Há uma luz que atravessou treze bilhões de anos para chegar ao deserto do Atacama. Ela partiu de nuvens de gás morno, onde átomos de oxigênio vibravam em meio ao hidrogênio neutro, numa época em que o universo não tinha nem oitocentos milhões de anos de idade. Saiu como radiação infravermelha distante, com comprimento de onda de 145 micrômetros, e chegou esticada pela expansão do cosmos até pouco mais de um milímetro, exatamente a janela em que as antenas do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, o ALMA, enxergam melhor. Pela primeira vez, essa luz foi captada não de monstros cósmicos como quasares ou galáxias empoeiradas que fabricam mil sóis por ano, mas de galáxias relativamente comuns do amanhecer cósmico. Ela traz consigo um relato sobre o combustível que alimentou as primeiras gerações de estrelas.

O relato está em um artigo publicado em 15 de junho de 2026 no The Astrophysical Journal por uma equipe internacional de 25 pesquisadores liderada por Yoshinobu Fudamoto, do Centro de Ciências de Fronteira da Universidade de Chiba, no Japão. O grupo reúne nomes da Universidade de Waseda, do Observatório Astronômico Nacional do Japão, do Observatório de Leiden, na Holanda, da Scuola Normale Superiore de Pisa, da Universidade do Arizona e de instituições do Chile, do Reino Unido, da Austrália, da Dinamarca, da Bélgica, da Espanha e de Taiwan. O trabalho apresenta as primeiras detecções da linha de emissão do oxigênio neutro a 145 micrômetros em galáxias formadoras de estrelas vistas em desvios para o vermelho entre 6,58 e 7,68, dentro da chamada época da reionização, e as combina com a procura, quase infrutífera, de uma segunda linha, a do nitrogênio ionizado a 205 micrômetros.

Para dimensionar esses números, convém lembrar que o desvio para o vermelho, o redshift dos astrônomos, mede quanto a expansão do universo esticou a luz desde que ela foi emitida. Um valor de 7 indica que cada comprimento de onda chegou a nós oito vezes maior do que partiu. As quatro galáxias estudadas são vistas, portanto, como eram quando o cosmos tinha entre aproximadamente 670 e 820 milhões de anos, menos de 6% de sua idade atual. Era o período em que a radiação ultravioleta das primeiras galáxias arrancava os elétrons do hidrogênio que preenchia o espaço entre elas, encerrando a longa idade das trevas e tornando o universo transparente. Entender como essas galáxias cresciam, e sobretudo do que eram feitas por dentro, é uma das metas centrais da astronomia extragaláctica contemporânea.

O Telescópio Espacial Hubble e, desde 2022, o Telescópio Espacial James Webb transformaram nossa visão dessa época ao fotografar e dissecar centenas de galáxias no ultravioleta e no óptico do referencial de repouso, luz que emerge de estrelas jovens e do gás ionizado que elas aquecem. Esse gás ionizado, contudo, é apenas a casca do processo. O que de fato alimenta a formação estelar é o gás frio e neutro, atômico ou molecular, que se acumula em nuvens densas e desaba sob o próprio peso para gerar novas estrelas. Esse combustível é praticamente invisível nos comprimentos de onda em que o Hubble e o Webb operam. Suas assinaturas mais eloquentes, as linhas de estrutura fina de átomos e íons e a emissão térmica da poeira, estão no infravermelho distante, uma região do espectro que só se tornou acessível em galáxias tão longínquas com a chegada do ALMA.

O ALMA é um conjunto de 66 antenas instaladas no platô de Chajnantor, a cerca de 5 mil metros de altitude no norte do Chile, operado por uma parceria entre Europa, América do Norte e Ásia Oriental em cooperação com o país anfitrião. A altitude e a secura extrema do deserto reduzem o vapor d’água atmosférico, o grande inimigo das observações em ondas milimétricas e submilimétricas. Nas noites em que os dados deste estudo foram colhidos, a coluna de vapor d’água precipitável variou entre 0,3 e 1,5 milímetro, valores que fariam qualquer observatório ao nível do mar parecer submerso. Com as antenas combinadas por interferometria, o conjunto alcança a resolução angular de pouco mais de um segundo de arco necessária para isolar uma galáxia individual a treze bilhões de anos-luz e medir, canal a canal, a velocidade do gás que ela contém.

