A Via Láctea nasceu de uma multidão: simulação recria as milhares de galáxias que formaram nossa casa cósmica

Imagine poder voltar treze bilhões de anos no tempo e pairar sobre o ponto exato do cosmos onde, um dia, surgiria a Via Láctea. Você não encontraria ali o grande disco espiral que hoje abriga o Sol, seus planetas e algumas centenas de bilhões de outras estrelas. Encontraria um enxame. Milhares de pequenas galáxias, de formas e tamanhos variados, espalhadas ao longo de filamentos de gás, umas recém-acesas, outras já cansadas, algumas em plena colisão. Nenhuma delas sabia que, bilhões de anos depois, todas acabariam fundidas numa única estrutura. É esse passado fragmentado, turbulento e luminoso que um grupo internacional de astrofísicos acaba de reconstruir com um nível de detalhe nunca alcançado, dentro de supercomputadores, num projeto batizado de MEGATRON.

O trabalho, liderado por Harley Katz, do Departamento de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Chicago e do Instituto Kavli de Física Cosmológica, reúne quase três dezenas de pesquisadores espalhados por instituições como as universidades de Oxford, Cambridge, Bath, Lund, Lyon, Wisconsin, Gent e Yonsei, além do Instituto de Astrofísica de Paris e do Instituto Kavli de Astrofísica de Partículas e Cosmologia da Universidade Stanford. O artigo de apresentação do projeto, disponível no repositório arXiv sob o código 2510.05201, teve sua segunda versão publicada em 28 de setembro de 2026 e descreve o primeiro conjunto de simulações cosmológicas capaz de prever, diretamente e sem etapas intermediárias, a luz que as primeiras galáxias emitiam. A ambição declarada é comparar teoria e observação na mesma moeda: o espectro.

Para entender por que isso importa, convém lembrar como era o estudo das galáxias primitivas há poucos anos. Antes da década de 2020, quase nada se sabia sobre o meio interestelar, o gás e a poeira que preenchem o espaço entre as estrelas, das galáxias situadas além do redshift 6, ou seja, daquelas cuja luz partiu quando o Universo tinha menos de um bilhão de anos. O redshift, ou desvio para o vermelho, mede quanto a expansão do cosmos esticou o comprimento de onda da luz durante a viagem; quanto maior o número, mais distante e mais antigo o objeto. Naquele cenário, os astrônomos dispunham de algumas poucas fontes brilhantes encontradas pelo Telescópio Espacial Hubble, depois estudadas em ondas milimétricas pelo conjunto de radiotelescópios ALMA, no deserto do Atacama, ou por linhas ultravioleta captadas pelos grandes observatórios terrestres. Eram observações demoradas, que rendiam amostras minúsculas.

O lançamento do Telescópio Espacial James Webb, em dezembro de 2021, mudou essa paisagem de forma radical. O artigo do MEGATRON descreve com precisão as qualidades que tornam o instrumento ideal para a tarefa: uma grande área coletora, capaz de registrar objetos extremamente tênues; espectrógrafos que permitem medir com precisão a densidade, a temperatura e a metalicidade do gás; e uma temperatura de operação baixíssima, combinada a revestimentos especiais nos espelhos, para detectar os fótons infravermelhos que correspondem à luz ultravioleta e visível emitida na chamada época da reionização. Os números falam por si: segundo os autores, a versão 4.3 do arquivo público DAWN JWST reúne quase nove mil espectros de alta qualidade de galáxias situadas além do redshift 3.

Cada um desses espectros funciona como uma impressão digital luminosa. Quando a luz de uma galáxia é decomposta em suas cores, aparecem picos estreitos, as linhas de emissão, produzidos por átomos específicos em condições específicas. A linha Hα revela hidrogênio ionizado por estrelas jovens; a linha do oxigênio duplamente ionizado, escrita pelos astrônomos como [O III], denuncia gás quente e enriquecido por gerações anteriores de estrelas; degraus e quebras no contínuo de luz contam a idade das populações estelares. Ler um espectro é, literalmente, ler a biografia física de uma galáxia. E os milhares de espectros obtidos pelo Webb começaram a revelar tendências coletivas: o meio interestelar no Universo jovem é mais denso, mais excitado e mais pobre em metais do que o das galáxias próximas.

Essas tendências gerais já eram esperadas a partir de observações em distâncias intermediárias e do estudo de galáxias próximas consideradas análogas às primitivas. O que ninguém previa era a quantidade de anomalias. Diversos levantamentos do Webb relataram um excesso de galáxias brilhantes além do redshift 9, em desacordo com as restrições anteriores do Hubble e com boa parte dos modelos teóricos. Algumas galáxias exibem padrões de abundância química jamais observados no gás. Certos espectros parecem exigir populações estelares exóticas ou uma função de massa inicial dominada por estrelas gigantes, a chamada IMF top-heavy, termo que designa uma distribuição de massas estelares inclinada para as estrelas mais pesadas. Há medidas de temperatura do gás que desafiam os mecanismos conhecidos de aquecimento, galáxias quiescentes massivas que parecem ter se formado cedo demais e, coroando o catálogo de enigmas, os Little Red Dots, os pequenos pontos vermelhos: galáxias compactas, avermelhadas, com espectros em forma de V, cuja natureza permanece desconhecida.

