Imagine um Universo sem nenhuma luz. Não a escuridão de uma noite sem lua, em que ainda cintilam estrelas distantes, mas uma treva absoluta, preenchida por uma névoa morna de hidrogênio e hélio que se espalhava por todo o espaço enquanto o cosmos inteiro se expandia e esfriava. Durante algumas centenas de milhões de anos foi assim: nenhuma estrela, nenhuma galáxia, nenhum fóton capaz de romper a bruma. Então, em algum momento entre 200 e 300 milhões de anos depois do Big Bang, as primeiras fornalhas se acenderam. O que aconteceu no primeiro bilhão de anos da história cósmica — como as galáxias nasceram, como os buracos negros cresceram, como a névoa foi dissipada — era, até 2022, uma das grandes lacunas da astronomia. Agora, um artigo assinado por 49 pesquisadores na revista Nature Astronomy reúne o que o Telescópio Espacial James Webb revelou sobre essa era e chega a um veredito direto: os livros didáticos estão sendo reescritos.

O texto é um artigo de perspectiva, publicado em 8 de agosto de 2025 no volume 9 da Nature Astronomy, e nasceu de um encontro muito particular. Entre 11 e 15 de março de 2024, o Instituto Internacional de Ciências Espaciais, o ISSI, em Berna, na Suíça, reuniu um grupo seleto de astrônomos de 45 instituições em um encontro batizado de “A cronologia do Universo muito primitivo segundo o JWST”. A maioria dos participantes liderava programas de observação de médio e grande porte no primeiro ciclo científico do telescópio, e o objetivo era fazer um balanço: um ano e meio depois do início das operações científicas, o que o Webb já havia mudado em nossa compreensão do cosmos primordial? A primeira autora é Angela Adamo, da Universidade de Estocolmo, e a correspondência é assinada por Antonella Nota, do ISSI. Recebido pela revista em junho de 2024 e aceito um ano depois, o artigo é dedicado às cerca de 20 mil pessoas que, ao longo de décadas, construíram o observatório.

Para entender a dimensão do que está em jogo, é preciso recuar até o começo. Segundo o modelo cosmológico padrão, o Universo surgiu há 13,8 bilhões de anos no Big Bang e, em sua primeira fração de segundo, passou por uma expansão acelerada, a inflação, que o esticou em cerca de 60 ordens de grandeza — um 1 seguido de 60 zeros. Depois disso, seguiu expandindo e esfriando. Cerca de 380 mil anos após o início, a temperatura caiu o suficiente para que prótons e elétrons se combinassem nos primeiros átomos de hidrogênio, um episódio conhecido como recombinação; a luz, até então aprisionada pela matéria ionizada, ficou livre para viajar, e ainda hoje a detectamos como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Começava então a chamada idade das trevas, que durou algumas centenas de milhões de anos.

Durante esse silêncio, as sementes das primeiras estruturas estavam crescendo. Pequenas perturbações na distribuição da matéria escura foram atraindo gravitacionalmente o gás comum — os bárions, na linguagem da física — até que, nos pontos mais densos, as condições para a ignição das primeiras estrelas foram atingidas. Elas foram as primeiras fontes de luz do Universo. A energia, o momento e o material enriquecido em elementos pesados que elas expeliram, ao viver e ao morrer, acenderam a faísca da última grande transição de fase da matéria cósmica: a época da reionização, em que o hidrogênio neutro que permeava todo o espaço voltou a ser ionizado, átomo por átomo, pela radiação das galáxias nascentes. É essa infância galáctica, entre o amanhecer cósmico e o fim da reionização, por volta de um bilhão de anos após o Big Bang, que o artigo examina.

As perguntas em aberto, listadas logo na introdução, soam quase como um inventário de ignorância. Quando as primeiras estrelas se formaram, e elas eram muito diferentes das atuais? Quando estrelas e gás se juntaram para formar as primeiras galáxias, e qual era a aparência delas? Alguma dessas galáxias primordiais já tinha um disco como o da Via Láctea, ou todas eram sistemas desordenados em frenesi de formação estelar? Quando nasceram os primeiros buracos negros supermassivos, e quando passaram a alimentar núcleos galácticos ativos potentes o bastante para interferir na formação de estrelas de uma galáxia inteira? Com que rapidez as supernovas enriqueceram o ambiente com elementos pesados e poeira, a matéria-prima de planetas e da vida? E qual foi a cronologia e a geografia da reionização? Os próprios autores admitem que é sobre essa fase que menos sabemos.

O instrumento capaz de atacar essas questões demorou um quarto de século para ficar pronto. Lançado em 25 de dezembro de 2021 e operando desde julho de 2022 a 1,5 milhão de quilômetros da Terra, o James Webb tem um espelho principal de 6,5 metros formado por 18 segmentos hexagonais recobertos de ouro e observa no infravermelho, justamente a faixa em que a luz das primeiras galáxias chega até nós. Segundo o artigo, o telescópio oferece resolução dez vezes melhor e sensibilidade cem vezes maior que a dos observatórios anteriores em comprimentos de onda semelhantes. Seus quatro instrumentos científicos — a câmera NIRCam, o espectrógrafo NIRSpec, o imageador e espectrógrafo sem fenda NIRISS e o instrumento de infravermelho médio MIRI — completam em horas observações que antes exigiriam anos, ou que simplesmente seriam inviáveis.