Até aqui, a janela preferida dos astrônomos para esse tipo de estudo tem sido a linha do carbono ionizado a 158 micrômetros, a emissão de estrutura fina mais brilhante do infravermelho distante em galáxias que formam estrelas, responsável por algo entre 0,1% e 1% de toda a luz que elas irradiam nessa faixa. Programas como o REBELS, sigla de Reionization Era Bright Emission Line Survey, o Levantamento de Linhas de Emissão Brilhantes da Era da Reionização, um grande programa conduzido no ciclo 7 do ALMA, detectaram essa linha em dezenas de galáxias com desvios para o vermelho acima de 6,5. Mas uma única linha é como uma única nota: diz que há música, não que melodia está sendo tocada. Para caracterizar temperatura, densidade e composição do gás é preciso ouvir várias notas ao mesmo tempo, e isso exige observar outras linhas, bem mais fracas.

Esse passo, até agora, só tinha sido dado em objetos extremos. Quasares hospedados em galáxias gigantes, sistemas amplificados por lentes gravitacionais e as chamadas galáxias submilimétricas, verdadeiras fábricas estelares envoltas em poeira que produzem centenas ou milhares de massas solares em estrelas por ano, são brilhantes o suficiente para que linhas secundárias como a do oxigênio neutro apareçam em poucas horas de integração. Esses sistemas, porém, são raros e pouco representativos da população típica da época. A pergunta que motivou Fudamoto e colegas era se o mesmo poderia ser feito em galáxias menos exuberantes, mais próximas da norma, e o que elas revelariam sobre o meio interestelar comum do universo jovem.

Para responder, a equipe vasculhou todas as observações anteriores de carbono ionizado em galáxias da época da reionização, incluindo as do REBELS e de levantamentos independentes, em busca de alvos com luminosidade aparente nessa linha superior a 1,1 bilhão de vezes a do Sol. O critério era pragmático: quanto mais brilhante o carbono, maior a chance de que o oxigênio neutro e o nitrogênio ionizado fossem detectáveis em tempo razoável de telescópio. Quatro galáxias passaram no filtro. Todas haviam sido originalmente selecionadas por seu brilho no ultravioleta, com magnitudes absolutas inferiores a −21, o que as coloca entre as mais luminosas de sua época, embora ainda longe dos extremos dos quasares e das galáxias submilimétricas.

A mais próxima do grupo é REBELS-38, com desvio para o vermelho de 6,577, massa estelar da ordem de 3,8 bilhões de massas solares e taxa de formação estelar de 116 massas solares por ano. Em seguida vem A1689-zD1, a 7,132, cuja luz é amplificada pelo aglomerado de galáxias Abell 1689, situado a cerca de 2,2 bilhões de anos-luz da Terra e um dos mais potentes telescópios gravitacionais naturais conhecidos; descontada a amplificação, sua massa estelar fica em torno de 3,7 bilhões de sóis e sua taxa de formação estelar em 83 massas solares anuais. REBELS-25, a 7,307, é a mais massiva, com cerca de 7,7 bilhões de massas solares em estrelas e 200 massas solares por ano em novas estrelas, e foi descrita em 2024 como um disco em rotação dinamicamente frio, o mais distante conhecido. Fecha a lista REBELS-18, a 7,675, com cerca de 3,1 bilhões de massas solares e 72 massas solares por ano.

Esses valores merecem uma pausa. A Via Láctea, com cerca de 60 bilhões de massas solares em estrelas, de oito a vinte vezes mais que qualquer uma dessas galáxias, forma hoje entre uma e duas massas solares de estrelas por ano. REBELS-25 produz estrelas a um ritmo cem vezes superior com uma fração da massa, e o faz quando o universo mal completara 700 milhões de anos. Mesmo para os padrões de sua época, as quatro galáxias estão entre duas e quatro vezes acima da chamada sequência principal, a relação típica entre massa estelar e taxa de formação de estrelas em cada era cósmica. São, nas palavras dos autores, sistemas vigorosos, mas não extremos: comparáveis, em massa e produtividade, a SPT0418-47, a galáxia amplificada por lente que até então reunia o conjunto mais completo de medições de linhas infravermelhas em um objeto de massa semelhante.

