Existe uma janela na vida de uma galáxia jovem, e ela se fecha depressa. Durante os primeiros três milhões de anos de um surto de formação estelar, enquanto as estrelas mais massivas ainda estão vivas e nenhuma delas explodiu, a luz mais energética que elas produzem consegue atravessar o gás ao redor e sair para o espaço intergaláctico. Depois, as primeiras supernovas detonam, um vento galáctico se ergue carregando hidrogênio neutro e poeira, e a passagem se fecha. É essa a sequência que um grupo internacional de astrônomos acaba de flagrar com o Telescópio Espacial Hubble em seis galáxias compactas que são, hoje, os melhores análogos locais das galáxias que reionizaram o Universo. O resultado, publicado na Nature Astronomy, inverte uma expectativa que vigorou por mais de duas décadas: a de que seriam as supernovas a abrir caminho para a luz, e não a fechá-lo.

Para entender o que está em jogo, é preciso voltar ao começo. Cerca de 380 mil anos depois do Big Bang, o Universo esfriou o suficiente para que prótons e elétrons se juntassem em átomos de hidrogênio neutro, e esse gás, transparente à luz visível mas opaco à radiação ultravioleta mais dura, encheu o cosmos de ponta a ponta. Algumas centenas de milhões de anos mais tarde, as primeiras estrelas e galáxias começaram a brilhar, e seus fótons mais energéticos, aqueles com comprimento de onda menor que 912 angstroms, arrancaram de novo os elétrons dos átomos. Esse processo, a reionização cósmica, terminou quando o Universo tinha cerca de um bilhão de anos. Desde então, quase todo o hidrogênio entre as galáxias permanece ionizado. A pergunta que atravessa a astrofísica extragaláctica há trinta anos é simples de formular e difícil de responder: de onde veio toda essa luz?

A conta tem duas parcelas. A primeira é a produção: quantos fótons ionizantes as estrelas massivas de uma galáxia geram por segundo. A segunda é a fração de escape, a parcela dessa luz que de fato sai da galáxia em vez de ser absorvida pelo gás e pela poeira do meio interestelar. A radiação do Lyman continuum, o contínuo de Lyman, abreviado como LyC, nome dado ao conjunto de fótons capazes de ionizar o hidrogênio, enfrenta dois sumidouros implacáveis: o hidrogênio neutro, que a engole para se ionizar, e os grãos de poeira, que a absorvem e reemitem no infravermelho. Basta uma camada fina de gás neutro para barrar quase tudo. O Telescópio Espacial James Webb mostrou nos últimos anos que o Universo jovem estava repleto de galáxias compactas e brilhantes no ultravioleta, em número suficiente para dar conta da reionização, desde que uma fração razoável de sua luz ionizante conseguisse escapar. O gargalo está na segunda parcela.

Há um obstáculo prático para medir essa fração nas galáxias da época da reionização: a luz do contínuo de Lyman que elas emitiram foi absorvida pelo próprio hidrogênio neutro que preenchia o espaço entre as galáxias naquela era, e nunca chega até nós. A saída encontrada pela comunidade foi procurar análogos no Universo próximo, galáxias de desvio para o vermelho baixo que reproduzam as propriedades das galáxias primordiais e cuja luz ionizante possa ser medida diretamente.

O programa Low-z Lyman Continuum Survey, conduzido com o Hubble e ampliado com dados de arquivo na versão conhecida pela sigla LzLCS+, reuniu 89 galáxias locais com medidas diretas de fração de escape. Elas se dividem em três grupos: as strong leakers, vazadoras fortes, com mais de 20% da luz ionizante escapando; as vazadoras fracas, entre 5% e 20%; e as não vazadoras, abaixo de 5%. Comparadas a 161 galáxias com desvio para o vermelho maior que 5 observadas pelo James Webb nos levantamentos CEERS e GLASS, as galáxias do LzLCS+ são mais massivas e mais ricas em metais, mas coincidem com as primordiais exatamente onde mais importa: no tamanho compacto e na densidade de formação estelar.

O novo estudo foi liderado por Cody Carr, da Universidade de Zhejiang, em Hangzhou, na China, e da Universidade de Michigan, ao lado de Renyue Cen, também de Zhejiang, e de Stephan McCandliss, da Universidade Johns Hopkins, em Baltimore. Com outros 25 coautores de instituições dos Estados Unidos, da Europa e da China, eles desenharam o que mais se aproxima de um experimento controlado em astronomia.