Diante desse acúmulo de surpresas, os autores argumentam que os modelos de formação de galáxias e do meio interestelar precisavam ser atualizados. O desafio é enorme. O estado termodinâmico do gás, ao qual muitas linhas de emissão são exponencialmente sensíveis, resulta de um jogo intrincado entre processos químicos de aquecimento e resfriamento, a energia injetada pelas estrelas na forma de explosões de supernovas, ventos estelares e radiação ionizante, e fenômenos de grande escala, como a turbulência e os fluxos de gás que entram e saem das galáxias. Pequenas mudanças nos padrões químicos ou no modo de formação estelar podem alterar drasticamente a relação entre pressão e densidade no gás e, por consequência, a luz que ele emite.

Tradicionalmente, os astrônomos interpretam espectros usando razões entre linhas e os chamados modelos de fotoionização, que calculam como uma nuvem de gás reage à luz de uma fonte central. Muitas inferências obtidas a partir de razões de linhas se apoiam em física quântica e dados atômicos bem medidos. Os modelos de fotoionização, porém, carregam incertezas consideráveis. Basta trocar a geometria de uma nuvem iluminada, de uma esfera ou placa unidimensional para um meio tridimensional turbulento com a mesma densidade média, para que as razões de linhas observadas mudem de maneira não desprezível. A população estelar adotada, a inclusão de raios cósmicos ou de aquecimento por raios X e os efeitos de média sobre regiões muito distintas de uma mesma galáxia também alteram o resultado. E quase todos esses modelos supõem que o gás está em equilíbrio, algo que nada garante.

A vantagem desses modelos é o custo. Por serem computacionalmente baratos, permitem varrer enormes espaços de parâmetros, o que é indispensável para dar conta da diversidade do Universo real. As simulações numéricas tridimensionais de galáxias representam a abordagem complementar, e não faltam exemplos de trabalhos desse tipo que preveem linhas de emissão, espectros completos ou imagens. O problema apontado pelo grupo de Katz é que todas elas carecem da física detalhada presente nos modelos de fotoionização. A maioria não modela em detalhe o meio interestelar ou não inclui o transporte de radiação, uma escolha que permite simular volumes cosmológicos muito maiores e galáxias mais massivas, ao custo da fidelidade física nas escalas pequenas.

Mesmo as simulações que tentam reproduzir o meio interestelar de galáxias de baixa massa costumam limitar a química fora do equilíbrio às espécies primordiais, como hidrogênio, hélio, a molécula de hidrogênio e os elétrons. Com isso, apenas a emissão de hidrogênio e hélio pode ser prevista diretamente. Nenhuma delas, segundo os autores, incluía uma rede química detalhada e fora do equilíbrio para metais e moléculas, nem tinha seu modelo de meio interestelar testado contra as condições conhecidas na vizinhança solar. Para obter os espectros, essas simulações precisam passar por uma etapa posterior, o pós-processamento, com programas como o CLOUDY ou com códigos de transferência radiativa de Monte Carlo. O método funciona e já produziu galáxias simuladas realistas, mas exige uma série de suposições, e conjuntos diferentes de suposições igualmente razoáveis podem gerar observações simuladas significativamente distintas.

É nesse vazio que o MEGATRON se instala. As simulações foram executadas com o código RAMSES-RTZ, uma variação dos códigos RAMSES e RAMSES-RT baseada na técnica de refinamento adaptativo de malha, que subdivide o espaço em células cada vez menores onde há mais matéria e mais coisas acontecendo. O RAMSES-RTZ é único entre seus pares por combinar a química fora do equilíbrio com o transporte de radiação em múltiplas frequências calculado em tempo real, enquanto a simulação avança. O código foi extensamente testado: reproduz os resultados de equilíbrio obtidos por códigos unidimensionais de fotoionização e as propriedades do meio interestelar da Via Láctea na metalicidade solar. Sua natureza tridimensional permite capturar os efeitos geométricos da estrutura das regiões de hidrogênio ionizado sobre as linhas de emissão.

Uma analogia ajuda a perceber a diferença. Os métodos anteriores se parecem com um fotógrafo que registra uma cena em preto e branco e, depois, pinta as cores à mão com base no que imagina que estava ali. O MEGATRON tenta fotografar diretamente em cores. A química de cada elemento, a radiação de cada estrela e o movimento de cada porção de gás evoluem juntos, influenciando-se mutuamente a cada passo de tempo, de modo que o espectro final emerge do próprio cálculo. Os autores ressaltam que ainda há correções pontuais, por exemplo para a poeira e para regiões ionizadas pequenas demais para a resolução, mas o grosso da luz nebular sai da simulação sem as hipóteses externas que limitavam os trabalhos anteriores.