Duas linhas espectrais, duas perguntas. A primeira linha, a do nitrogênio uma vez ionizado a 205 micrômetros, servia para responder de onde vem a emissão do carbono ionizado, se do gás ionizado das regiões HII que cercam estrelas recém-nascidas ou do gás neutro que as alimenta. A chave está na energia necessária para arrancar elétrons de cada átomo. O carbono perde seu primeiro elétron com apenas 11,3 elétrons-volts, menos do que os 13,6 elétrons-volts exigidos pelo hidrogênio; por isso o íon C+ existe tanto em regiões ionizadas quanto em zonas neutras, aonde a luz ultravioleta ainda chega. O nitrogênio, ao contrário, exige 14,5 elétrons-volts, mais que o hidrogênio, e só se ioniza onde o hidrogênio também já perdeu seu elétron. Onde há N+, há gás ionizado; onde há C+, pode haver qualquer coisa.

O truque funciona porque as duas linhas nascem em condições quase idênticas dentro do gás ionizado. Ambas têm densidades críticas parecidas, em torno de 40 e 50 partículas por centímetro cúbico quando o parceiro de colisão são elétrons, e exigem temperaturas de excitação semelhantes, de 70 e 91 kelvins respectivamente. Se toda a emissão de carbono viesse de regiões HII, a razão entre as luminosidades das duas linhas ficaria confinada a um intervalo estreito, entre cerca de 1,5 e 5,7 segundo os modelos de Joris Witstok e colaboradores, com um valor típico próximo de 3,6, que a equipe adotou como referência. Qualquer excesso de carbono acima desse patamar só pode vir de gás neutro. Medir quão fraca é a linha do nitrogênio equivale, portanto, a medir que fração do carbono ionizado brilha a partir do combustível frio das estrelas.

A segunda linha, a do oxigênio neutro a 145,53 micrômetros, abre uma janela diferente. O oxigênio atômico precisa de 13,62 elétrons-volts para ser ionizado, praticamente o mesmo que o hidrogênio, de modo que os dois elementos permanecem neutros juntos e se separam de seus elétrons juntos. O oxigênio neutro habita, assim, as regiões de fotodissociação, as photodissociation regions ou PDRs do jargão, camadas superficiais de nuvens moleculares onde a radiação ultravioleta das estrelas jovens já destruiu as moléculas mas ainda não ionizou os átomos, e também o meio neutro morno que preenche o espaço entre as nuvens. Ele sobrevive até ser aprisionado em moléculas como o monóxido de carbono ou a água, e persiste em particular no gás molecular pobre em metais que os astrônomos chamam de gás escuro em CO, o CO-dark gas, onde o hidrogênio molecular existe sem o traçador habitual.

Essa linha tem duas virtudes técnicas que a tornam preciosa. Sua densidade crítica é alta, da ordem de 100 mil partículas por centímetro cúbico, o que significa que ela só brilha com intensidade em gás comparativamente denso, justamente o tipo de gás que está a um passo de formar estrelas. E ela é opticamente fina: os fótons emitidos escapam da nuvem sem serem reabsorvidos, ao contrário do que ocorre com a linha irmã do oxigênio a 63 micrômetros, bem mais intensa mas frequentemente saturada e difícil de interpretar. A linha de 145 micrômetros é um dos principais canais pelos quais o gás neutro denso se resfria, e sua intensidade relativa à do carbono ionizado funciona como termômetro e barômetro do meio interestelar quando confrontada com modelos.

As observações do oxigênio foram realizadas no ciclo 9 do ALMA, em dois programas, um liderado pelo próprio Fudamoto e outro por Ilse De Looze, da Universidade de Gante, na Bélgica. A linha do nitrogênio foi buscada em um terceiro programa, também de Fudamoto, em REBELS-38 e REBELS-25, e os dados de A1689-zD1 vieram do arquivo do observatório, de um programa liderado por Seiji Fujimoto, da Universidade do Texas em Austin. Os tempos de integração são modestos para o padrão do que se tenta medir: de apenas doze minutos em A1689-zD1, cuja luz amplificada pela lente dispensa longas exposições, a 2,6 horas em REBELS-18 para o oxigênio, e entre 1,5 e 2,3 horas para o nitrogênio. As observações de nitrogênio em REBELS-25 foram executadas só parcialmente, e REBELS-18 não teve essa linha observada.