Falar de distâncias e de tempos nessa escala exige uma unidade peculiar: o desvio para o vermelho, ou redshift, representado pela letra z. Como o espaço se expande, a luz emitida por uma galáxia distante é esticada durante a viagem; um fóton emitido em z igual a 14 chega a nós com comprimento de onda 15 vezes maior que o original, deslocado do ultravioleta para o infravermelho. Quanto maior o z, mais antiga é a luz e mais jovem era o Universo quando ela partiu. O artigo adota como marco inicial z igual a 5,6, que corresponde, segundo os parâmetros cosmológicos medidos pelo satélite Planck, a um bilhão de anos após o Big Bang, e segue recuando até os maiores desvios já observados. Para o leitor, basta guardar uma régua mental: z igual a 10 significa menos de 500 milhões de anos de idade cósmica, e z igual a 14, pouco menos de 300 milhões.

Antes do Webb, a fronteira era estreita. O Hubble chegou, no limite de sua capacidade, a um punhado de galáxias entre z igual a 9 e 11, e as fontes identificadas tão longe eram quase sempre as mais luminosas de sua época, vistas como manchas sem detalhe. O JWST revelou uma população robusta de galáxias além de z igual a 10. A maioria é selecionada em imagens multicoloridas pela assinatura de um corte abrupto no espectro, do lado azul da linha Lyman-alfa do hidrogênio: toda a luz mais energética que esse limite é absorvida pelo gás neutro no caminho, e a galáxia parece simplesmente desaparecer nos filtros mais azuis. Muitas centenas de candidatas já foram identificadas em z maior que 7, e cerca de 20 foram confirmadas por espectroscopia em z maior que 10, com o recorde, na data do artigo, em z igual a 14,32 — a galáxia JADES-GS-z14-0, cuja luz partiu quando o cosmos tinha por volta de 290 milhões de anos.

Os autores são categóricos ao afirmar que esse recorde não vai se sustentar, pois não existe limite técnico para encontrar galáxias até z igual a 20. A previsão já começou a se cumprir: segundo anúncio feito em 2025, outra galáxia, catalogada como MoM-z14, teve seu desvio para o vermelho confirmado em cerca de 14,4. A diferença de escala entre as duas eras da astronomia aparece em um gráfico do próprio artigo, que compila as galáxias confirmadas espectroscopicamente no primeiro bilhão de anos: eram cerca de 60 fontes antes do Webb, e passaram a ser aproximadamente 1.300 com os dados públicos do telescópio, obtidos pelo conjunto de microobturadores do NIRSpec — centenas de milhares de janelinhas que se abrem individualmente para capturar o espectro de dezenas de objetos ao mesmo tempo — e pelo grism do NIRCam, uma combinação de grade de difração e prisma que transforma cada fonte do campo em um pequeno espectro, usada em levantamentos como o FRESCO e o EIGER.

Com amostras desse tamanho, tornou-se possível medir com precisão a função de luminosidade no ultravioleta — a contagem de quantas galáxias existem, por volume de espaço, em cada faixa de brilho — e sua integral, a densidade de luminosidade ρUV, em desvios para o vermelho de 7 para cima. Esse censo é a ferramenta básica para saber quantas fábricas de estrelas estavam ativas em cada época e quanta radiação ionizante elas injetavam no espaço. O resultado contrariou as expectativas: a densidade de luminosidade ultravioleta cai com o tempo muito mais devagar do que se previa, o que implica uma produção de fótons ultravioleta mais sustentada no início. A extremidade brilhante da função praticamente não evolui entre z igual a 8 e 12, por causa de um número inesperadamente grande de galáxias luminosas, com magnitude absoluta ultravioleta próxima de −21, e com espectros muito azuis, de inclinação β menor que −2. As abundâncias ainda têm precisão limitada por variações de campo para campo, atribuídas à estrutura em grande escala.

Quatro famílias de explicação disputam a conta. A primeira propõe que ventos impulsionados pela radiação das estrelas jovens varrem a poeira para fora das galáxias, deixando-as momentaneamente desimpedidas e mais brilhantes do que seriam. A segunda aposta na variabilidade: se a formação estelar ocorre em surtos, muitas galáxias pequenas são flagradas em seu pico de brilho, o que achata a função de luminosidade. A terceira supõe que, nas condições densas do Universo jovem, o gás colapsa em estrelas antes que o feedback — a retroalimentação, ou seja, a resistência que ventos estelares e supernovas impõem ao próprio gás que forma estrelas — consiga freá-lo, elevando a eficiência da formação estelar. A quarta sugere uma função de massa inicial pesada no topo, com proporção maior de estrelas massivas e luminosas por unidade de massa. É provável que uma combinação delas resolva a questão, mas os autores não excluem que o modelo cosmológico ΛCDM, com matéria escura fria e constante cosmológica, precise de ajustes. O JWST virou, assim, também um instrumento de teste da cosmologia.

A outra ponta da função de luminosidade, a das galáxias mais tênues, é igualmente reveladora, porque depende de como os processos de retroalimentação atuam em sistemas de baixa massa. Dados anteriores ao Webb sugeriam uma inclinação cada vez mais íngreme à medida que se recua no tempo; os primeiros resultados do JWST indicam uma convergência para uma inclinação logarítmica α igual a −2, o que significa que as galáxias extremamente fracas dominam a densidade cósmica de formação estelar. Em outras palavras, o grosso das estrelas do Universo jovem não nascia nos sistemas brilhantes que atraem as manchetes, mas numa multidão de anãs quase invisíveis. O mesmo gráfico do artigo mostra a densidade da taxa de formação estelar medida pelo Hubble e pelo Webb ao longo do primeiro bilhão de anos, comparada a um modelo de eficiência constante: os pontos do JWST parecem se manter acima da curva nas épocas mais remotas, além de z igual a 12.