O projeto foi desenhado em torno de quatro grandes temas científicos, apresentados em ordem cronológica. O primeiro é prever a demografia e as propriedades espectrais das estrelas de População III, a primeira geração estelar do Universo, formada a partir de gás puro, sem elementos pesados. O segundo é quantificar como as propriedades observáveis do meio interestelar respondem a diferentes modelos de evolução galáctica e estelar em baixa metalicidade. O terceiro é estudar como a química fora do equilíbrio, os campos de radiação locais e o crescimento das galáxias afetam o meio circungaláctico, o gás difuso que envolve as galáxias, por volta do meio-dia cósmico, a época de maior atividade de formação estelar da história do Universo. O quarto é decifrar os vestígios arqueológicos que a física da formação das primeiras galáxias deixou no ambiente local de uma galáxia como a nossa.

Para cumprir esse programa, as simulações reúnem uma série de avanços técnicos. A formação de estrelas de População III é modelada explicitamente a partir de condições iniciais sem metais, com resfriamento por hidrogênio molecular fora do equilíbrio e resolução espacial próxima de um parsec, algo como 3,26 anos-luz. Esse tipo de formação estelar aparece em estudos dedicados aos mini-halos e em poucas simulações cosmológicas de maior escala, mas está ausente de projetos conhecidos como SPHINX, FIRE e THESAN-ZOOM. O modelo de retroalimentação energética vem do projeto VINTERGATAN, calibrado em galáxias com a massa da Via Láctea no Universo atual e capaz de reproduzir a relação observada entre a massa estelar e a massa do halo de matéria escura.

Outra marca do projeto é a obsessão pelas observações simuladas. Os autores procuraram reproduzir, com o mínimo possível de hipóteses adicionais, os modos de observação de dois instrumentos do Webb: a câmera NIRCam e o espectrógrafo NIRSpec. Uma das figuras do artigo mostra uma galáxia espiral empoeirada no redshift 4, retirada do conjunto do meio-dia cósmico, observada como se estivesse diante do telescópio real. A imagem colorida combina sete filtros da NIRCam, revelando faixas escuras de poeira e grandes plumas de estrelas, restos de uma fusão. Sobre ela, os pesquisadores sobrepuseram as minúsculas fendas do arranjo de microobturadores do NIRSpec e extraíram o espectro da região central, com uma inclinação ultravioleta muito vermelha causada pela poeira e uma clara quebra de Balmer, sinal de estrelas envelhecidas. Na etapa final, simularam a unidade de campo integral do NIRSpec, separando a linha Hα em faixas de velocidade e mostrando como a forma do gás muda conforme seu movimento. Todas essas imagens foram produzidas com o código de transferência radiativa RASCAS.

O ponto de partida de toda a construção é a escolha das condições iniciais. A equipe selecionou, dentro de uma caixa cosmológica simulada apenas com matéria escura, com 50 megaparsecs por h de lado, o equivalente a 73 megaparsecs, um halo isolado com a massa da Via Láctea, cerca de um trilhão de massas solares no Universo atual, sem vizinhos mais massivos num raio de cinco vezes o seu tamanho característico. A cosmologia adotada é a do satélite Planck, com densidade de matéria de 0,3139 e parâmetro de Hubble reduzido de 0,6727. Em seguida, os pesquisadores rastrearam toda a matéria que, no presente, ocupa a região ao redor desse halo até o início do Universo e refinaram essa região, chamada região lagrangiana, para uma resolução de massa de 16.700 massas solares por h nas partículas de matéria escura.

Como essa região é definida pelo halo atual, ela corresponde a um volume enorme no Universo jovem, inicialmente com cerca de 18 megaparsecs cúbicos comóveis por h³, o que garante milhares de galáxias primitivas resolvidas sem contaminação por partículas de baixa resolução. Os autores foram além e aplicaram uma técnica chamada modificação genética quadrática, que permite editar as flutuações iniciais de densidade de forma controlada. Eles aumentaram em 10% a variância das flutuações em escalas de 0,30 megaparsec por h, o que fez todos os halos progenitores com cerca de vinte bilhões de massas solares colapsarem mais cedo. Para manter fixa a massa total no presente, reduziram em 12% a sobredensidade média da região. O resultado foi uma população muito mais rica de galáxias massivas no Universo jovem, ideal para comparação com o Webb.

A edição tem efeitos curiosos sobre a história da galáxia principal. Como a massa fica distribuída entre vários progenitores relativamente massivos, o crescimento do objeto central é inicialmente retardado, mas depois se acelera de forma abrupta entre os redshifts 6 e 4, quando esses progenitores se fundem. Para verificar se o cenário editado continua plausível, os pesquisadores calcularam a diferença de verossimilhança estatística entre as condições originais e as modificadas e concluíram que ela é pequena diante dos cerca de cem milhões de modos de flutuação contidos na região, o que mantém tudo compatível com o espectro de potência do modelo cosmológico padrão, o ΛCDM, que combina constante cosmológica e matéria escura fria. Comparadas a 28.475 halos de massa semelhante da simulação TNG300, as condições escolhidas crescem mais rápido do que um halo típico, e os autores alertam que comparações estatísticas, como contagens de galáxias, exigem cuidado.