Os dados foram calibrados com a versão 6.2.1 do pacote CASA, o programa padrão para a redução de dados do ALMA, e os cubos espectrais foram construídos com canais de 25 quilômetros por segundo, largura que divide uma linha típica de 200 a 400 quilômetros por segundo em oito a dezesseis fatias de velocidade. O contínuo da poeira foi subtraído no plano das visibilidades e mapeado separadamente, e a equipe empregou a ponderação natural, que maximiza a sensibilidade a fontes pontuais em detrimento da resolução. Os feixes sintetizados resultantes têm cerca de um segundo de arco, exceto na observação de oxigênio de REBELS-25, com meio segundo de arco. Para a frequência central de cada cubo, os pesquisadores usaram as velocidades sistêmicas previamente medidas no carbono ionizado, de modo que qualquer sinal esperado tivesse endereço conhecido.

O resultado principal veio limpo. Nas quatro galáxias, a emissão do oxigênio neutro aparece na frequência prevista com significância superior a quatro desvios-padrão. Para extrair fluxos confiáveis, a equipe adotou um procedimento iterativo: ajustou uma gaussiana ao espectro inicial, integrou o cubo sobre a largura correspondente a dois desvios-padrão, redefiniu a região de extração a partir dos pixels acima de dois sigma no mapa integrado, reextraiu o espectro e repetiu o ciclo até que os canais selecionados convergissem. As luminosidades da linha de 145 micrômetros ficaram em 130 milhões de luminosidades solares em REBELS-38, 730 milhões em A1689-zD1 antes da correção pela lente, 530 milhões em REBELS-25 e 160 milhões em REBELS-18, sempre com incertezas entre 20% e 25%.

O nitrogênio, em contraste, quase não deu sinal de vida. Em REBELS-38 e REBELS-25, os espectros não mostram linha alguma, e os mapas integrados sobre a largura do carbono ionizado, com uma ou duas vezes sua largura a meia altura, exibem no máximo sinais abaixo de três sigma na posição esperada. Em A1689-zD1 há um sinal fraco, também abaixo de três sigma, mas com uma forma estranha: dois picos ligeiramente deslocados da frequência prevista. Como estudos anteriores revelaram que essa galáxia é fragmentada em grumos, os autores suspeitam que o sinal possa vir de um aglomerado de gás ionizado ao longo da linha de visada que não coincide com a região emissora de carbono, e preferiram tratá-lo como limite superior. Mesmo que fosse aceito como detecção, acrescentam, nenhuma das conclusões mudaria.

Esse silêncio do nitrogênio é, na verdade, a notícia. Combinando os limites superiores com as luminosidades conhecidas do carbono, a razão entre as duas linhas resulta em valores mínimos entre 21 e 87, a três sigma. São números muito acima dos observados nas galáxias infravermelhas luminosas do universo local do levantamento GOALS e nas galáxias submilimétricas de desvios para o vermelho entre 4 e 6. Traduzidos pela fórmula que desconta a contribuição das regiões HII, eles implicam que pelo menos 92% da emissão de carbono em REBELS-38, 96% em A1689-zD1 e 83% em REBELS-25 nasce no gás neutro. Mesmo adotando o valor mais conservador da razão esperada para regiões ionizadas, 5,7, as frações mínimas continuam altas: 87%, 93% e 74%, respectivamente.

A equipe estendeu a mesma análise a B14-65666, uma galáxia a desvio para o vermelho 7,15 estudada anteriormente por Takuya Hashimoto e colegas, cuja luminosidade em nitrogênio a 205 micrômetros pode ser estimada a partir da linha irmã a 122 micrômetros, e encontrou um limite inferior de 94% para a fração neutra. O quadro que emerge é consistente: na época da reionização, a linha do carbono ionizado é dominada pelas regiões de fotodissociação e pelas camadas de gás molecular escuro em CO, mais do que nas galáxias de épocas posteriores. Isso confirma uma suposição que sustentava dezenas de trabalhos anteriores e carecia de verificação direta: o carbono ionizado é um excelente traçador do gás neutro nas primeiras galáxias, e seu brilho pode ser convertido com confiança em estimativas da massa desse gás.