Escolheram, dentro do LzLCS+, seis galáxias em starburst, o termo em inglês para um surto intenso de formação estelar, com propriedades quase idênticas: metalicidade entre 8,2 e 8,5 na escala de abundância de oxigênio, entre um terço e dois terços do teor de oxigênio do Sol; taxa de formação estelar entre 20 e 40 massas solares por ano, de dez a vinte vezes a da Via Láctea; massa estelar entre 1,3 e 5,6 bilhões de massas solares, uma pequena fração, entre 2% e 10%, da massa estelar da nossa galáxia; e raio no ultravioleta menor que um quiloparsec, cerca de 3.260 anos-luz. O que varia entre elas é a fração de escape, que vai de menos de 0,4% a 21%, e, como o estudo demonstra, a idade do surto.

Os nomes das seis galáxias, que parecem senhas, são coordenadas celestes: J103344+635317, por exemplo, está na ascensão reta de 10 horas, 33 minutos e 44 segundos e na declinação de mais 63 graus, 53 minutos e 17 segundos, na região boreal do céu, nas imediações da Ursa Maior. Todas têm desvios para o vermelho entre 0,243 e 0,347, o que coloca a luz que chega hoje aos detectores do Hubble partindo delas há algo entre 2,9 e 3,8 bilhões de anos, quando a Terra tinha menos de dois bilhões de anos de idade. Vistas no visível, são pontos azulados e diminutos; no ultravioleta distante, brilham o bastante para que um espectrógrafo em órbita registre seus espectros em poucas horas de exposição, com fluxos em 1.100 angstroms entre 43 e 122 unidades de 10 elevado a menos 17 ergs por segundo por centímetro quadrado por angstrom.

A lógica por trás dessa seleção é a de quem fotografa fogueiras parecidas em momentos diferentes da queima para reconstruir, com seis instantâneos, o filme inteiro. Como massa, metalicidade e taxa de formação estelar são os parâmetros que governam a energia disponível para empurrar gás para fora de uma galáxia, mantê-los fixos elimina as explicações concorrentes. Se a fração de escape muda de uma galáxia para outra, a diferença precisa vir de algo que evolui com o tempo, e não do tamanho do motor. Todas as seis, de quebra, têm densidades de formação estelar altíssimas, acima de três massas solares por ano por quiloparsec quadrado, milhares de vezes a média do disco da Via Láctea, e tamanhos compactos, a combinação que aparece em praticamente todas as vazadoras fortes do LzLCS+ e que está associada a uma retroalimentação estelar vigorosa, o feedback, termo que designa a devolução de energia e matéria das estrelas ao gás que as cerca, capaz de varrer o hidrogênio neutro e a poeira do meio interestelar.

O instrumento escolhido foi o Cosmic Origins Spectrograph, o COS, instalado no Hubble em 2009 pelos astronautas da última missão de manutenção do telescópio. Com a rede de difração G130M, de resolução média, a equipe obteve espectros profundos das seis galáxias no programa HST-GO-17443, consumindo 23 órbitas do telescópio, entre duas e cinco por objeto, e combinou os dados com observações de arquivo feitas com a rede G160M em programas anteriores dedicados à linha Lyman-alfa.

O alvo era uma estreita faixa do ultravioleta distante, entre 1.010 e 1.050 angstroms no referencial das galáxias, onde se concentram quatro linhas de absorção decisivas: a Lyman-beta do hidrogênio neutro, em 1.026 angstroms; o dubleto do oxigênio cinco vezes ionizado, em 1.032 e 1.038 angstroms; e o carbono uma vez ionizado, em 1.036 angstroms. Um pouco mais ao azul, em 990 angstroms, entra também o nitrogênio duas vezes ionizado. Nenhum instrumento em solo enxerga esse trecho do espectro, bloqueado pela atmosfera terrestre, e nenhum outro observatório em operação cobre o ultravioleta distante com a sensibilidade e o detalhe espectral do COS.

A resolução faz toda a diferença. O levantamento original do LzLCS+ usou a rede G140L, que espalha pouco a luz e permite registrar galáxias fracas em menos tempo, ao custo de borrar as linhas. A rede G130M separa comprimentos de onda com um poder de resolução cerca de uma ordem de grandeza maior, o suficiente para distinguir a absorção produzida nas atmosferas e nos ventos das estrelas daquela produzida pelo gás em movimento ao redor da galáxia, duas coisas que, num espectro borrado, se confundem em um único vale. Foi essa separação que permitiu à equipe identificar e remover as contribuições estelares e atribuir o que sobrava, com confiança, ao vento galáctico. O preço é tempo de observação: espectros de resolução média exigem exposições mais longas para atingir o mesmo sinal, e isso ajuda a explicar por que apenas seis galáxias puderam ser observadas.

