O trabalho foi publicado em março de 2022 no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society por Aaron Smith, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts, com Rahul Kannan e Lars Hernquist, do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian, Enrico Garaldi, Rüdiger Pakmor e Volker Springel, do Instituto Max Planck de Astrofísica, em Garching, e Mark Vogelsberger, também do MIT. O artigo é o capítulo dedicado à luz de Lyman-alfa dentro do projeto THESAN, uma das maiores simulações já feitas da Época da Reionização, e responde a uma pergunta que atormenta observadores há duas décadas: quando apontamos um telescópio para uma galáxia dos primeiros 900 milhões de anos, que fração da sua luz de hidrogênio sobrevive à travessia até nós, e do que depende essa sobrevivência?

Para entender o problema, convém voltar o relógio. Cerca de 380 mil anos depois do Big Bang, o Universo esfriou o suficiente para que prótons e elétrons se unissem em átomos neutros, e a luz passou a viajar livremente, deixando a radiação cósmica de fundo como lembrança. Seguiram-se as eras escuras, sem nenhuma estrela acesa. Quando as primeiras galáxias nasceram, suas estrelas jovens e quentes começaram a arrancar de volta os elétrons do hidrogênio ao redor, abrindo bolhas de gás ionizado que cresceram, se fundiram e acabaram engolindo o cosmo inteiro. Esse processo, a reionização, é a última grande transição de fase do meio intergaláctico. As evidências sugerem que ele terminou tarde e depressa, com a maior parte do gás ionizada entre o redshift 7 e 8. O termo em inglês designa o desvio para o vermelho da luz esticada pela expansão, e funciona como relógio: z = 7 corresponde a um Universo com cerca de 770 milhões de anos, e z = 8, a 650 milhões.

As pistas dessa cronologia vêm de fontes independentes. A missão Planck mediu uma profundidade óptica baixa para o espalhamento dos fótons da radiação de fundo pelos elétrons livres, o que limita quanto gás ionizado existia nas eras mais remotas. Os quasares mais distantes mostram em seus espectros a marca do hidrogênio neutro, uma absorção larga e assimétrica chamada damping wing, a asa de amortecimento produzida pelo perfil natural da linha quando o gás absorvedor é muito abundante. A transmissão da chamada floresta de Lyman-alfa flutua de uma região do céu para outra mais do que um Universo uniformemente ionizado permitiria. E há a pista que motiva este estudo: a fração de galáxias que exibem emissão forte de Lyman-alfa, as emissoras de Lyman-alfa ou LAEs, despenca a partir de z ≈ 6, como se um véu fosse se fechando à medida que olhamos para trás no tempo.

A razão desse véu está na própria natureza da linha. O fóton de Lyman-alfa tem comprimento de onda de 121,6 nanômetros e corresponde à transição mais provável do hidrogênio; um átomo neutro que o encontre na frequência certa tem probabilidade altíssima de absorvê-lo e reemiti-lo em direção aleatória. Como demonstraram James Gunn e Bruce Peterson em 1965, basta uma fração minúscula de hidrogênio neutro espalhada pelo meio intergaláctico para tornar o espaço opaco a essa cor. Há, porém, uma assimetria salvadora. A expansão do Universo estica continuamente o comprimento de onda de qualquer fóton em viagem. Luz emitida um pouco para o lado vermelho do centro da linha afasta-se da ressonância conforme viaja e nunca mais volta a ser absorvida; luz emitida do lado azul, ao contrário, é empurrada para dentro da ressonância e morre. Por isso os observadores veem, quando veem, apenas o pico vermelho das LAEs distantes.

Para que esse pico vermelho sobreviva, a galáxia precisa estar dentro de uma bolha ionizada com algo entre 0,1 e 1 megaparsec de raio físico, distância suficiente para que a expansão retire o fóton da zona perigosa antes de ele alcançar o gás neutro. Mas a asa de amortecimento continua agindo mesmo fora da ressonância, com força decrescente, e o resultado é uma paisagem de visibilidades que depende da época, do tamanho das bolhas, da massa da galáxia, da velocidade do gás em queda e até da direção de observação. Estudos numéricos anteriores já tinham flagrado essa variação de galáxia para galáxia e de linha de visada para linha de visada, mas em volumes pequenos demais para dizer o que é regra e o que é exceção. É exatamente a lacuna que o THESAN foi construído para preencher.