Há uma explicação física plausível para esse domínio. No universo local, Tanio Díaz-Santos e colaboradores mostraram que a fração neutra da emissão de carbono cresce com a temperatura da poeira. Gás mais denso nas regiões de formação estelar aquece mais a poeira e, ao mesmo tempo, leva o carbono ionizado das regiões HII a se desexcitar por colisões em vez de irradiar, porque sua densidade crítica em meio a elétrons é baixa. O gás ionizado, denso e quente, contribui pouco para a linha. Estudos recentes indicam que as galáxias com desvios para o vermelho entre 6 e 7 têm poeira tipicamente entre 40 e 60 kelvins, mais quente que a de suas congêneres atuais. Se a correlação local vale também lá, as galáxias primordiais deveriam ter frações neutras muito altas ou saturadas, exatamente o que foi observado.

Com a origem do carbono esclarecida, a razão entre o oxigênio neutro e o carbono ionizado podia ser interpretada sem correções. Ela varia entre 0,08 e 0,33 nas quatro galáxias, com mediana de 0,16, intervalo semelhante ao medido em quasares e galáxias submilimétricas de desvios para o vermelho acima de 4. Quando comparadas com galáxias locais de luminosidade infravermelha equivalente, as quatro se posicionam na borda superior da distribuição das galáxias anãs próximas, que há tempos servem de análogos locais para os sistemas primordiais por sua baixa metalicidade. Razões tão elevadas aparecem, no universo atual, em ambientes muito irradiados, como o gás de galáxias ultraluminosas no infravermelho, e em regiões de fotodissociação particularmente densas, um primeiro indício de que o gás neutro dessas galáxias é compacto e intensamente iluminado.

Duas das galáxias, REBELS-25 e A1689-zD1, já tinham medições da linha do oxigênio duplamente ionizado a 88 micrômetros, o que permitiu um diagnóstico adicional. A razão entre essa linha e a do oxigênio neutro acompanha o volume ocupado pelo gás ionizado em relação ao neutro e, por extensão, o parâmetro de ionização, uma medida da intensidade da radiação em relação à densidade do gás. REBELS-25 ocupa o canto inferior do diagrama, com razões baixas que apontam para um parâmetro de ionização modesto, coerente com seu valor de [OIII]/[CII] de 1,3, um dos menores conhecidos acima de desvio para o vermelho 6. A1689-zD1 vai na direção oposta, com razão alta parecida com a das galáxias anãs locais e [OIII]/[CII] de 2,1. São duas galáxias contemporâneas com meios interestelares de personalidades distintas.

Um detalhe curioso surgiu em REBELS-38. Na maioria dos alvos, a emissão do oxigênio neutro coincide espacialmente com a do carbono e exibe perfil de velocidades compatível. Nessa galáxia, porém, a linha do oxigênio é visivelmente mais estreita, com largura a meia altura de 112 quilômetros por segundo contra 204 quilômetros por segundo do carbono. A diferença tem significância de apenas 2,5 sigma e pode ser flutuação estatística, mas, se confirmada, indicaria que os dois elementos brilham em componentes diferentes do meio interestelar, talvez o oxigênio em uma região central mais compacta e o carbono em um disco mais extenso. Os autores registram a possibilidade com cautela e remetem a resposta a observações futuras com maior resolução e sensibilidade.

Para transformar razões de linhas em grandezas físicas, a equipe recorreu ao CLOUDY, código de síntese espectral desenvolvido ao longo de décadas por Gary Ferland e colaboradores que simula, camada por camada, como uma nuvem de gás responde à radiação que a atinge. Os pesquisadores construíram uma grade de modelos de gás neutro iluminado por um corpo negro de 50 mil kelvins, do qual os fótons ionizantes foram removidos para isolar a física das regiões de fotodissociação. A grade cobre intensidades do campo ultravioleta distante entre 10 e um milhão de vezes o valor de Habing, a referência que corresponde ao campo interestelar típico da vizinhança solar, e densidades de hidrogênio entre 100 e 10 milhões de partículas por centímetro cúbico, em passos de 0,29 dex, com raios cósmicos de fundo e geometria plano-paralela de densidade constante.