A fração de escape em si é medida de forma direta, sem modelos intermediários para a propagação da luz: a equipe compara o fluxo observado logo abaixo do limite de Lyman, entre 880 e 900 angstroms no referencial de cada galáxia, com o fluxo intrínseco que o ajuste da população estelar prevê para a mesma faixa. A razão entre os dois é a fração que escapou. Para J103344+635317, cujo desvio para o vermelho maior deslocou esse trecho para fora da janela padrão, a medida foi feita em uma faixa de 20 angstroms abaixo de 1.180 angstroms no referencial observado, de modo a evitar a contaminação pela luz geocoronal, o brilho tênue da alta atmosfera terrestre que polui o ultravioleta mesmo para um telescópio em órbita. Trechos dos espectros contaminados por absorção do gás da própria Via Láctea foram mascarados antes de qualquer análise.

O primeiro passo da análise foi datar cada surto. Para isso, a equipe ajustou aos espectros ultravioleta modelos de populações estelares gerados com o código Starburst99, combinados pela ferramenta FiCUS em diferentes idades e metalicidades, e mediu qual fração da luz ultravioleta de cada galáxia vem de estrelas com menos de 3 milhões de anos, entre 3 e 5 milhões e entre 5 e 10 milhões de anos. A idade média ponderada pela luz, a light-weighted age dos astrônomos, resultou em 2,71 milhões de anos para J103344+635317, a vazadora mais forte, com 21% de escape e 72% de sua luz ultravioleta produzida por estrelas com menos de 3 milhões de anos.

No extremo oposto, J154050+572442, com fração de escape abaixo de 0,4%, tem idade média de 5,43 milhões de anos e apenas um terço da luz vinda das estrelas mais jovens. As quatro restantes se distribuem entre esses limites: J115855+312559, com 14,7% de escape e 3,39 milhões de anos; J091703+315221, com 12% e 3,70 milhões; J144010+461937, com 0,4% e 3,97 milhões; e J105331+523753, com 2,2% e 5,38 milhões de anos.

O número que organiza tudo é a fração de luz produzida por estrelas com mais de 3 milhões de anos. A escolha desse limiar não é arbitrária. Três milhões de anos é, grosso modo, o tempo de vida das estrelas mais massivas que se formam em um surto, aquelas com dezenas de vezes a massa do Sol, e marca, portanto, o início das primeiras supernovas. Uma galáxia em que quase toda a luz ultravioleta vem de estrelas mais jovens que isso ainda não viu nenhuma estrela explodir. Os autores verificaram que essa fração cresce de forma monotônica à medida que a fração de escape cai, galáxia por galáxia, sem uma única inversão de ordem.

Eles tomam o cuidado de dizer que as faixas de idade mais estreitas, entre 3 e 5 e entre 5 e 10 milhões de anos, são ruidosas demais para sustentar correlações separadas, e apresentam o indicador como uma estatística resumida, não como prova de uma relação contínua e resolvida entre escape e idade ao longo de todo o intervalo de 3 a 10 milhões de anos.

Para não depender de um único relógio, os pesquisadores cruzaram a datação ultravioleta com indicadores independentes. A largura equivalente da linha H-beta, que mede a intensidade da emissão do gás ionizado em relação ao contínuo estelar e cai à medida que um surto envelhece, vai de 80 angstroms na galáxia mais jovem a 40 na mais velha. A inclinação do contínuo ultravioleta, que fica menos azul com a idade e com a poeira, vai de menos 2,64 a menos 1,59, com as três vazadoras sistematicamente mais azuis que as três galáxias opacas, enquanto o avermelhamento por poeira sobe de 0,027 a 0,194 magnitude.

O índice espectral de rádio entre 3 e 6 gigahertz é talvez o mais eloquente: em J103344+635317 ele é positivo, sinal de que a emissão de rádio vem do gás ionizado pelas estrelas, sem contribuição apreciável da radiação sincrotrônica que elétrons acelerados em restos de supernova produzem; nas demais galáxias com medida disponível, o índice é negativo, como se espera de surtos em que as explosões já começaram a semear o meio interestelar com partículas relativísticas.

Os próprios espectros carregam a assinatura dessa cronologia. Nas galáxias mais jovens, as linhas de oxigênio cinco vezes ionizado exibem o chamado perfil P Cygni, batizado em homenagem à estrela hipergigante da constelação do Cisne em que foi descrito pela primeira vez: uma absorção larga deslocada para o azul, acompanhada de uma emissão deslocada para o vermelho, que se estende por cerca de 25 angstroms. É a marca registrada dos ventos das estrelas de tipo O, as mais quentes e massivas que existem, que sopram gás a cerca de 3.000 quilômetros por segundo. O oxigênio nesse estado de ionização surge ali por um mecanismo curioso, a ionização Auger, provocada por raios X gerados em choques dentro do próprio vento estelar.

