem necessidade de fendas ou máscaras, cobre de 2,4 a 4,0 micrômetros, e nessa janela aparecem duas das linhas de emissão mais fortes de qualquer galáxia em formação: a do oxigênio duplamente ionizado em 5.007 angstroms, deslocada para 3,01 micrômetros, e a linha H-alfa do hidrogênio em 6.563 angstroms, deslocada para 3,95 micrômetros. A detecção conjunta fixa o desvio para o vermelho em 5,017 com precisão de um milésimo. As luminosidades medidas são de 3,8 × 10⁴² erg por segundo em H-alfa e 7,7 × 10⁴² em oxigênio; a linha H-beta, mais fraca, aparece com apenas 1,2 sigma de significância, o que impede usar a razão entre as linhas do hidrogênio para medir a poeira.

A luminosidade de H-alfa é um termômetro consagrado da formação estelar, porque essa linha é produzida pelo gás ionizado por estrelas jovens e massivas, que vivem menos de 10 milhões de anos. Pela calibração de Kennicutt e Evans, ela indica que ID101411 forma cerca de 21 massas solares por ano, um valor que seria ainda maior se a poeira estivesse absorvendo parte da linha. A Via Láctea converte gás em estrelas a um ritmo de apenas uma a duas massas solares por ano. A equipe mediu também o brilho da galáxia em sete filtros da NIRCam, de 0,9 a 4,4 micrômetros, usando as imagens anteriores à explosão, exceto em F277W, onde a luz do transiente foi subtraída antes. Em F277W a galáxia é quase uma magnitude mais brilhante do que em F200W por causa da linha do oxigênio, uma confirmação independente do desvio para o vermelho espectroscópico.

Com essas sete medidas, o código bagpipes ajustou um modelo de população estelar com histórico de formação em dupla lei de potência, emissão nebular e a lei de atenuação por poeira de Calzetti. O retrato que emerge é o de uma galáxia de massa intermediária, com 10 elevado a 9,8 massas solares em estrelas, cerca de 6 bilhões de sóis, aproximadamente um décimo da massa estelar da Via Láctea; metalicidade de 30% da solar; extinção baixa, de 0,2 magnitude no visível; e magnitude absoluta ultravioleta de −21,2, o que a torna luminosa para sua época. A taxa de formação estelar média dos últimos 100 milhões de anos é de 14 massas solares por ano, um pouco abaixo do valor de H-alfa, que reflete apenas os últimos 10 milhões de anos. A diferença sugere que a galáxia atravessa um surto recente de produção de estrelas.

Ambas as estimativas colocam ID101411 sobre a chamada sequência principal de formação estelar do universo em desvio para o vermelho 5, a relação entre massa e taxa de formação estelar que as galáxias típicas de cada época obedecem; para a massa dela, a faixa esperada vai de 14 a 57 massas solares por ano. Nada nessa galáxia é exótico, e é justamente isso que a torna informativa. Um ambiente dominado por populações estelares jovens hospeda naturalmente os progenitores de vida curta das supernovas de colapso do núcleo.

Tomando a taxa de 21 massas solares por ano e a regra de bolso de uma supernova de colapso para cada 100 massas solares de estrelas formadas, a galáxia deve produzir uma explosão desse tipo a cada cinco anos no seu referencial, o que, pela dilatação temporal, equivale a cerca de uma a cada trinta anos no nosso. Para essa galáxia em particular, o flagrante teve uma boa dose de sorte; para o levantamento como um todo, que vigia milhares de galáxias, era uma questão de tempo.

O tamanho do feito só aparece quando se recorda o cenário anterior ao Webb. A combinação de distância e desvio para o vermelho é cruel com supernovas: o brilho cai com o quadrado da distância, e a luz que seria visível no óptico é empurrada para o infravermelho, onde os telescópios terrestres lutam contra o brilho do próprio céu. O programa CANDELS, que consumiu cerca de 900 órbitas do Telescópio Espacial Hubble, encontrou apenas um punhado de supernovas em desvio para o vermelho próximo de 2.

Buscas feitas a partir do solo identificaram algumas superluminosas e supernovas do tipo IIn muito brilhantes até desvio para o vermelho 3,9, mas sempre os exemplares mais extremos, visíveis justamente por serem anormais e, por isso mesmo, incapazes de representar a população comum. O universo das explosões estelares ordinárias além desse limite permanecia, na prática, um território sem mapa, e cada objeto novo era tratado como uma curiosidade isolada, não como parte de uma estatística capaz de dizer algo sobre a população inteira de estrelas que morriam naquela época.