Um ingrediente novo distingue esse esforço dos anteriores: a metalicidade de cada galáxia não foi presumida, mas medida. Espectros obtidos pelo James Webb, que detectam no infravermelho próximo as linhas ópticas do oxigênio e do hidrogênio deslocadas para o vermelho, forneceram abundâncias de oxigênio de 8,45, 8,05 e 8,63 na escala logarítmica usual para REBELS-38, A1689-zD1 e REBELS-25, e cerca de 8,5 para REBELS-18, valores entre um quarto e quase 90% da abundância solar. As abundâncias dos gases e dos grãos de poeira nos modelos foram escaladas por esses números, com hidrocarbonetos policíclicos aromáticos incluídos, e cada modelo foi integrado até uma coluna de hidrogênio de 10²³ átomos por centímetro quadrado. Os arquivos de entrada e as grades de saída foram publicados em um repositório aberto, para que qualquer grupo possa reproduzir ou estender a análise.

Cruzando duas razões observadas, oxigênio sobre carbono e carbono sobre luminosidade infravermelha total, com a grade de modelos, a equipe obteve para três das galáxias uma solução de densidade e intensidade de radiação. Os campos ultravioletas distantes ficaram em valores parecidos, entre cerca de 300 e 1000 vezes o de Habing. Já as densidades do gás neutro variaram de 6 mil partículas por centímetro cúbico em REBELS-38 a 37 mil em A1689-zD1 e mais de 20 mil em REBELS-18, sempre com a ressalva de que as incertezas formais, por vezes minúsculas, refletem apenas o ruído das medições e não as limitações do modelo de zona única, da profundidade óptica ou da distribuição real de fontes e gás, que poderiam ampliá-las substancialmente.

REBELS-25 recusou-se a caber na grade. Com a metalicidade de 8,63 medida pelo Webb no gás ionizado, nenhuma combinação de densidade e campo de radiação reproduz simultaneamente as duas razões observadas. Quando os pesquisadores testaram uma metalicidade mais baixa, de 8,05, surgiu uma região estreita de soluções, com campo de cerca de 300 vezes o de Habing e densidades em torno de um milhão de partículas por centímetro cúbico. A leitura mais interessante dessa discrepância é que o gás neutro traçado pelo oxigênio e pelo carbono pode ser quimicamente mais pobre do que o gás ionizado em torno das estrelas, talvez porque esteja sendo reabastecido por correntes de gás primitivo caindo de fora da galáxia. A equipe não tentou fixar valores únicos para REBELS-25 e adotou, como representativos, um campo de 300 Habing e densidade de 3 milhões de partículas por centímetro cúbico.

Postas lado a lado com outras populações, as quatro galáxias contam uma história coerente. Suas densidades de gás neutro, entre 3 mil e alguns milhões de partículas por centímetro cúbico, são de dez a mil vezes maiores que as das galáxias da sequência principal do universo local e se equiparam às de fusões violentas de galáxias próximas, de galáxias submilimétricas e de surtos de formação estelar distantes. Seus campos de radiação ultravioleta, em compensação, são semelhantes aos das galáxias comuns de hoje e ficam entre algumas vezes e uma ordem de grandeza abaixo dos medidos em quasares e galáxias submilimétricas. Os autores sintetizam o perfil em uma frase: o meio interestelar neutro dessas galáxias é uma versão de campo fraco das galáxias submilimétricas, com nuvens igualmente densas iluminadas por uma formação estelar menos intensa, provavelmente porque as galáxias são menores.