Brilho ultravioleta, porém, é um indicador enganoso de massa. Ele vem sobretudo das estrelas massivas, jovens e de vida curta, enquanto a maior parte da massa estelar de uma galáxia se esconde em estrelas menores e mais frias, que emitem no óptico e no infravermelho próximo do referencial de repouso. A cobertura espectral do Webb alcança exatamente essa faixa, deslocada para o infravermelho, e isso permitiu pela primeira vez rastrear o grosso da massa estelar, com vínculos sólidos sobre o ritmo de acúmulo de massa nas galáxias até os primeiros 500 milhões de anos. Observações anteriores com o Hubble, o Spitzer e o rádio-observatório ALMA já haviam apontado a existência de galáxias raras, massivas e avermelhadas além de z igual a 4, que ficavam de fora das seleções baseadas no ultravioleta; os dados do JWST mostram que essas galáxias antes perdidas contribuem de forma significativa para o censo de massa estelar.

Mesmo assim, medir massa continua sendo uma arte sujeita a erros grandes, e o instrumento MIRI se tornou um corretor indispensável. Ao incluir fotometria em comprimentos de onda longos, até 21 micrômetros no referencial do observador, as estimativas de massa estelar de fontes massivas, vermelhas e obscurecidas por poeira em z maior que 3 — aquelas com mais de 10 bilhões de massas solares — caem tipicamente 0,6 dex, isto é, por um fator próximo de quatro. Sem o MIRI, portanto, há um risco real de superestimar a massa de populações estelares maduras no Universo distante. Esse detalhe técnico está no centro de uma das polêmicas mais ruidosas dos primeiros anos do Webb.

Poucos meses depois do início das operações, um grupo de pesquisadores anunciou a detecção de candidatas a galáxias luminosas e aparentemente massivas demais em z igual ou maior que 6, com cores mais vermelhas do que o esperado, algumas delas supostamente existindo apenas 600 milhões de anos após o Big Bang. Se as interpretações estivessem corretas, essas galáxias exigiriam eficiências de formação estelar impossíveis ou implausíveis — mais estrelas do que a quantidade de gás disponível nos halos de matéria escura daquela época poderia produzir — e colocariam o próprio modelo ΛCDM sob tensão. O debate que se seguiu girou em torno de uma pergunta de modelagem: como separar, nos dados novos, a contribuição da luz estelar, do obscurecimento por poeira e de buracos negros supermassivos em acreção?

A espectroscopia de acompanhamento trouxe alívio. Nas galáxias candidatas mais antigas, com z maior que 6, os espectros revelaram linhas de emissão intensas produzidas por formação estelar ou por núcleos ativos, linhas que, nas imagens em filtros largos, imitavam ou exageravam as quebras de continuidade do espectro que haviam sido interpretadas como marca de populações estelares velhas e maciças. A tensão diminuiu, mas não desapareceu. Há uma população de galáxias velhas e massivas em z entre 2 e 4, já quiescentes, cujas estrelas parecem ter se formado de modo muito rápido e eficiente em z igual ou maior que 8 — uma delas, estudada em 2024, teria formado suas estrelas por volta de z igual a 11. Essa eficiência extrema segue sendo um desafio sério para os modelos teóricos de formação de galáxias, e só amostras espectroscópicas maiores dirão o tamanho real do problema.

Como essas galáxias formaram suas estrelas, afinal? As simulações preveem que, em sistemas de baixa massa e em épocas remotas, a formação estelar seja estocástica, em surtos irregulares separados por pausas, e o JWST começou a confrontar essa previsão. A irregularidade pode ser induzida por diferentes processos de retroalimentação: a fotoevaporação do hidrogênio molecular, que destrói o combustível das estrelas em sistemas de massa baixa; as explosões de supernova, dominantes em galáxias de massa intermediária; e a acreção cosmológica de gás e as fusões entre galáxias, que regem os sistemas mais massivos. Cada um desses mecanismos atua em uma escala de tempo distinta, deixando no histórico da galáxia uma assinatura própria.

A modelagem conjunta de imagens e espectros mostra que as galáxias em z maior que 6 abrigam estrelas jovens, com idades médias inferidas em torno de 50 milhões de anos, embora existam amostras ainda mais jovens, com menos de 10 milhões de anos, e também mais velhas — um caso notório é o de uma galáxia que já havia interrompido a formação estelar apenas 700 milhões de anos depois do Big Bang. As distribuições de largura equivalente das linhas de oxigênio duplamente ionizado e de hidrogênio-beta, junto com as inclinações do espectro ultravioleta, apontam para uma formação estelar em modo liga-desliga. Esse comportamento tem uma consequência perversa para a contabilidade de massa: o fenômeno de outshining, o ofuscamento, em que um punhado de estrelas recém-nascidas brilha tanto que esconde as populações mais antigas, como uma lanterna acesa que apaga a luz de velas ao redor. Dados espacialmente resolvidos mostram que isso pode subestimar a massa estelar em até 0,5 dex, um fator de três.

A nitidez do NIRCam, muito superior à das câmeras do Hubble, trouxe também uma visão mais completa de como as estrelas se distribuem dentro das galáxias além de z próximo de 7. A relação entre tamanho e massa, medida agora na luz óptica do referencial de repouso, que traça todas as estrelas e não apenas as jovens e azuis dos tipos O e B, foi estendida muito além dos limites anteriores, alcançando progenitoras de galáxias anãs e ultrapassando o chamado cosmic noon, o meio-dia cósmico, a época de maior formação estelar da história do Universo, por volta de z igual a 2 e 3. As galáxias de baixa massa se mostraram mais extensas do que as relações de escala convencionais previam, enquanto as galáxias em z igual ou maior que 7 prolongam aproximadamente as relações já conhecidas, com evolução mais rápida para os sistemas quiescentes do que para os que ainda formam estrelas.