O Webb mudou esse quadro em poucos anos. Levantamentos repetidos de campos sem lentes gravitacionais já renderam mais de 200 candidatos a supernova, com galáxias hospedeiras que chegam a desvio para o vermelho próximo de 6, e aglomerados de galáxias que funcionam como lentes acrescentaram descobertas ampliadas pela gravidade. O acompanhamento espectroscópico de uma pequena fração desses candidatos confirmou supernovas do tipo Ia e de colapso do núcleo até desvio para o vermelho 3,6. Acima de 4, contudo, o censo continua ralo: a maioria dos objetos foi vista em uma ou poucas épocas, e quase nenhum nos primeiros dias após a explosão, exatamente a fase em que a luz carrega mais informação sobre a estrela que morreu e sobre o gás que a cercava.

Até agora, a única supernova confirmada por espectroscopia além de desvio para o vermelho 5 era a SN Eos, em 5,133, e sua história ilustra tanto o poder quanto as limitações das lentes gravitacionais. Descoberta pelo programa VENUS do Webb como uma fonte duplamente imageada atrás do aglomerado de galáxias MACS J1931.8−2635, ela só foi vista porque a massa do aglomerado curvou e concentrou sua luz, ampliando o brilho por um fator entre 26 e 30. O NIRSpec a observou cerca de 94 dias após a explosão, no referencial próprio, e encontrou os perfis P-Cygni das linhas de Balmer que caracterizam uma supernova do tipo IIP perto do fim de seu platô, além de absorções fracas de ferro que indicam uma estrela progenitora com no máximo um décimo da metalicidade solar.

Por um acaso feliz, imagens de arquivo do Hubble haviam capturado a SN Eos no ultravioleta distante, entre 1.300 e 1.900 angstroms, poucos dias depois da explosão, e a equipe de David Coulter, responsável por aquela descoberta, modelou esse brilho precoce como interação com um casulo de gás denso e confinado, com pelo menos 0,2 massa solar dentro de 10¹⁵ centímetros, o que corresponde a uma taxa de perda de massa da estrela da ordem de 3 milésimos de massa solar por ano. Os dois eventos são, por isso, complementares no tempo: AT 2026abck foi observado entre 4 e 10 dias após a explosão, uma fase que, para a SN Eos, só existe nas fotos de banda larga do Hubble e nunca foi vista pelo Webb. Ambos exibem, no ultravioleta precoce, mais luz do que uma supergigante vermelha nua deveria produzir ao explodir.

Se a interação com material circunstelar vier a ser confirmada em AT 2026abck, seja pela evolução lenta da temperatura e do raio em novas imagens, seja por linhas de alta ionização num espectro do NIRSpec, os dois objetos juntos sugeririam que a perda de massa intensa pouco antes da morte, tão comum nas supernovas do tipo II do universo local, já era um hábito das estrelas de grande massa há mais de 12 bilhões de anos. Em brilho precoce, o transiente do NEXUS leva vantagem: sua magnitude absoluta de −19,0 em 2.500 angstroms supera os valores de −17,3 a −18,1 da SN Eos em 1.800 angstroms, embora extrapolar o corpo negro para esse comprimento de onda menor reduza a diferença para algo entre 0,5 e 1,3 magnitude, e a incerteza na ampliação gravitacional da SN Eos impeça qualquer comparação fina.

A diferença mais eloquente entre os dois eventos não está nas explosões, e sim nas galáxias em que ocorreram. A hospedeira da SN Eos é uma anã ultratênue emissora de Lyman-alfa, com magnitude absoluta ultravioleta de −14,4, massa estelar de 3 milhões de sóis, comparável à de um grande aglomerado globular, e metalicidade do gás abaixo de 1% da solar, revelada pela quase ausência da linha do oxigênio. Sem a lente gravitacional, ela estaria abaixo do limite de detecção de qualquer levantamento com a NIRCam. ID101411 é 6,8 magnitudes mais brilhante no ultravioleta, o que equivale a um fator de 500, e tem 3,3 ordens de grandeza a mais em massa estelar, um fator de 2 mil. A razão entre as linhas do oxigênio e do hidrogênio, de cerca de 2 em ID101411 contra menos de 0,23 na hospedeira da SN Eos, mede um meio interestelar muito mais enriquecido.