Sobre esse cenário foram executadas sete simulações. Quatro compõem o conjunto de alto redshift, que parte de um gás primordial com 76% de hidrogênio e 24% de hélio, sem metais, e é interrompido no redshift 8,5. A simulação de formação estelar eficiente usa uma física muito próxima à do VINTERGATAN e serve de referência. A de formação estelar em surtos aumenta a energia de cada supernova para 5 × 10⁵¹ erg, cinco vezes o valor padrão, provocando grandes oscilações nas taxas de formação estelar. A de IMF variável permite hipernovas e uma função de massa inicial que depende da densidade e da metalicidade do gás. A quarta, chamada HN, alta eficiência, exige que o comprimento de Jeans esteja mais bem resolvido para formar estrelas, converte gás em estrelas com 100% de eficiência por tempo de queda livre e também inclui hipernovas. Instantâneos completos dessas simulações foram gravados a cada 5 milhões de anos após o redshift 30.

As outras três simulações formam o conjunto do meio-dia cósmico. Elas usam a física da simulação eficiente, mas uma resolução física constante de cerca de 20 parsecs por h, metalicidade inicial de um décimo de milésimo do valor solar e avançam até redshifts próximos de 3. A única diferença entre elas é a história de colapso da região: precoce, de referência e tardia. Esse conjunto será analisado em detalhe num artigo companheiro dedicado ao meio circungaláctico, assinado por Corentin Cadiou e colaboradores. Uma simulação apenas com matéria escura, a partir das mesmas condições iniciais, foi levada até o presente para conectar o Universo jovem à Via Láctea atual, tema de outro artigo companheiro, liderado por Martin Rey.

Com a máquina em funcionamento, os espectros são calculados célula a célula. Para cada porção de gás, a simulação conhece a densidade de elétrons, a temperatura e a quantidade de cada íon, o que permite calcular a luminosidade de cada linha. As emissividades vêm do pacote PyNeb, com dados atômicos do banco CHIANTI. A luz das estrelas comuns vem dos modelos BPASS ou STARBURST99, enquanto a das estrelas de População III vem dos modelos de Larkin, Gerasimov e Burgasser, de 2023. Quando as regiões de gás ionizado ao redor de uma estrela, conhecidas como esferas de Strömgren, são pequenas demais para a resolução, a equipe substitui a emissão por um cálculo esférico com o CLOUDY, que concorda com o RAMSES-RTZ em melhor que 10% em média nesse limite.

A simulação reconstrói então o despertar estelar do Universo. As primeiras estrelas surgem por volta do redshift 27. No modelo adotado, uma única explosão de estrela de População III, independentemente de sua massa, fornece elementos pesados suficientes para atingir a metalicidade crítica de dois centésimos de milionésimo, a partir da qual nascem estrelas de População II, a segunda geração, mais parecida com as estrelas que conhecemos. A transição é rápida: no redshift 26, a formação de estrelas de População II já domina a região, e no redshift 20 sua taxa costuma ser dez vezes maior, ou mais, que a das estrelas de População III. O efeito é mais intenso no modelo de retroalimentação mais fraca, que permite formar estrelas com maior eficiência.

O detalhe que chama a atenção é outro. Mesmo com a segunda geração dominando o cenário, estrelas de População III continuam nascendo na região até o redshift 8,5, o último instante simulado. A formação tardia de estrelas primordiais já havia aparecido em simulações anteriores, mas costumava ocorrer em regiões de baixa densidade, e não necessariamente na vizinhança de um objeto do porte da Via Láctea. A imagem que emerge é a de uma transição desigual, em que bolsões de gás intocado sobrevivem por centenas de milhões de anos entre galáxias já enriquecidas, como ilhas de um passado que se recusa a acabar.

O alcance estatístico também é notável. Considerando todos os instantes gravados até o redshift 8,5, os pesquisadores resolvem milhares de halos durante a época da reionização, desde objetos abaixo do limite de resfriamento atômico até estruturas com mais de dez bilhões de massas solares. Só no instante final, cada simulação contém pouco mais de cinco mil halos descritos por ao menos trezentas partículas de matéria escura. Os resultados da simulação eficiente, quando comparados ao VINTERGATAN, mostram cerca de 50% mais estrelas, uma diferença considerada aceitável dadas as modificações nas condições iniciais, na resolução e no resfriamento fora do equilíbrio. Os outros três modelos formam menos estrelas, por causa da retroalimentação mais intensa.

Uma das perguntas mais sedutoras do estudo é quando os ancestrais da Via Láctea se tornam visíveis. Comparando as magnitudes ultravioleta das galáxias simuladas com galáxias confirmadas espectroscopicamente pelo levantamento JADES e candidatas fotométricas do levantamento GLIMPSE, os pesquisadores encontram ampla sobreposição. Todas as simulações, exceto a de alta eficiência, preveem que alguns progenitores da Via Láctea atingem magnitudes ultravioleta mais brilhantes que −17 além do redshift 17, ao alcance dos levantamentos mais profundos do Webb em torno de aglomerados que funcionam como lentes gravitacionais. Isso significa observar ancestrais de galáxias como a nossa numa época correspondente a cerca de 1,5% da idade atual do Universo. A ressalva é clara: o Webb hoje enxerga apenas os progenitores mais brilhantes, a ponta extrema da distribuição.