As mesmas imagens revelaram uma diversidade morfológica ampla em z maior que 3, com uma novidade de peso: galáxias com aparência de disco já existiam em épocas muito remotas, representando cerca de 60% das galáxias em z igual a 3 e 30% entre z igual a 6 e 9. Estruturas mais elaboradas também aparecem cedo, como uma barra galáctica em z próximo de 3, numa galáxia espiral semelhante à Via Láctea, e um disco com um protobojo em z próximo de 7, sinal de crescimento de dentro para fora. Há ainda um indício enigmático de que parte das galáxias classificadas como discos possa ser, na verdade, uma população de sistemas alongados, talvez prolatos, com forma de charuto ou de banana. Métodos de aprendizado de máquina, calibrados em simulações, começam a dar escala à classificação morfológica, e a fração de fusões em subpopulações já foi quantificada até z entre 5 e 7, embora reconhecer uma fusão em andamento só pelas imagens continue difícil.

O movimento interno dessas galáxias, antes inacessível, passou a ser medido pelo NIRSpec e pelo grism do NIRCam, principalmente pela cinemática do gás. Em progenitoras de galáxias com a massa da Via Láctea, aparece uma variedade de estruturas cinemáticas; há exemplos notáveis de discos massivos em rotação ordenada já no Universo primitivo e, ao mesmo tempo, uma profusão de estruturas fora do equilíbrio, impulsionadas por ventos de estrelas e de núcleos ativos, observadas tanto em emissão quanto em absorção. Vê-se gás sendo expulso de galáxias pequenas entre z igual a 3 e 9, uma galáxia em z igual a 3 cuja formação estelar foi desligada pela ação de seu buraco negro e, em z igual a 2,45, um vento de múltiplas fases interrompendo o nascimento de estrelas. A retroalimentação, prevista pela teoria, está sendo vista em ação.

Os campos profundos do Webb mostram que as galáxias primitivas são grumosas e compactas, com estruturas de algumas centenas de parsecs que dominam a luz azul e ultravioleta. Quando a natureza ajuda, dá para ir mais fundo. Aglomerados de galáxias massivos no caminho atuam como lentes gravitacionais, curvando e ampliando a luz das galáxias de fundo, como previu Einstein, e esticando-as em arcos nos quais a luz se decompõe em estruturas estelares menores e mais densas, com resolução de dezenas de parsecs e, em alguns casos, de um único parsec. Nesses interiores aparecem aglomerados estelares jovens e massivos. Em geral, mais de 10% de toda a massa estelar observada nessas galáxias está em aglomerados, que dominam a luz do ultravioleta distante; os mais jovens coincidem com larguras equivalentes de linhas extremas e com taxa elevada de produção de fótons ionizantes por fóton ultravioleta.

A galeria de exemplos tem nomes poéticos. O arco das Joias Cósmicas, o Cosmic Gems arc, em z próximo de 10,2, mostra aglomerados estelares gravitacionalmente ligados quando o Universo tinha apenas 460 milhões de anos. A Firefly Sparkle, a “faísca de vaga-lume”, em z igual a 8,3, é uma galáxia de baixa massa sendo montada a partir de aglomerados num cosmos de 600 milhões de anos. O arco do Nascer do Sol, o Sunrise arc, em z próximo de 6, abriga aglomerados jovens e também Earendel, a estrela individual mais distante já detectada, ampliada por lente gravitacional. As Uvas Cósmicas, Cosmic Grapes, em z igual a 6,07, revelam um disco primordial em rotação composto por pelo menos 15 grumos densos de formação estelar. E a galáxia M1149-JD1, em z próximo de 9,1, foi dissecada pelo NIRISS, pelo NIRCam e pelo MIRI, com mapas das linhas de oxigênio e de hidrogênio-alfa mostrando que episódios intensos de formação estelar se concentram nesses grumos. Em muitos casos, os aglomerados têm tamanhos intrínsecos menores que 10 parsecs.

Tudo indica que esses aglomerados são gravitacionalmente ligados, isto é, prováveis protoaglomerados globulares, os ancestrais dos aglomerados globulares que orbitam a Via Láctea há mais de 12 bilhões de anos. Suas densidades estelares são comparáveis ou superiores às dos globulares atuais, o que permite colisões em cascata entre estrelas e entre buracos negros em seus núcleos. A radiação e os ventos desses protoaglomerados provavelmente respondem pelo estado de ionização extremo das galáxias que os abrigam e pelo excesso de nitrogênio medido em algumas delas — uma assinatura que ecoa o padrão químico das múltiplas populações estelares encontradas nos globulares da nossa galáxia. Aglomerados dentro de galáxias tênues em z maior que 6 podem ter sido, inclusive, unidades importantes da reionização. Já as estrelas individuais ampliadas por lentes, como Earendel, mostram-se em sua maioria quentes e luminosas, dos tipos O e B; observações mais profundas poderão medir a metalicidade e a força dos ventos de astros isolados no Universo jovem.

Os elementos pesados contam a história pregressa de cada galáxia. O conteúdo de metais — como os astrônomos chamam tudo que é mais pesado que o hidrogênio e o hélio — é o registro integrado de toda a formação estelar anterior, modulado pelo gás que entra e pelo gás que sai. A espectroscopia do Webb iluminou a construção desse acervo no primeiro bilhão de anos: abundâncias diretas de oxigênio, medidas pelo método mais confiável, baseado na temperatura do gás, situam-se entre cerca de 2% e 30% do valor solar numa dúzia de galáxias. Esses valores de “padrão-ouro” servem de âncora para calibrar métodos baseados em linhas de emissão muito mais brilhantes, detectadas em amostras grandes até z próximo de 10. As medições mais remotas de abundâncias de nitrogênio, carbono, oxigênio, neônio, argônio e enxofre chegam a z igual a 12,5, apenas 350 milhões de anos após o Big Bang.