Esse contraste responde a uma questão levantada meses antes por Asada e colaboradores. Eles calcularam que, se a taxa de supernovas de colapso por unidade de formação estelar não depender da metalicidade, a galáxia hospedeira típica de uma dessas explosões em desvio para o vermelho 5 deveria ter magnitude absoluta ultravioleta próxima de −20, e que encontrar uma em galáxia tão apagada quanto a da SN Eos exigiria ou uma taxa elevada em ambientes pobres em metais, ou simples acaso. A hospedeira de AT 2026abck está na ponta brilhante dessa distribuição prevista e é, portanto, plenamente compatível com uma taxa universal. Somados, os dois eventos demonstram que estrelas massivas morriam explodindo, no primeiro bilhão de anos, em galáxias que abrangem mais de três ordens de grandeza em massa e pelo menos uma em metalicidade.

Por que tanta atenção a uma única fonte de magnitude 27? Porque supernovas distantes são instrumentos que nenhuma outra observação substitui. A taxa de supernovas de colapso ao longo do tempo cósmico mede a história da formação estelar do universo de forma independente das conversões entre luminosidade e massa estelar e das correções de poeira que assombram os censos de galáxias. Em galáxias jovens, mais pobres em metais e com surtos de formação estelar mais intensos, a distribuição de massas das estrelas que nascem, a capacidade de cada uma explodir e a quantidade de matéria que perdem antes do fim podem ser diferentes do que vemos hoje, e tudo isso deixa marcas nas taxas, nas frações de cada subtipo e nas propriedades das explosões. Os espectros de supernovas do tipo II, por sua vez, medem diretamente a metalicidade do gás que formou a estrela progenitora.

A lista continua. Supernovas do tipo Ia em grandes distâncias testam se o brilho dessas velas-padrão evoluiu com a idade do universo, num regime em que a relação entre distância e desvio para o vermelho é pouco sensível à energia escura e, portanto, isola esse efeito. As explosões mais luminosas, superluminosas e de instabilidade de pares, podem ser a única janela para as primeiras gerações de estrelas muito massivas e pobres em metais. E há o papel das supernovas na vida das galáxias: ao injetar energia e elementos recém-sintetizados no meio ao redor, elas regulam o crescimento de suas hospedeiras, com efeito particularmente forte em galáxias pequenas, cujos poços gravitacionais rasos deixam o gás escapar com facilidade. Cada supernova flagrada no primeiro bilhão de anos é um ponto de dados em todas essas frentes ao mesmo tempo.

O próximo capítulo depende de voltar a olhar. Os autores descrevem com precisão o que cada cenário prevê. Uma supernova do tipo II comum esfriaria depressa, apagando-se rapidamente nos filtros F150W e F200W, que enxergam o ultravioleta do referencial próprio, enquanto sua emissão óptica, captada por F356W e F444W, se acomodaria num platô de cerca de 100 dias no referencial da fonte, ou 600 dias nos nossos relógios, produzindo um avermelhamento rápido e inconfundível. Uma superluminosa, ao contrário, continuaria a brilhar em todos os filtros por dezenas de dias próprios. Uma supernova do tipo IIn, alimentada por interação contínua, permaneceria quente e brilhante no ultravioleta por muito mais tempo do que uma do tipo II normal. Detectar o platô exigiria imagens pelo menos uma magnitude mais profundas do que o limite atual em F444W, e um espectro profundo do NIRSpec daria a classificação definitiva.

Há uma lição metodológica no achado que vai além do objeto. As imagens profundas do NEXUS alcançam magnitude 28, uma profundidade moderada para os padrões do Webb, mas o que elas têm de incomum é a repetição a cada dois meses sobre o mesmo pedaço de céu. Foi essa cadência, e não a profundidade, que permitiu apanhar uma supernova em desvio para o vermelho 5 durante sua fase quente e ultravioleta, sem precisar da amplificação de um aglomerado. Como o programa manterá o ritmo até 2028, a expectativa dos autores é acumular uma amostra de supernovas distantes vistas em fases precoces, e cada nova visita à posição de AT 2026abck acrescentará um ponto à curva de luz que vai decidir, entre os cenários em disputa, qual deles descreve a morte dessa estrela.

Quando a luz de AT 2026abck partiu, não havia Terra, nem Sol, nem boa parte dos átomos que compõem quem lê estas linhas; a estrela que explodiu fabricou alguns deles em seus últimos segundos e os devolveu a uma galáxia que ainda estava aprendendo a formar estrelas. Essa luz atravessou 12 bilhões de anos de expansão, chegou esticada seis vezes e tão fraca que precisou de um espelho de 6,5 metros estacionado a um milhão e meio de quilômetros para ser percebida. O Webb vai voltar a olhar para aquele ponto nos próximos meses. Nos relógios da galáxia, terão passado apenas alguns dias, e a estrela ainda estará morrendo.