O coração do artigo é a biblioteca espectral. Somando as quatro simulações de alto redshift e considerando apenas halos com ao menos uma partícula estelar, mais de mil partículas de matéria escura e mais de mil células de gás, a equipe produziu 178.516 espectros, que incluem o contínuo estelar, as linhas de emissão nebulares e o contínuo nebular. Segundo os autores, trata-se de um aumento de quase cem vezes em relação ao número de galáxias individuais com espectros calculados nas simulações SPHINX20 e RENAISSANCE. A diferença não se deve a um volume maior, mas ao fato de que, no MEGATRON, os espectros saem praticamente prontos da simulação, enquanto nos projetos anteriores o pós-processamento consumia tempo enorme.

Organizar quase 180 mil espectros exige ferramentas de aprendizado de máquina. Os pesquisadores normalizaram todos eles no comprimento de onda de 3.000 ångströms e aplicaram o algoritmo UMAP, sigla em inglês para aproximação e projeção uniforme de variedades, que reduz representações com milhares de dimensões a um plano, preservando tanto as vizinhanças locais quanto a estrutura global. Pense num bibliotecário que recebe milhares de livros sem catálogo e os distribui pelas estantes de acordo com a semelhança de conteúdo: romances perto de romances, tratados de física perto de tratados de física. No mapa resultante, espectros parecidos se agrupam, e o que aparece são famílias nítidas de galáxias.

Cinco famílias emergem. A primeira reúne as galáxias de População III e os halos em resfriamento, com fortes linhas de hidrogênio e hélio, linhas de metais fracas ou ausentes e um contínuo nebular dominante. A segunda são as galáxias apelidadas de mini-quenched, expressão que designa galáxias que interromperam a formação estelar de forma súbita, com linhas de emissão muito fracas ou inexistentes e uma forte quebra de Balmer. A terceira são as galáxias pós-surto, com linhas fracas e quebra de Balmer. A quarta, majoritária, são as formadoras de estrelas típicas, com contínuo ultravioleta azul e linhas fortes de hidrogênio, hélio e metais. A quinta são as galáxias em surto extremo, com linhas intensíssimas e um salto de Balmer. As formadoras de estrelas e as pós-surto formam um contínuo suave, enquanto os demais grupos se destacam por suas peculiaridades.

As galáxias de População III aparecem como um aglomerado claramente isolado no mapa, incluindo halos com formação ativa de estrelas primordiais e halos que esfriam depois que essas estrelas morreram. A falta de linhas de metais, a forte emissão de hélio ionizado e o contínuo nebular dominante são as marcas inconfundíveis dessa física. O problema é o brilho. A imensa maioria dessas estrelas nasce em halos próximos do limite de resfriamento atômico, isoladamente ou em pequenos grupos, resultando em magnitudes ultravioleta mais fracas que −11. Para efeito de comparação, o objeto mais tênue já observado na era da reionização, ampliado por uma lente gravitacional intensa, tem magnitude −12,3.

Entre todas as simulações, apenas sete galáxias de População III superam a barreira da magnitude −12, alcançando até −14,4, valor ao alcance de levantamentos do Webb que aproveitam lentes gravitacionais. São sete em 20.942, uma raridade que mesmo assim os autores consideram encorajadora para as perspectivas de detecção. Um estudo dedicado às condições necessárias para produzir galáxias primordiais brilhantes, assinado por Anatole Storck e colaboradores, aprofunda essa questão. O desafio seguinte é distinguir uma galáxia de População III de uma galáxia de População II muito pobre em metais, tarefa especialmente difícil além do redshift 10, quando as linhas ópticas de metais saem da faixa coberta pelo modo PRISM do NIRSpec e restam apenas linhas ultravioleta mais fracas.

Durante décadas, a linha de hélio ionizado em 1.640 ångströms foi considerada a assinatura das estrelas de População III massivas. O MEGATRON mostra que nem todas as galáxias primordiais simuladas exibem essa linha com intensidade alta, porque nem todas as estrelas de População III precisam ser massivas e atingir temperaturas superficiais acima de cem mil kelvins. A ausência da linha, portanto, não descarta uma galáxia de População III. E sua presença tampouco é prova definitiva, já que núcleos galácticos ativos ou estrelas Wolf-Rayet com ventos fracos também podem produzi-la. A assinatura clássica deixa de ser uma senha infalível.

A descoberta mais contraintuitiva desta parte do trabalho diz respeito à cor. As estrelas de População III massivas têm espectros intrinsecamente muito azuis, com inclinações ultravioleta mais íngremes que −3. Seria natural esperar galáxias primordiais igualmente azuis. A simulação mostra o oposto: elas são, de modo geral, mais vermelhas que as galáxias de População II no mesmo redshift, com inclinações tipicamente acima de −2. A razão está no gás. Nessas galáxias, o contínuo nebular, a luz emitida pelo próprio gás ionizado, pode superar o brilho das estrelas no ultravioleta, e esse brilho cresce para comprimentos de onda mais longos, avermelhando o conjunto. As galáxias comuns só atingem inclinações tão vermelhas em redshifts mais baixos, depois que suas estrelas envelhecem.