Sobrepostas a esse perfil largo aparecem linhas fotosféricas estreitas, de uns 3 angstroms, formadas nas atmosferas das estrelas. À medida que a fração de escape diminui de uma galáxia para a seguinte, o perfil P Cygni enfraquece e as linhas fotosféricas deixam de dar conta de toda a absorção observada. O que sobra, o excesso que nenhuma estrela explica, só pode vir do gás em movimento ao redor: um vento galáctico começando a soprar.

A equipe também vasculhou os espectros ópticos do Sloan Digital Sky Survey em busca de sinais de estrelas Wolf-Rayet, os descendentes evoluídos das estrelas O, que expõem camadas internas e sopram ventos ainda mais violentos, e não encontrou o alargamento de linhas que elas produzem. O que se vê, então, é uma sequência limpa. Nas galáxias mais jovens, a absorção ultravioleta é dominada pelos ventos de estrelas O ainda vivas; nas mais velhas, essas estrelas já morreram, explodindo como supernovas ou colapsando diretamente em buracos negros sem explosão alguma, e seu lugar no espectro foi tomado por um fluxo de gás cada vez mais rápido. O ciclo de vida de uma única geração de estrelas massivas, que em escala humana parece infinito, cabe aqui em menos de 10 milhões de anos.

Ventos galácticos não são uma raridade exótica. A galáxia M82, a cerca de 12 milhões de anos-luz, na Ursa Maior, exibe um deles em plena atividade, um leque de gás quente e filamentos de hidrogênio que se ergue a milhares de anos-luz acima do disco, impulsionado por um surto de formação estelar no núcleo. Ventos assim regulam o crescimento das galáxias, expulsam metais para o meio circungaláctico, podem interromper a formação de novas estrelas e, como o novo estudo argumenta, decidem o destino da luz ionizante. O que faltava era acompanhar o nascimento de um desses ventos, instante a instante, em galáxias que ainda estão na fase mais produtiva e mais luminosa de sua história, e associar cada estágio a uma medida direta de quanta luz escapa.

Para medir esse vento, os pesquisadores isolaram três linhas que sondam fases diferentes do gás: a Lyman-beta do hidrogênio neutro, sensível ao material frio, em torno de uma centena de kelvin; o nitrogênio duas vezes ionizado, que marca gás a dezenas de milhares de kelvin; e o oxigênio cinco vezes ionizado, que só existe em quantidade apreciável perto de 300 mil kelvin. Juntas, elas cobrem quatro ordens de grandeza em temperatura, de 100 a um milhão de kelvin, e permitem reconstruir a estrutura de ionização do fluxo como quem corta uma camada de cada vez. Para cada linha e cada galáxia, a equipe mediu duas grandezas: a largura equivalente, que quantifica quanta luz a absorção retira do espectro e cresce com a quantidade de gás ao longo da linha de visada, e a velocidade v90, definida como a velocidade que engloba 90% dessa absorção na asa azul da linha, um indicador robusto da rapidez com que o gás se afasta da galáxia.

Os números contam a história sozinhos. Em J103344+635317, a vazadora mais forte, o hidrogênio neutro se move a apenas 135 quilômetros por segundo e a largura equivalente da Lyman-beta é de 0,31 angstrom. Em J115855+312559 e J091703+315221, as outras duas vazadoras, as velocidades sobem para 446 e 484 quilômetros por segundo, com larguras de 1,10 e 1,75 angstrom. Nas três galáxias que mal deixam escapar luz ionizante, o vento neutro atinge 533, 793 e 610 quilômetros por segundo, e as larguras equivalentes chegam a 2,58, 3,12 e 2,91 angstroms. Um vento de 793 quilômetros por segundo cruzaria a distância entre a Terra e a Lua em oito minutos. Em dez milhões de anos, o tempo que separa as galáxias mais jovens das mais velhas da amostra, gás nessa velocidade percorre mais de 8 quiloparsecs, o suficiente para sair de uma galáxia compacta e se espalhar por um volume muitas vezes maior que ela.