A tendência geral é de metalicidade cada vez menor, para uma mesma massa estelar, à medida que se recua além de z igual a 4, e há indícios intrigantes de que o ciclo de bárions mudava em z maior que 8. A relação fundamental de metalicidade, que amarra massa, taxa de formação estelar e metalicidade e que se mantém constante de z próximo de 3 até hoje, parece se deslocar para metalicidades menores nas épocas mais remotas, e esse déficit aumenta além de z igual a 6.

Duas leituras são possíveis: ou os metais eram removidos com mais eficiência pelos ventos da formação estelar, ou eram diluídos com mais eficiência pela entrada de gás primordial. O JWST provou ser um “detector de metais” poderoso para as linhas de alta ionização de carbono, nitrogênio e neônio, e os padrões de abundância desses elementos em relação ao oxigênio sugerem enriquecimento não apenas por supernovas de colapso do núcleo, mas também pelos ventos de estrelas Wolf-Rayet em ambientes densos, como aglomerados globulares em formação, e até pela primeira geração de supernovas, nascidas de estrelas da população III.

A população III é o Santo Graal dessa busca: estrelas feitas apenas de hidrogênio e hélio primordiais, sem nenhum metal, que teriam sido as primeiras a brilhar. Até agora, as menores abundâncias de oxigênio medidas pelo Webb chegam a poucos por cento do valor solar, com um objeto abaixo de 1%. Não está claro se esse piso reflete um enriquecimento químico muito rápido em escala galáctica — com idades médias ponderadas pela luz de no máximo 5 milhões de anos — ou um efeito de seleção. O telescópio, portanto, ainda não identificou de modo conclusivo nenhuma galáxia de primeira geração, composta inteiramente de gás primordial e de estrelas de metalicidade zero, nem outros sinais de estrelas pioneiras individuais, como as que poderiam ser ampliadas por lentes gravitacionais ou flagradas ao explodir nas hipotéticas supernovas de instabilidade de pares, explosões em que o núcleo da estrela é destruído por completo sem deixar remanescente.

A poeira é o outro personagem dessa química. Grãos sólidos de carbono e silicatos absorvem e avermelham a luz das estrelas, e caracterizá-los no Universo jovem é parte essencial de reconstruir o crescimento das galáxias. A fotometria do NIRCam e a espectroscopia do NIRSpec mostram que as inclinações do contínuo ultravioleta das galáxias em z maior que 6 são tipicamente azuis, como se espera de sistemas jovens e pobres em poeira, estendendo a amostras representativas o que o Hubble vira em galáxias brilhantes e sugerindo até populações estelares livres de poeira em z maior que 10. O Webb entregou também as primeiras medidas de atenuação nebular pelas linhas de recombinação do hidrogênio além de z igual a 2,5, e o resultado desconcerta: para uma mesma massa estelar, a atenuação quase não evolui até z próximo de 7, algo difícil de conciliar com a evolução geral do gás e dos metais.

A sensibilidade do telescópio permitiu ainda identificar fontes opticamente tênues e empoeiradas, invisíveis para o Hubble, cuja inclusão dobra, aproximadamente, a densidade de formação estelar obscurecida inferida entre z igual a 4 e 6 em relação às estimativas anteriores. As propriedades dos próprios grãos também começaram a ser lidas. A detecção, em z igual a 6,7, da banda de absorção em 2.175 ångströns — uma assinatura atribuída a grãos carbonáceos, como grafite ou hidrocarbonetos aromáticos — indica que esse tipo de poeira se forma em escalas de tempo rápidas, talvez em supernovas ou em ventos de estrelas massivas, sem esperar os bilhões de anos que as estrelas de massa intermediária levariam para fabricá-la. A curva de extinção parece se achatar em desvios elevados, talvez refletindo uma mudança na distribuição de tamanhos dos grãos e nas fontes principais de produção de poeira.

Em escalas muito maiores, os primeiros estudos fotométricos e com grism revelam distribuições de galáxias e de núcleos ativos fortemente agrupadas em escalas de megaparsecs além de z igual ou maior que 5. Um campo típico do JWST contém vários picos proeminentes no histograma de desvios para o vermelho, com sobredensidades de 1 a 100 vezes a média em escalas de minutos de arco. Que as galáxias remotas fossem muito agrupadas já havia sido teorizado a partir de medidas em épocas intermediárias, mas a confirmação exige cautela na interpretação de levantamentos feitos ao longo de uma única linha de visada ou de intervalos estreitos de z; variações substanciais de campo para campo já foram observadas. Sabe-se que, no Universo próximo, as propriedades das galáxias diferem entre ambientes densos e rarefeitos; ainda não se sabe quais propriedades vão se correlacionar com o ambiente nas épocas remotas.

Os buracos negros massivos são hoje considerados peças centrais da formação e da evolução das galáxias. Praticamente todas as galáxias do Universo local abrigam um, e as relações empíricas entre a massa do buraco negro e as propriedades da galáxia hospedeira indicam que os dois cresceram juntos ao longo do tempo cósmico. Antes do JWST, o que se conseguia ver no Universo remoto era apenas a ponta do iceberg: os quasares, os buracos negros em acreção mais massivos e luminosos, com luminosidades bolométricas acima de 10⁴⁵ a 10⁴⁶ ergs por segundo, raros a ponto de haver cerca de um por gigaparsec cúbico, identificados até z próximo de 7,6 e alimentados por buracos negros com mais de 100 milhões de massas solares. O Webb não só detectou a luz estelar das galáxias hospedeiras desses quasares como revelou uma população de núcleos ativos mais tênues, com luminosidades entre 10⁴³ e 10⁴⁶ ergs por segundo. A demografia dos buracos negros passou a incluir objetos de um milhão a um bilhão de massas solares entre z igual a 3 e 10.