Convém traduzir essas densidades em termos terrestres para evitar ilusões. Um milhão de partículas por centímetro cúbico soa como muito, mas o ar que respiramos tem cerca de 25 quintilhões de moléculas no mesmo volume. O gás mais denso dessas galáxias é, portanto, tão rarefeito quanto o vácuo ultra-alto obtido nas melhores câmaras de laboratório na Terra. Ainda assim, em escala astrofísica, trata-se de matéria concentrada: nuvens onde átomos e moléculas colidem com frequência suficiente para excitar o oxigênio neutro e para que a gravidade vença a pressão, dando início ao colapso que gera estrelas. A relação de escala entre campo de radiação e densidade sugerida pelos autores é intuitiva: para nuvens de densidade semelhante, sistemas que formam menos estrelas no total produzem menos luz ultravioleta e, consequentemente, banham seu gás com campos mais fracos.

A detecção do oxigênio neutro permitiu ir além das razões de linhas e pesar diretamente o gás. Como a linha de 145 micrômetros é opticamente fina, sua luminosidade é proporcional ao número de átomos emissores, e uma fórmula que envolve a função de partição do oxigênio e a temperatura de excitação converte luminosidade em massa. Adotando uma temperatura de excitação de 100 kelvins, representativa da região emissora nos modelos CLOUDY, a equipe obteve massas de oxigênio atômico neutro entre 4 e 16 milhões de massas solares nas quatro galáxias. O valor depende fortemente da temperatura escolhida: para REBELS-38, uma temperatura de 150 kelvins reduziria a massa para 1,8 milhão de sóis, enquanto 50 kelvins a elevaria a 100 milhões, uma incerteza sistemática que os autores fazem questão de sublinhar.

O passo seguinte foi converter oxigênio em hidrogênio, e aqui o James Webb entrou de novo em cena. Dividir a massa de oxigênio pela abundância relativa medida nos espectros do Webb fornece a massa de hidrogênio que ocupa o mesmo volume das regiões emissoras de oxigênio, ou seja, o gás atômico morno associado às regiões densas de fotodissociação. Os resultados variam de 900 milhões de massas solares em REBELS-38 a 3 bilhões em A1689-zD1, com 2,4 bilhões em REBELS-25 e 1 bilhão em REBELS-18. Confrontadas com as massas estelares, essas cifras implicam frações de gás entre 20% e 40%, ligeiramente inferiores mas dentro da faixa encontrada por estudos recentes que usaram o carbono ionizado em galáxias do mesmo período. É um universo em que o gás ainda rivaliza com as estrelas na contabilidade de massa.

Para testar a robustez do método, a equipe comparou essas massas com três estimativas independentes. A abordagem baseada em modelos de regiões de fotodissociação aplicada ao carbono ionizado, calibrada por Steve Hailey-Dunsheath e colegas em 2010 numa galáxia hiperluminosa, fornece 2,1, 1,4, 2,0 e 1,4 bilhões de massas solares, em acordo notável com os valores derivados do oxigênio. Já as calibrações empíricas apontam para reservatórios bem maiores: a relação entre oxigênio neutro e hidrogênio atômico de Wilson e colaboradores, construída a partir de explosões de raios gama, rende de 3,9 bilhões a 23 bilhões de massas solares, e a relação entre carbono ionizado e gás molecular de Anita Zanella e colegas chega a 33 bilhões a 52 bilhões. Dependendo do método, a mesma galáxia pode ter uma massa de gás dez vezes diferente.

A divergência não é um defeito, mas uma pista. O oxigênio neutro e o carbono ionizado brilham essencialmente no gás morno, aquecido pela radiação ultravioleta nas superfícies das nuvens. As calibrações empíricas, em contrapartida, capturam o gás total, inclusive as fases frias e profundas que não emitem nessas linhas. O excesso sistemático de um fator de alguns até mais de dez sugere, portanto, a existência de um grande reservatório de gás neutro frio que as linhas infravermelhas não enxergam diretamente. Os autores reconhecem que a conversão direta de massa de oxigênio em massa de hidrogênio com abundâncias do Webb é viável, mas que ela deve subestimar o conteúdo total de gás, e que correções empíricas derivadas de amostras maiores serão necessárias para contabilizar as fases mais frias.