Nenhuma dessas grandezas foi extraída a olho. A equipe ajustou aos perfis de linha modelos de transferência radiativa gerados pelo código SALT, sigla em inglês para transferência de linha semianalítica, desenvolvido pelo próprio Carr com colaboradores e validado contra simulações numéricas e observações anteriores, usando um procedimento bayesiano para estimar as incertezas. Só então mediu larguras equivalentes e velocidades v90 diretamente nos modelos ajustados, o que reduz o impacto do ruído e corrige o preenchimento das absorções pela emissão deslocada para o vermelho. Quando um perfil se partia em várias componentes, como o oxigênio cinco vezes ionizado de J144010+461937, foram acrescentadas gaussianas adicionais, três nesse caso, com amplitude, largura e velocidade central livres. As tendências encontradas se mantêm quando os espectros são normalizados pelo contínuo vizinho em vez de pelos modelos de população estelar, o que mostra que o resultado não depende dos detalhes do ajuste.

Um detalhe aparentemente técnico muda a interpretação de tudo. Em todas as seis galáxias, a linha Lyman-beta do hidrogênio neutro cai até o fluxo zero no centro da absorção. Quer dizer que, em todas elas, a linha de visada até a fonte de luz está inteiramente coberta por gás neutro: não há buracos abertos no meio interestelar por onde a luz passe sem encontrar hidrogênio. Essa constatação descarta a explicação mais popular para o escape de luz ionizante, a cobertura parcial, a ideia de que as galáxias vazadoras seriam como paredes crivadas de aberturas.

A diferença entre vazar e não vazar está em outro lugar: na densidade de coluna do gás, na quantidade de átomos empilhados ao longo do caminho, e na poeira misturada a eles. A metáfora adequada não é a de uma parede com furos, mas a de um véu cuja espessura cresce com o tempo. Na galáxia mais jovem, a própria Lyman-beta exibe um perfil P Cygni, sinal de um fluxo que se expande em todas as direções com gás tão rarefeito que a emissão sobrevive; nas mais velhas, como J154050+572442, a linha é puramente absorvida e ganha uma componente deslocada para o vermelho, assinatura de absorção não ressonante nas asas da seção de choque que só aparece quando a densidade de coluna é alta.

Há uma física elegante por trás da sobrevivência da emissão de Lyman-beta na galáxia mais jovem. Um fóton de Lyman-beta absorvido por um átomo de hidrogênio pode ser reemitido na mesma transição ou, com certa probabilidade, degradar-se em um fóton de H-alfa, no vermelho visível, mais um fóton de Lyman-alfa. Em um meio com alta densidade de coluna, o fóton é absorvido e reabsorvido tantas vezes que acaba convertido, e a emissão desaparece do espectro ultravioleta, reaparecendo, transformada, no visível. Vê-la sobreviver em J103344+635317 é, por si só, uma medida indireta de quão pouco hidrogênio neutro existe ao redor dessa galáxia, e um argumento a mais de que as diferenças de escape entre as seis estão ligadas à coluna de gás e à poeira dos ventos, não à geometria de buracos.

O vento, por sua vez, é multifásico: as velocidades medidas no nitrogênio e no oxigênio ionizados acompanham de perto as do hidrogênio neutro em quatro das seis galáxias, sinal de que gás frio, morno e quente se movem juntos, arrastados pelo mesmo fluxo. As duas exceções são instrutivas. Em J115855+312559, o nitrogênio mostra uma absorção adicional perto de 1.000 quilômetros por segundo que não aparece em nenhuma outra transição, muito provavelmente contaminação de uma nuvem de gás no caminho, sem relação com a galáxia. Em J154050+572442, a mais velha, falta oxigênio altamente ionizado em alta velocidade: a absorção não passa de 500 quilômetros por segundo, o que pode indicar que a fase quente do vento está esfriando. Nas duas galáxias que menos vazam, J154050+572442 e J144010+461937, os perfis se partem em múltiplas componentes, possível indício de superbolhas, as cavidades infladas por supernovas sucessivas, ou de gás em resfriamento dentro do fluxo.

Reunidas, essas medidas formam duas anticorrelações nítidas: quanto maior a velocidade do vento neutro, menor a fração de escape; quanto maior a largura equivalente, menor a fração de escape. O coeficiente de Kendall, uma medida de concordância de ordem entre dois conjuntos de dados, vale menos 0,87 nos dois casos, com probabilidade de 2% de que o resultado seja fruto do acaso, e reamostragens de Monte Carlo mostram que a relação resiste às incertezas de medida. A leitura física é a de um vento neutro que acelera e acumula densidade de coluna com o tempo, sufocando progressivamente a saída de luz ionizante. Simulações cosmológicas de alta resolução do projeto FIRE-2, em galáxias de massa comparável, mostram ventos galácticos que ganham velocidade e massa ao longo dos primeiros 50 milhões de anos após o início da formação estelar. Se essas simulações capturam a dinâmica geral, um fluxo rápido e denso como o de J154050+572442 precisa de tempo para se formar, o que é coerente com a idade mais avançada dessa galáxia.