Muitos candidatos foram selecionados primeiro em imagens, pela forma de sua distribuição espectral de energia em filtros largos, e a espectroscopia de acompanhamento confirmou a presença de núcleos ativos, boa parte deles encontrada por acaso em grandes levantamentos. A assinatura decisiva é uma componente larga nas linhas permitidas, sobretudo a hidrogênio-alfa, sem contrapartida nas linhas proibidas, como a do oxigênio duplamente ionizado em 5.008 ångströns — o que descarta ventos de gás e aponta para o movimento rápido de nuvens muito próximas de um buraco negro. Alguns desses objetos estão fortemente obscurecidos, com extinção de 1 a 4 magnitudes no visível, e outros, menos extremos, exibem espectros mais planos do que o esperado além de 1 micrômetro no referencial de repouso, o que pode indicar ausência de poeira quente ou um infravermelho próximo dominado pelas estrelas. Essa classe compacta, vermelha e com linhas largas ganhou um apelido na literatura: os Little Red Dots, os “pequenos pontos vermelhos”, cuja natureza segue em disputa.

Uma fração grande do crescimento dos buracos negros pode ocorrer em fases obscurecidas, e há agora esforços para encontrá-las. Nisso, os diagnósticos clássicos falharam: os diagramas BPT, que separam núcleos ativos de galáxias com formação estelar a partir de razões de linhas estreitas, não funcionam em z tão alto, porque, provavelmente por causa da baixa metalicidade, os dois tipos de objeto se sobrepõem. Vários núcleos ativos de linhas estreitas foram, mesmo assim, identificados por linhas ultravioleta de alta ionização, como a do neônio quatro vezes ionizado, que nenhuma estrela comum consegue produzir. A maior parte dessa nova população parece ser fraca em raios X, e as explicações em estudo vão de uma fraqueza intrínseca da emissão a uma absorção extrema pelo gás ao redor.

A quantidade é o que mais incomoda a teoria. Esses núcleos ativos, com luminosidades entre 10⁴⁴ e 10⁴⁶ ergs por segundo, são mais numerosos do que prevê a extrapolação da função de luminosidade dos quasares, do que indicam os censos de núcleos ativos selecionados em raios X e do que resultam algumas simulações cosmológicas. As densidades numéricas vão de 10⁻⁵ a 10⁻³ por magnitude por megaparsec cúbico comóvel, na faixa de magnitudes ultravioleta entre −17 e −21, somando o núcleo e sua hospedeira. A fração de galáxias primitivas que abriga um núcleo ativo depende fortemente da sensibilidade, da luminosidade bolométrica considerada e de o critério ser de cor, de tamanho ou espectroscópico: varia de cerca de 1% a cerca de 20%.

A cobertura espectral do Webb trouxe uma vantagem metodológica silenciosa: pela primeira vez, as massas dos buracos negros de núcleos ativos de tipo 1 — os de linhas largas — em z alto puderam ser estimadas com os mesmos traçadores usados no Universo local, as linhas largas de Balmer do hidrogênio, alfa e beta, e comparadas de forma consistente através das épocas. Para os poucos quasares remotos já medidos, as massas derivadas de Balmer coincidem com as obtidas antes a partir da linha do magnésio ionizado, com dispersão de 0,5 dex. A luz estelar das hospedeiras de alguns quasares em z igual ou maior que 6 indica galáxias com massas estelares de 10 bilhões a 300 bilhões de sóis; já os núcleos ativos recém-descobertos em z igual ou maior que 4 parecem viver em galáxias bem mais modestas, de 100 milhões a 30 bilhões de massas solares.

Em ambos os casos, a razão entre a massa do buraco negro e a massa estelar da galáxia é alta quando comparada à do Universo local — os buracos negros parecem grandes demais para suas galáxias, como se o ovo tivesse crescido mais que a galinha. Um exemplo emblemático é a galáxia GN-z11, em z igual a 10,6, onde foi identificado um buraco negro pequeno e vigoroso, com cerca de um milhão e meio de massas solares, quando o Universo tinha por volta de 430 milhões de anos; outro é um buraco negro dormente e sobremassivo encontrado numa galáxia de z próximo de 6,7. Esse achado pode favorecer cenários com sementes pesadas ou com surtos de acreção acima do limite de Eddington nas fases iniciais de crescimento, mas os autores advertem que efeitos de seleção e incertezas tanto nas massas dos buracos negros quanto nas das estrelas podem distorcer o quadro.

Que ambientes conseguem montar um quasar extremamente massivo em menos de um bilhão de anos? A pergunta resistiu por décadas, e os dados do JWST começaram a respondê-la. O telescópio confirmou espectroscopicamente que os quasares têm companheiras próximas e demonstrou que alguns deles estão imersos em ambientes superdensos, com um excesso de galáxias emissoras de oxigênio ionizado em escalas de megaparsecs — caso de uma estrutura filamentar em torno de um quasar em z igual a 6,61 —, enquanto outros vivem em regiões com a densidade média do Universo. Caberá ao próprio Webb decidir se isso reflete uma ampla variedade de massas dos halos de matéria escura que hospedam os quasares ou se é consequência da retroalimentação dos quasares sobre sua vizinhança.