A consequência prática é direta, e os autores a enunciam sem rodeios: os critérios fotométricos usados para selecionar galáxias de alto redshift não deveriam excluir sistemas com inclinações ultravioleta acima de −2. Pelo mesmo motivo, as galáxias primordiais exibem uma queda no ultravioleta perto da linha Lyman-α, assinatura de uma intensa emissão de dois fótons, um processo em que um elétron do hidrogênio desce do nível 2s ao fundamental emitindo dois fótons em vez de um. A figura com sete exemplos de galáxias de População III brilhantes mostra exatamente isso: hélio ionizado forte no ultravioleta e no óptico, saltos de Balmer e de Paschen e a queda característica no ultravioleta, cuja profundidade depende da densidade de elétrons ao redor das estrelas.

Quando a energia injetada pela radiação e pelas supernovas das estrelas primordiais é alta o bastante, a formação estelar pode ser interrompida, e o gás quente passa a brilhar enquanto esfria. A equipe empilhou os espectros de mais de dez mil galáxias nessa situação e identificou o que chama de uma nova classe de halos: objetos sem nenhuma estrela na sequência principal, cujos espectros são dominados pela radiação de resfriamento de elementos primordiais e de metais. São emissores puros de linhas, sem contribuição estelar, com larguras equivalentes de milhares de ångströms em Hα e Hβ, dependendo da temperatura. Em alguns aparecem linhas fracas de oxigênio, neônio e enxofre, deixadas por supernovas, enquanto o hélio ionizado brilha por sua ausência.

A maior parte desses halos em resfriamento tem magnitude ultravioleta próxima de zero, muito além das capacidades atuais. O extremo da distribuição, porém, chega a −11, valor que pode ser alcançado pelo Webb com o auxílio de lentes gravitacionais fortes. A intensidade do salto de Balmer e as larguras equivalentes das linhas permitem estimar a temperatura do halo, transformando esses objetos em termômetros naturais do Universo primitivo. Os mais brilhantes aparecem logo depois de um episódio de formação de estrelas de População III, o que faz deles uma espécie de brasa ainda incandescente de uma fogueira recém-apagada.

No outro extremo do espectro de comportamentos estão as galáxias de linhas de emissão extremas, conhecidas pela sigla em inglês EELG. Depois da transição para a População II, o resfriamento mais eficiente provocado pelos metais eleva as taxas de formação estelar, e uma fração das galáxias passa por surtos catastróficos. Essas galáxias existem em todas as épocas, das chamadas blueberries, ou mirtilos, no Universo próximo, às green peas, ou ervilhas verdes, no redshift 0,3, mas são muito mais comuns no Universo jovem. Seguindo a definição de Boyett e colaboradores, de 2024, o MEGATRON considera EELG toda galáxia com largura equivalente de Hα ou de [O III] 5007 acima de 750 ångströms.

Entre as galáxias com magnitude ultravioleta mais brilhante que −15, cerca de metade se enquadra nessa definição em todas as simulações, embora a distribuição das larguras varie bastante de um modelo para outro. O resultado mais notável aparece na simulação de IMF variável, em que a linha [O III] supera 4.000 ångströms em galáxias de magnitude −19 ou mais brilhantes passando por surtos extremos. As simulações costumam ter dificuldade para reproduzir essa cauda de valores muito altos observada pelo Webb. Dois fatores explicam o sucesso do modelo: as hipernovas injetam muito oxigênio, elevando a linha quando ela é limitada pela metalicidade, e as estrelas desse modelo perdem mais massa, o que suprime o contínuo estelar em idades mais avançadas.

A história de formação estelar dessas galáxias revela o quanto elas são extremas. Nas EELGs com Hα acima de 1.800 ångströms, a taxa atual de formação de estrelas costuma ser mais de cem vezes maior do que há 20 milhões de anos. Uma galáxia brilhante comum, com Hα perto de 400 ångströms, praticamente não muda nesse intervalo. As galáxias com as menores larguras equivalentes sofreram quedas de até mil vezes em 50 milhões de anos, e, entre os grupos mais extremos, as histórias medianas chegam a diferir por um fator superior a dez mil. A largura equivalente de Hα se revela, assim, um preditor poderoso da história recente de uma galáxia.

Esses surtos deixam marcas também no contínuo. Nas galáxias com estrelas muito jovens, o contínuo nebular contribui de forma significativa tanto no ultravioleta quanto no óptico, por meio de dois processos: a emissão livre-ligado, que produz um salto característico em 3.645 ångströms quando elétrons se recombinam diretamente no nível 2 do hidrogênio, e a emissão de dois fótons. Para uma galáxia brilhante típica, o contínuo nebular altera a magnitude ultravioleta em cerca de 0,05 magnitude, efeito irrelevante. Nas galáxias em surto mais intenso, porém, o efeito chega a 0,4 magnitude. Como os sistemas mais extremos costumam ser os primeiros a serem detectados, ignorar essa contribuição pode distorcer as conclusões.