Imagens do Hubble obtidas com o canal ultravioleta da Advanced Camera for Surveys no programa LaCOS acrescentam uma peça espacial a esse quebra-cabeça. Os perfis de brilho superficial de cinco das seis galáxias, normalizados ao centro, mostram que os sistemas mais velhos e menos vazadores são mais extensos: a luz de J154050+572442 se espalha por um raio bem maior que a de J091703+315221 ou de J115855+312559. É o que se espera se ventos que aceleram a várias centenas de quilômetros por segundo vêm se propagando há cerca de 10 milhões de anos, deslocando gás e luz para longe do núcleo compacto. O raio ultravioleta da galáxia mais velha, de 0,946 quiloparsec, é mais que o dobro do de J091703+315221, de 0,407 quiloparsec, embora as duas tenham massas e taxas de formação estelar parecidas.

Resta uma fase do vento que o ultravioleta não alcança: o gás quentíssimo, acima de 10 milhões de kelvin, que só brilha em raios X e que, nos modelos clássicos, é o fluido que as supernovas aquecem e que empurra o restante para fora. Para a galáxia mais jovem, J103344+635317, a equipe dispõe de uma observação do observatório espacial XMM-Newton, da Agência Espacial Europeia, ainda em análise por um dos coautores. Nenhum raio X foi detectado. O limite superior, com três desvios-padrão de confiança, fixa a luminosidade entre 0,5 e 8 quiloelétron-volts abaixo de 6 × 10⁴⁰ ergs por segundo, um valor compatível com uma população estelar de menos de 5 a 10 milhões de anos que ainda não teve tempo de formar binárias de raios X, os sistemas em que uma estrela de nêutrons ou um buraco negro devora uma companheira. O silêncio em raios X sugere que, nessa galáxia, a fase quente e volumosa de um vento movido a supernovas simplesmente ainda não existe.

Juntando as peças, os autores propõem uma sequência em três atos, ilustrada em aquarelas pela artista Siyi Wang a pedido da equipe. No primeiro ato, com menos de 3 milhões de anos, a radiação intensa e os ventos de estrelas O, soprando a até 3.000 quilômetros por segundo, empurram um vento galáctico lento, de cerca de 150 quilômetros por segundo, que preenche o volume da galáxia e remove dela poeira e gás neutro. A ionização é tão vigorosa, e o gás tão fragmentado em grumos, que a luz do contínuo de Lyman escapa com facilidade: a fração de escape passa de 20%. Nas ilustrações, o azul representa as regiões dominadas pela radiação ionizante e o vermelho, o vento multifásico; a barra de escala desse primeiro estágio mede meio quiloparsec.

No segundo ato, entre 3 e 5 milhões de anos, as primeiras supernovas detonam. Ventos estelares de até 4.000 quilômetros por segundo ainda convivem com um vento galáctico que já acelerou para cerca de 450 quilômetros por segundo e começou a arrastar consigo massa neutra arrancada do meio interestelar. A fração de escape cai para a faixa entre 5% e 20%, e a barra de escala dobra para um quiloparsec. É a fase em que estão J115855+312559 e J091703+315221, que ainda vazam 14,7% e 12% de sua luz ionizante, mas já exibem ventos neutros de 446 e 484 quilômetros por segundo, bem mais rápidos que os 135 da galáxia mais jovem.

No terceiro ato, além de 5 milhões de anos, as explosões dominam. O vento galáctico chega a 750 quilômetros por segundo carregando hidrogênio neutro e poeira, os ventos das estrelas remanescentes, menos massivas, caem a 1.500 quilômetros por segundo, e menos de 5% da luz ionizante consegue sair. A barra de escala alcança dois quiloparsecs: o fluxo que no primeiro ato cabia em meio quiloparsec já se espalhou por um volume dezenas de vezes maior. J105331+523753, J144010+461937 e J154050+572442, com frações de escape de 2,2%, 0,4% e menos de 0,4%, são os retratos desse estágio final, em que a galáxia, ainda brilhante, deixou de iluminar o espaço ao seu redor.

A parte contraintuitiva está no papel das supernovas. Elas destroem nuvens densas e abrem canais de baixa densidade, e por isso a intuição antiga dizia que deveriam facilitar o escape. Só que cada explosão também injeta no vento uma carga de gás neutro varrido do meio interestelar, o mass loading, o carregamento de massa do fluxo, além de produzir poeira nos detritos da própria explosão e de encher lateralmente, com material, os corredores que a radiação havia limpado. Na média, o saldo é negativo: a densidade de coluna de hidrogênio neutro e de poeira ao longo de todas as direções cresce, e a luz ionizante passa a ser absorvida antes de sair. Com o tempo, quando a produção de fótons ionizantes das estrelas massivas que ainda sobrevivem diminui, o gás morno do vento esfria e recombina, reforçando ainda mais a fase neutra. O vento que deveria abrir a porta é o mesmo que a fecha.