De onde vieram esses buracos negros? A existência de quasares em z igual ou maior que 6 já indicava, antes do JWST, que suas sementes precisavam ter nascido com massas entre algumas centenas de sóis — as “sementes leves”, remanescentes de estrelas da população III — e cerca de um milhão de massas solares, as “sementes pesadas”. O Webb não descartou nenhum dos modelos existentes, mas a confirmação de buracos negros sobremassivos pode apontar para canais de sementes pesadas. Elas podem se formar pelo colapso de flutuações de densidade extremas no Universo primordial, os buracos negros primordiais; pelo colapso de estrelas supermassivas em halos resfriados por hidrogênio atômico, as sementes de colapso direto, com mil a 100 mil massas solares; ou por fusões hierárquicas de estrelas massivas e de buracos negros em aglomerados estelares compactos, gerando sementes de cem a mil massas solares.

Há outras saídas para explicar tanto a abundância de núcleos ativos quanto o excesso de massa. Uma é a acreção sustentada acima do limite de Eddington — o patamar teórico em que a pressão da radiação emitida pelo gás em queda equilibra a gravidade e deveria frear o apetite do buraco negro —, que, com retroalimentação reduzida, responde por boa parte do crescimento em modelos e encontra apoio em observações recentes. Outra são as fusões entre buracos negros, cuja contribuição ao orçamento de massa permanece uma questão antiga, ligada à massa, à dinâmica e ao ambiente desses objetos. O Webb já revelou núcleos ativos duplos em z alto, separados por alguns quiloparsecs, numa população cerca de dez vezes maior do que preveem as simulações cosmológicas, e há indícios crescentes de pares em escalas de poucas centenas de parsecs, provavelmente em processo de fusão — um deles flagrado 740 milhões de anos após o Big Bang.

Toda essa energia coletiva — das primeiras estrelas, das galáxias e dos buracos negros em acreção, inclusive dos objetos tênues demais para o próprio Webb enxergar — transformou o Universo ao redor, aquecendo e ionizando o hidrogênio e, mais tarde, o hélio do meio intergaláctico. A reionização prepara o terreno para toda a formação de galáxias posterior, porque afeta a capacidade das galáxias anãs futuras de resfriar seu gás e formar estrelas. Sabemos que ela aconteceu; quando exatamente e como, eis a peça que faltava. Se o processo for impulsionado pelas estrelas das galáxias jovens, a injeção de energia costuma ser parametrizada por um produto de três fatores: a densidade de luminosidade ultravioleta das fontes, que mede quantas há; a taxa de produção de fótons ionizantes por fóton ultravioleta, chamada ξion, que depende das populações estelares; e a fração de escape, fesc, a parcela dos fótons ionizantes que consegue sair do meio interestelar denso da galáxia e alcançar o espaço entre elas. Contra esse produto trabalha a recombinação do hidrogênio no meio intergaláctico.

Uma analogia ajuda: pense na reionização como o esforço de iluminar uma cidade na neblina. Importa quantos postes existem, quanta luz cada lâmpada emite e quanto dessa luz atravessa o vidro embaçado da luminária. Antes do Webb, sabia-se que a reionização terminou por volta de um bilhão de anos depois do Big Bang, entre z igual a 5 e 6, mas não quando começou. Com observações limitadas da função de luminosidade e com indicações, no Universo local, de que a fração de escape das galáxias era modesta, abaixo de 5%, o orçamento de fótons ionizantes era apertado. A suposição corrente era que a tarefa coubera a galáxias anãs com magnitude ultravioleta próxima de −13, extrapolando uma função de luminosidade íngreme na ponta fraca, com inclinação próxima de −2, e assumindo frações de escape de 10% a 20%. Os núcleos ativos brilhantes em z maior que 6, raros demais, eram considerados coadjuvantes.

O Webb mudou a aritmética. O orçamento de fótons ionizantes não é necessariamente apertado, e frações de escape médias elevadas, acima de 20%, deixaram de ser necessárias. A ponta fraca da função de luminosidade foi medida pelo menos até z entre 7 e 8, a densidade de luminosidade de fontes com magnitude abaixo de −17 passou a ser conhecida ao longo do primeiro bilhão de anos, e galáxias confirmadas até z igual a 14,3 implicam que a reionização pode ter começado poucas centenas de milhões de anos após o Big Bang.

Graças às lentes gravitacionais, a produção de fótons ionizantes foi medida por espectroscopia em galáxias de magnitude ultravioleta até −15,5 — anãs minúsculas que, segundo um estudo de 2024, forneceram a maior parte dos fótons que reionizaram o Universo. As medidas diretas de ξion a partir das linhas de Balmer, entre z igual a 6 e 9, mostram um intervalo de valores, sinal de histórias de formação estelar variadas, e uma média cerca de três vezes maior que a assumida antes do JWST, reflexo de populações maiores de estrelas quentes e massivas, de formação estelar em ascensão, de baixa metalicidade ou de uma função de massa inicial mais pesada no topo.

Os núcleos ativos tênues reabriram a discussão sobre a contribuição dos buracos negros, mas, como a maioria deles deve ser obscurecida no ultravioleta ou intrinsecamente fraca, a acreção provavelmente responde por no máximo 25% do orçamento ionizante. A fração de escape, por sua vez, não pode ser medida diretamente dentro da época da reionização, já que o meio intergaláctico neutro no caminho absorve justamente os fótons que interessam. A saída tem sido combinar o Webb com telescópios terrestres e com o Hubble para identificar, em galáxias de z menor que 3, onde os fótons ionizantes podem ser vistos diretamente, quais propriedades se correlacionam com o escape, e aplicar essas correlações às amostras remotas; elas implicam valores médios modestos, de até cerca de 10%, em dezenas de fontes em z maior que 6. O balanço é claro: as galáxias primitivas eram mais numerosas e mais eficientes em produzir fótons ionizantes do que se supunha, e a astronomia passou de um cenário em que faltavam fótons para completar a reionização a outro em que pode haver excesso.