O gás dessas galáxias pode atingir densidades acima de cem mil partículas por centímetro cúbico, valor superior à densidade crítica da emissão de dois fótons do hidrogênio, porque colisões passam a deslocar elétrons do nível 2s para o 2p antes que o processo ocorra. Isso gera uma grande diversidade de inclinações espectrais. Nas EELGs mais fortes, com Hα acima de 1.500 ångströms, os autores encontram uma relação simples: a inclinação ultravioleta cresce com a densidade média do gás, segundo a fórmula β = 0,038 log₁₀(n_H) − 2,58. Galáxias com gás mais denso são mais vermelhas. O detalhe da física interestelar molda, portanto, não só as linhas de emissão, mas a própria forma do contínuo observado.

A maioria das galáxias simuladas, mais da metade, pertence ao grupo das formadoras de estrelas comuns, contrapartes menos extremas das EELGs. Com variações mais suaves em sua taxa de formação estelar, elas mantêm o contínuo azul, mas exibem larguras equivalentes menores e formam uma relação apertada entre massa estelar e taxa de formação de estrelas, a chamada sequência principal, já caracterizada pelo Webb até o redshift 10. Quando a taxa é calculada como média de 100 milhões de anos, as galáxias do MEGATRON seguem praticamente a mesma sequência principal, independentemente do modelo de retroalimentação e dos critérios de formação estelar, em excelente acordo com os ajustes de galáxias acima do redshift 7 do levantamento UNCOVER.

A exceção é a simulação de IMF variável, deslocada para massas estelares menores por causa da perda de massa mais intensa das estrelas, algo esperado, já que os códigos de ajuste usados nas observações costumam supor uma função de massa inicial fixa. O espalhamento ao redor da sequência, ao contrário de sua posição, depende fortemente da física adotada. Abaixo de dez milhões de massas solares, por exemplo, o espalhamento se torna enorme na simulação em surtos, porque a retroalimentação forte suprime a formação estelar por mais de 100 milhões de anos. A conclusão dos autores é que a proporção entre galáxias dentro e fora da sequência, e não sua localização, é o verdadeiro teste dos modelos.

As galáxias que despencam para fora dessa sequência compõem o grupo das mini-quenched. As taxas de formação estelar necessárias para alimentar uma EELG não se sustentam por muito tempo: o gás é rapidamente consumido, e a retroalimentação intensa e simultânea pode expulsar o restante do centro da galáxia. O Webb já identificou galáxias desse tipo, com contínuo ultravioleta azul, sem linhas de emissão e com feições de absorção de Balmer. No MEGATRON, elas aparecem como uma pequena população com fração de gás muito baixa e taxa específica de formação estelar praticamente nula. Os dois exemplos detalhados no artigo vivem em halos de 10^8,6 e 10⁹ massas solares e retêm menos de 1% do gás esperado pela fração cósmica de bárions.

As histórias dessas duas galáxias são quase idênticas e contam uma narrativa de ascensão e queda. Entre 120 milhões de anos e 80 a 90 milhões de anos antes do instante observado, a taxa de formação estelar subiu cerca de mil vezes, atingindo o pico. Em seguida, despencou de forma abrupta, há 70 a 80 milhões de anos, quando a retroalimentação estelar expulsou o gás. O longo período sem formação de estrelas é necessário para que a inclinação ultravioleta chegue perto de −2. Em simulações com algoritmo semelhante, um estudo anterior de Katz e colaboradores mostrou que instabilidades gravitacionais internas, e não fusões, são os principais motores desses surtos: em ambientes muito turbulentos, o critério de formação estelar segura o gás até que ele fique extremamente denso, desencadeando um surto catastrófico.

Aqui o MEGATRON encontra um de seus limites. As galáxias mini-quenched simuladas são fracas, com magnitudes ultravioleta entre −15 e −16 e massas estelares de até cerca de 10^7,5 massas solares, consistentes com as simulações SERRA e com um objeto ampliado por lente gravitacional descrito por Strait e colaboradores em 2023. A galáxia observada por Looser e colaboradores em 2024, porém, tem massa estimada em torno de 10^8,5 massas solares. A equipe sugere que o volume limitado das simulações pode explicar a ausência de exemplos mais brilhantes. A pressão de radiação, apontada por outros autores como possível mecanismo de expulsão do gás, desempenha papel mínimo nas simulações, e outros projetos, como IllustrisTNG e VELA, também falham em reproduzir essa galáxia. A natureza das mini-quenched massivas segue em aberto.