Seis galáxias são poucas para uma conclusão geral, e os autores sabem disso. Para testar se a sequência vale além da amostra, eles recorreram ao conjunto completo do LzLCS+, selecionaram todas as galáxias compactas e de alta densidade de formação estelar e empilharam seus espectros de resolução mais baixa em três grupos, vazadoras fortes, fracas e não vazadoras, calculando o fluxo mediano em cada comprimento de onda e estimando as incertezas com 10 mil reamostragens. As vazadoras fortes exibem uma absorção de Lyman-beta claramente mais estreita que os outros dois grupos, que não se distinguem entre si nessa linha dentro das incertezas. Já na linha do carbono uma vez ionizado, os três grupos se separam, e a ordem é a esperada: as não vazadoras abrigam os ventos mais rápidos, seguidas pelas vazadoras fracas. O espelho de baixa resolução confirma, em dezenas de galáxias, o que os seis espectros profundos mostram em detalhe.

O resultado chega ao fim de um longo debate. Na virada do século, trabalhos liderados por Timothy Heckman, da Johns Hopkins e coautor do novo estudo, estabeleceram a expectativa de que a luz ionizante só escaparia depois que ventos galácticos abrissem canais de baixa densidade no meio interestelar, momento em que a produção de fótons ionizantes já estaria em declínio pela morte das estrelas mais massivas. Em 2014, a detecção direta de luz do contínuo de Lyman em uma galáxia local, publicada na revista Science por Sanchayeeta Borthakur, também coautora, se inseria nesse roteiro. Os primeiros levantamentos sistemáticos de vazadoras, porém, trouxeram um problema: muitas delas abrigavam populações estelares jovens demais para já ter passado pela fase de supernovas.

Desde então, a comunidade se dividiu. Alguns grupos encontraram correlações positivas entre fração de escape e velocidade dos ventos, outros argumentaram que os ventos suprimem o escape ao engrossar a fase neutra, e houve quem propusesse um surto em dois estágios, com radiação e supernovas trabalhando juntas. As diferentes conclusões se apoiavam, com frequência, em indicadores indiretos de cinemática, e as mesmas galáxias receberam interpretações opostas.

A nova sequência concilia as duas posições. Galáxias compactas de alta taxa de formação estelar lançam, sim, ventos multifásicos rápidos. O ponto é que o escape atinge o máximo antes que a componente neutra desse vento se torne opticamente espessa, na fase inicial em que a radiação domina. Isso explica, de passagem, por que se encontram vazadoras relativamente fortes com ventos de velocidade moderada, em torno de 400 quilômetros por segundo, como o Arco Sunburst, a galáxia amplificada por lente gravitacional em desvio para o vermelho 2,37 que é um dos emissores de contínuo de Lyman mais estudados do Universo distante: sua fase neutra talvez ainda não esteja plenamente desenvolvida, exatamente como ocorre em J091703+315221 e J115855+312559, que vazam 12% e 14,7% da luz ionizante com ventos de 484 e 446 quilômetros por segundo.

Os autores listam com honestidade o que o estudo não mostra. A sequência observada cobre apenas os primeiros 10 milhões de anos de um surto. Depois da morte das estrelas mais massivas, a produção de fótons ionizantes pode ser dominada, entre 10 e 50 milhões de anos, por produtos da evolução de sistemas binários, como as estrelas despojadas de seu envelope por uma companheira e as blue stragglers, as retardatárias azuis, estrelas rejuvenescidas por transferência de massa. Nesse período mais tardio, com menos gás sendo carregado, os ventos poderiam de fato limpar o meio interestelar e voltar a permitir o escape, o que explicaria galáxias de ventos rápidos e baixo escape sem estrelas muito jovens.

O estudo tampouco considera como episódios anteriores de formação estelar podem ter moldado a estrutura do gás antes do surto atual. E as próprias frações de escape, remedidas com os novos espectros de resolução mais alta, diferem das publicadas pelo LzLCS+ em cerca de 45% em média, embora a ordem relativa das seis galáxias se mantenha, com a única troca de posição entre J115855+312559 e J091703+315221.