O Webb também permite assistir à reionização enquanto ela acontece. A previsão é de um processo irregular, patchy na expressão em inglês, aos remendos, com bolhas ionizadas crescendo ao redor das concentrações de galáxias até se fundirem, como clareiras se abrindo em uma floresta até que não reste mata fechada. O estado de ionização do meio intergaláctico pode ser rastreado pela transmissão dos fótons da série de Lyman, seja na floresta de Lyman-alfa e Lyman-beta dos espectros de quasares, que sonda os estágios finais em z próximo de 6, seja na emissão Lyman-alfa das galáxias em todas as fases.

O telescópio mostrou que a transmissão dessa floresta em z próximo de 6 está correlacionada com a distância às galáxias, sinal de que elas e suas sobredensidades dominavam a emissividade ionizante naquela época; confirmou uma queda na emissão Lyman-alfa média das galáxias a partir de z igual ou maior que 6, indicando um Universo predominantemente neutro em épocas anteriores; e, por meio das asas de absorção do hidrogênio neutro no espectro de 27 galáxias brilhantes entre z igual a 7 e 12, inferiu o estado de ionização do meio intergaláctico além de z igual a 10, um vínculo independente sobre a formação estelar total, que inclui fontes abaixo do limite de detecção do próprio Webb.

Os primeiros resultados mostram grandes variações de campo para campo na visibilidade da linha Lyman-alfa, mesmo dentro de sobredensidades, e ressaltam a importância do gás neutro residual dentro e ao redor das galáxias, capaz de absorver a linha antes que ela escape. Os tamanhos das regiões ionizadas devem ser determinados pela força do agrupamento, pela luminosidade e pelas histórias de formação estelar das fontes dominantes, e podem ser sondados diretamente pelas variações espaciais na transmissão de Lyman-alfa.

O Webb possibilitou as primeiras medidas de frações de escape de Lyman-alfa a partir das linhas de Balmer, com fluxos robustos e deslocamentos de velocidade em relação à galáxia em z maior que 7. A descoberta, em regiões superdensas, de fontes com largura equivalente de Lyman-alfa acima de 200 ångströns, fração de escape da linha acima de 50% e deslocamentos de velocidade pequenos implica que essas galáxias vivem em regiões ionizadas de pelo menos um megaparsec próprio. No campo Extended Groth Strip do levantamento CEERS, entre z igual a 7,1 e 7,8, a confirmação espectroscópica de galáxias começa a produzir mapas tridimensionais dessas bolhas candidatas — uma tomografia da reionização que acessa a contribuição de fontes invisíveis até para o JWST.

O veredito dos 49 autores pode ser resumido em uma frase: galáxias e buracos negros se montaram, acumularam massa estelar e poeira e sintetizaram os elementos da tabela periódica muito antes do que se esperava. A abundância de galáxias luminosas e potencialmente massivas em épocas tão remotas guarda a promessa de derrubar teorias de formação de galáxias primordiais. Os aglomerados estelares densos e massivos exigem decifrar o papel desses sistemas minúsculos na evolução das primeiras galáxias. O grande número e as massas aparentemente altas dos buracos negros supermassivos em acreção renovaram o interesse pelos canais que produzem sementes de massa intermediária. A abundância de oxigênio, baixa mas diferente de zero, de cerca de 2% do valor solar para cima, indica ou que o Universo se enriqueceu rapidamente ou que o Webb ainda não alcançou a época das primeiríssimas galáxias. E, se antes sabíamos apenas que o Universo havia sido reionizado sem saber por quem, agora há milhares de galáxias catalogadas na época da reionização e bolhas ionizadas individuais associadas a galáxias em formação estelar.

O que vem a seguir já está desenhado. Os próprios autores reconhecem que o quadro emergente ainda é fragmentado — “ainda disperso”, na expressão do artigo — e que a tarefa dos próximos anos é conectar as subáreas: amostras espectroscópicas maiores e mais representativas para fechar a conta das massas estelares, levantamentos de galáxias tênues, com magnitude ultravioleta acima de −17, para medir sua contribuição à reionização, estudos sistemáticos da visibilidade de Lyman-alfa em função do ambiente para mapear como as bolhas cresceram, e mais observações de galáxias fortemente ampliadas por lentes para entender a formação estelar em aglomerados. O Webb tem combustível para décadas de operação, e o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman e o Extremely Large Telescope europeu vão se juntar a ele para cobrir áreas maiores do céu e obter espectros mais nítidos. O que se buscará, no fundo, é o que ainda falta: a primeira galáxia de população III, a primeira supernova pioneira, a verdadeira linha de partida.

Há algo de vertiginoso em pensar que a luz da JADES-GS-z14-0 partiu há mais de 13,5 bilhões de anos, antes que o Sol, a Terra ou qualquer das estrelas que vemos a olho nu existissem, e viajou por um Universo que se expandia e se reorganizava ao seu redor até ser recolhida por dezoito hexágonos dourados estacionados além da órbita da Lua. Em seus primeiros anos de ciência, o James Webb transformou a idade das trevas e o amanhecer cósmico de capítulos teóricos em território observado, com nomes, coordenadas e espectros. O álbum de infância do Universo começou a ser preenchido — e, como em todo álbum de família, as primeiras páginas, as mais antigas, ainda estão em branco. É nelas que o telescópio vai continuar escrevendo. ■