Um degrau abaixo estão as galáxias pós-surto, com quebra de Balmer e linhas de emissão mais fracas, que formam uma transição suave com as formadoras de estrelas. Medindo a intensidade da quebra de Balmer como a razão entre o fluxo em 4.200 e em 3.500 ångströms, o MEGATRON reproduz a diversidade observada pelo Webb para luminosidades ultravioleta abaixo de cerca de 10²⁸ erg por segundo por hertz, mas não produz galáxias muito brilhantes com quebras fortes, provavelmente por causa do volume limitado. Os pesquisadores também procuraram galáxias com razões altas entre as linhas de enxofre ionizado e Hα, indicativas de gás difuso ou choques, combinadas a inclinações próximas de −2. O caso mais extremo, na simulação em surtos, exibe linhas fortes de enxofre, oxigênio neutro, nitrogênio e oxigênio ionizado, além de uma clara quebra de Balmer, e viveu dois surtos há cerca de 160 e 220 milhões de anos, quando sua taxa de formação estelar chegou a ser duzentas vezes a atual.

Os autores dedicam boa parte da discussão às limitações do trabalho, e elas são relevantes. Embora propriedades como a massa estelar estejam convergidas em testes de resolução, as propriedades de emissão, que dependem do quadrado da densidade e de densidades críticas alcançadas apenas em alta resolução, não necessariamente estão. Campos magnéticos e raios cósmicos, que contribuem para a pressão e o aquecimento do gás, foram excluídos. Buracos negros massivos também ficaram de fora, por causa das incertezas sobre sua formação, crescimento, retroalimentação e espectro, apesar de sua abundância inesperada no Universo jovem. As distribuições de energia das estrelas pobres em metais, sobretudo na faixa ionizante, são muito incertas, assim como a função de massa inicial, os padrões de abundância química, a produção de elementos pelas estrelas e o papel das binárias de raios X.

Há ainda a questão das próprias estrelas de População III, que nunca foram observadas diretamente. O modelo adotado é plausível e já foi usado antes, mas, sem orientação observacional, pouco se pode avançar sobre seus detalhes, o que torna incertas as previsões sobre a transição entre as duas primeiras gerações estelares. Se o Webb não fornecer restrições adicionais, os autores apontam o Extremely Large Telescope, o gigantesco telescópio europeu em construção no Chile, como alternativa promissora. Essa franqueza metodológica dá ao trabalho uma qualidade rara: em vez de vender uma resposta definitiva, ele delimita com precisão o território do que já se pode afirmar.

O que se pode afirmar, segundo as conclusões do artigo, é bastante. Boa parte da diversidade espectral observada pelo Webb surge naturalmente no contexto do modelo ΛCDM e de escolhas razoáveis de física de pequena escala, mesmo partindo de um ambiente muito enviesado e de histórias de formação estelar complexas. Resta trabalho pela frente, tanto observacional, para obter amostras espectroscópicas com critérios de seleção bem definidos, quanto teórico, para reproduzir não só a diversidade, mas a proporção de cada tipo de galáxia. As simulações ainda não produzem as mini-quenched massivas, os emissores de nitrogênio de alto redshift nem os Little Red Dots, que permanecem como desafios.

O MEGATRON cumpre, neste primeiro artigo, apenas dois de seus quatro objetivos científicos. A ligação com o Universo próximo por meio da cosmologia de campo próximo e o estudo do meio circungaláctico até o meio-dia cósmico são abordados em trabalhos companheiros, e uma comparação detalhada de diagnósticos espectrais está a cargo de Nicholas Choustikov e colaboradores. Os autores anunciam também que os produtos de dados das simulações serão liberados para toda a comunidade científica, na esperança de ajudar a interpretar observações e a restringir a física da formação das primeiras galáxias. O cálculo exigiu os recursos de vários centros de supercomputação, entre eles a infraestrutura britânica DiRAC, o serviço CSD3 da Universidade de Cambridge e o cluster Infinity do Instituto de Astrofísica de Paris, com apoio da NASA e do Conselho Europeu de Pesquisa.

Há um precedente histórico que ajuda a dimensionar o momento. Um dos grandes marcos das simulações numéricas foi a capacidade de reproduzir a sequência de Hubble, a classificação morfológica das galáxias no Universo atual, em espirais, elípticas e irregulares. Aquelas simulações se mostraram capazes de reproduzir também muitas outras propriedades observadas, como a distribuição de massas estelares. Para o Universo jovem, porém, a única restrição robusta durante muito tempo foi a função de luminosidade ultravioleta, a contagem de galáxias por brilho. O Webb oferece agora algo mais rico: espectros. E, assim como a diversidade de formas serviu de teste para a física das galáxias próximas, a diversidade de espectros passa a servir de teste para a física das galáxias primitivas.

Quando olhamos para a faixa clara da Via Láctea numa noite sem lua, estamos vendo o resultado final de uma longa sequência de fusões, explosões, surtos e silêncios. Cada estrela daquele rio de luz carrega, em sua composição, átomos forjados em galáxias que existiram antes de existir a nossa. O MEGATRON não devolve esse passado com nitidez fotográfica, e seus autores são os primeiros a admitir as lacunas. Mas ele oferece algo que até pouco tempo parecia inalcançável: uma reconstrução física do enxame primordial capaz de produzir a mesma luz que o maior telescópio espacial já construído está recebendo agora. Pela primeira vez, a teoria e o céu começam a conversar na mesma língua, e o que eles dizem é que nossa casa cósmica nasceu de uma multidão.