Há também um atrito com a teoria que o próprio trabalho torna explícito. As simulações cosmológicas hidrodinâmicas mais usadas para modelar a reionização, incluindo as do projeto FIRE-2 e as do SPHINX, costumam prever que o escape de luz ionizante atinge o pico depois do início das supernovas, não antes. A discrepância pode vir de resolução insuficiente e de física ausente nas receitas de subgrade, os ingredientes que as simulações não conseguem resolver e precisam aproximar. Simulações recentes de galáxias anãs com resolução de uma massa solar, capazes de acompanhar estrelas massivas individualmente, mostram que a retroalimentação radiativa rompe nuvens moleculares depressa e aumenta o carregamento de massa dos ventos de supernova, um efeito que modelos mais grosseiros não capturam.

Reproduzir o efeito desses ventos também pode exigir maior resolução no meio circungaláctico, onde hidrogênio neutro de densidade de coluna moderada é capaz de reduzir o escape. Os autores advertem que a linha do tempo da sequência se apoia em idades ponderadas pela luz, não em um relógio absoluto, e que a comparação justa com os modelos exige gerar espectros sintéticos a partir das simulações e medir neles a fração de escape.

O que tudo isso diz sobre o Universo com menos de um bilhão de anos? As seis galáxias do estudo são mais massivas, mais ricas em metais e têm linhas de emissão menos intensas que as galáxias típicas da época da reionização, mas ocupam exatamente o foco da distribuição delas nas duas propriedades que importam: compacidade e densidade de formação estelar. Nas galáxias primordiais, com massas e metalicidades menores, a retroalimentação por radiação tende a ser ainda mais importante, e algumas delas, as mais compactas, podem operar acima do limite de Eddington, em que a pressão da luz supera a gravidade.

Em ambientes pobres em metais, a fase dominada pela radiação pode durar mais, porque estrelas massivas de baixa metalicidade têm maior probabilidade de colapsar diretamente em buracos negros sem explodir, adiando o início dos ventos de supernova, e porque seus ventos estelares são intrinsecamente mais fracos. Resfriamento rápido e confinamento por pressão podem suprimir ainda mais a retroalimentação das supernovas em galáxias de alto desvio para o vermelho. Tudo aponta na mesma direção: a janela de escape, no Universo jovem, pode ter sido mais larga e mais duradoura do que nos análogos locais.

Se galáxias compactas de formação estelar foram sozinhas suficientes para reionizar o Universo ainda é uma questão em aberto, e os autores não fingem resolvê-la. O que eles oferecem é a identificação dos processos físicos que regulam o escape, com uma cronologia e uma hierarquia de causas: primeiro a radiação e os ventos estelares, que abrem a passagem; depois as supernovas, que a entulham. Para os modelos de reionização, isso implica que a fração de escape de uma galáxia não é um número fixo, mas uma função do tempo com um pico estreito e precoce, e que o orçamento de fótons do Universo jovem depende de quantas galáxias estavam, a cada instante, dentro dos seus primeiros 3 milhões de anos de surto.

Há um subtexto melancólico no artigo. Os espectros que sustentam o resultado só puderam ser obtidos com o Hubble, lançado em 1990, cuja órbita decai lentamente e cujos giroscópios envelhecem; o próprio artigo descreve o telescópio como um instrumento que se aproxima do fim de sua vida operacional. O Habitable Worlds Observatory, o grande telescópio espacial que a NASA planeja para a década de 2040, deverá permitir observações rotineiras de alta resolução espectral no Universo próximo, e os telescópios de 30 metros em construção no solo, como o Extremely Large Telescope europeu, no Chile, estenderão esse tipo de estudo a desvios para o vermelho maiores, onde as mesmas linhas de absorção são deslocadas para o visível. Até lá, cada órbita do Hubble gasta em uma galáxia vazadora vale ouro, e trabalhos como este servirão de referência para calibrar os instrumentos que vierem.

Fica, ao final, uma imagem difícil de esquecer. Em algum lugar entre 13 bilhões de anos atrás e hoje, galáxia após galáxia acendeu, brilhou para fora por uns poucos milhões de anos e depois se fechou sobre si mesma, sufocada pelo próprio vento. A reionização do Universo teria sido feita dessa soma de lampejos breves, cada galáxia abrindo sua janela apenas enquanto suas estrelas mais massivas estavam vivas e nenhuma delas tinha explodido. Nas seis galáxias compactas flagradas pelo Hubble, a entre três e quase quatro bilhões de anos-luz de distância, vemos o mesmo roteiro em miniatura, congelado em seis instantes. O que o estudo mostra é que a luz que dissolveu a névoa cósmica não saiu das galáxias pela violência das explosões, e sim pela delicadeza de um instante anterior a elas: o breve momento em que uma galáxia jovem, antes de aprender a explodir, ainda sabia apenas brilhar.