O artigo traz ainda um resultado paralelo que merece registro. Para interpretar A1689-zD1, a equipe recalculou o modelo de massa do aglomerado Abell 1689 com o código GLAFIC, desenvolvido por Masamune Oguri, da Universidade de Chiba, um dos coautores. Usando 130 imagens múltiplas de 40 galáxias de fundo, 14 delas com desvios para o vermelho espectroscópicos, cinco componentes de matéria escura, as galáxias-membro do aglomerado, cisalhamento externo e perturbações multipolares, o novo modelo reproduz as posições observadas com dispersão de 0,64 segundo de arco e fornece para A1689-zD1 uma amplificação de 4,14 vezes, com incerteza de 0,36. O valor é menos da metade dos 9,3 adotados desde 2005 e usados no estudo de 2015 que fez dessa galáxia a primeira considerada normal da época da reionização a ter sua poeira detectada pelo ALMA.

A revisão tem consequências. Se a lente amplifica menos do que se pensava, A1689-zD1 é intrinsecamente mais luminosa, mais massiva e mais produtiva do que os catálogos anteriores indicavam, e todas as grandezas intrínsecas citadas no artigo já incorporam o novo fator. Como as conclusões centrais se apoiam em razões entre linhas, que independem da amplificação, o resultado principal não é afetado, mas o episódio ilustra uma verdade incômoda da astronomia de lentes gravitacionais: a complexidade da distribuição de massa em aglomerados como Abell 1689, um dos mais massivos conhecidos, impõe erros posicionais de quase um segundo de arco e deixa margem para revisões significativas. Em paralelo, os mapas do contínuo de poeira a 145 e 205 micrômetros revelaram todas as galáxias com clareza e identificaram no campo de REBELS-18 uma intrusa, uma galáxia de primeiro plano a desvio para o vermelho fotométrico 3,1, catalogada no COSMOS2020.

Há pouco mais de uma década, medições como essas eram privilégio do universo próximo. O Observatório Espacial Herschel, da Agência Espacial Europeia, operou entre 2009 e 2013 e mapeou as linhas do oxigênio e do carbono em centenas de galáxias locais, estabelecendo as correlações com que os dados de Fudamoto e colegas agora são comparados. Levar essas medidas a treze bilhões de anos-luz exigiu não só a sensibilidade do ALMA, mas o acaso favorável de que as linhas infravermelhas distantes dessas galáxias caem, após o desvio para o vermelho, nas janelas atmosféricas em que o céu do Atacama é transparente. O artigo marca a primeira vez que a linha do oxigênio neutro a 145 micrômetros é detectada em galáxias formadoras de estrelas comuns além de desvio para o vermelho 6,5, e demonstra que isso é possível com poucas horas de telescópio.

O programa é explicitamente descrito como piloto, e o caminho adiante está traçado. Levantamentos sistemáticos da linha do oxigênio neutro em amostras maiores de galáxias da época da reionização, combinados com as abundâncias e as propriedades estelares medidas pelo James Webb, permitiriam acompanhar ao mesmo tempo o gás ionizado, o gás neutro, as estrelas e a poeira nas mesmas galáxias, algo que até há pouco só se fazia no universo local. Observações de maior resolução poderiam decidir se o oxigênio e o carbono de REBELS-38 brilham de fato em componentes distintos, e um censo mais amplo da linha do nitrogênio refinaria a fração neutra do carbono em toda a população. A questão da metalicidade do gás neutro, levantada por REBELS-25, pede comparações diretas entre abundâncias medidas em fases diferentes do meio interestelar.

Restam as imagens que os dados deixam. Quatro galáxias pequenas, cada uma com uma fração modesta da massa estelar da Via Láctea, fabricando estrelas em ritmo frenético a partir de nuvens tão rarefeitas quanto um vácuo de laboratório, iluminadas por uma luz ultravioleta centenas de vezes mais intensa que a que banha o Sol, e ainda assim tímidas perto dos gigantes empoeirados de sua época. Nelas, oito décimos ou mais do carbono brilha onde o hidrogênio ainda guarda seu elétron, no gás que está prestes a virar estrela. Essa luz partiu quando o universo aprendia a ser transparente e chegou a um planalto chileno, a cinco quilômetros de altitude, para contar como as galáxias comuns do amanhecer cósmico eram alimentadas. Pela primeira vez, elas, e não apenas as excepcionais, falaram.