A simulação principal, batizada THESAN-1, acompanha um cubo de 95,5 megaparsecs comóveis de lado, pouco mais de 310 milhões de anos-luz, desde o início até z ≈ 5,5. Dentro dele há 2.100³ partículas de matéria escura e outras tantas células de gás, cerca de 9,3 bilhões de cada, com massas de 3,1 milhões e 580 mil massas solares, respectivamente. O código AREPO resolve a hidrodinâmica sobre uma malha móvel de Voronoi, uma teia de células que se deforma e se refina seguindo o fluxo do gás, de modo que as menores células, no interior das galáxias, medem perto de 10 parsecs, enquanto as maiores, no vazio, chegam a milhares. Esse intervalo dinâmico de seis ordens de grandeza é o que permite resolver, no mesmo cálculo, o colapso de um halo de 100 milhões de massas solares e a teia cósmica em escala de centenas de milhões de anos-luz.

Sobre essa espinha dorsal, a equipe acoplou o modelo de formação de galáxias IllustrisTNG, calibrado na população de galáxias do Universo atual, um tratamento explícito da poeira interestelar e, o ingrediente decisivo, a extensão AREPO-RT, que transporta a radiação ionizante célula a célula enquanto o gás evolui. A luz ultravioleta é dividida em três faixas de energia, acima de 13,6, 24,6 e 54,4 elétron-volts, correspondentes à ionização do hidrogênio e às duas ionizações do hélio. Para tornar o cálculo viável, a velocidade da luz usada no transporte radiativo é reduzida a um quinto do valor real, artifício numérico validado em trabalho anterior do grupo. O único parâmetro livre novo é a fração de fótons ionizantes que escapa das nuvens de nascimento das estrelas, fixada em 0,37 para ajustar a história global da reionização às observações. As simulações rodaram no supercomputador SuperMUC-NG, em Garching, com apoio do Stampede2 e das máquinas da NASA em Ames.

A escala faz diferença. A simulação SPHINX, usada por Thibault Garel e colegas em 2021 para um dos primeiros cálculos completos de transporte de Lyman-alfa durante a reionização, cobre um cubo de 10 megaparsecs comóveis; o volume do THESAN é quase mil vezes maior. Volumes pequenos sofrem com a variância cósmica, o acaso estatístico de conter ou não um aglomerado, um vazio, uma galáxia excepcionalmente brilhante, e podem produzir estatísticas de transmissão enviesadas. Levantamentos como o SILVERRUSH já mapearam mais de duas mil LAEs em z = 5,7 e 6,6, habitando halos de cerca de 100 bilhões de massas solares, e o espectrógrafo MUSE mostrou que halos difusos de Lyman-alfa cercam praticamente todas as galáxias entre z = 3 e z = 6. Para dialogar com amostras desse tamanho, uma simulação precisa conter objetos raros em número suficiente, e esse foi um dos critérios de projeto do THESAN.

A primeira metade do artigo trata da produção dos fótons. Para cada instantâneo da simulação, a equipe gerou catálogos de Lyman-alfa que espelham os catálogos de halos e de galáxias, somando três canais. O primeiro é a recombinação: quando um elétron livre se reúne a um próton, cerca de 68% das vezes a cascata de decaimentos termina em um fóton de Lyman-alfa. O segundo é a excitação colisional, em que elétrons rápidos levam átomos neutros ao nível excitado, e esses átomos emitem a linha ao voltar; é a radiação de resfriamento do gás. O terceiro, abaixo da resolução do cálculo, são as regiões ionizadas coladas às estrelas recém-nascidas, modeladas convertendo em Lyman-alfa 68% dos fótons ionizantes retidos na nuvem natal. Os catálogos guardam ainda o contínuo estelar em 1216, 1500 e 2500 angstroms, a luz ionizante dos núcleos ativos e a posição e a velocidade do centro de emissão de cada galáxia.

O resultado visual mais imediato dessa contabilidade são os mapas de brilho superficial intrínseco. Em uma fatia de 90 por 30 por 3 megaparsecs comóveis, a emissão aparece em três momentos: quando 80% do hidrogênio ainda era neutro, em z = 9,73; na metade do caminho, em z = 7,67; e quando restavam 20% de gás neutro, em z = 6,51. Nos mapas, os pontos brilhantes marcam galáxias em formação, e os filamentos tênues entre elas desenham a teia cósmica, porque o gás denso que escorre pelos filamentos recombina e emite. A sequência mostra a estrutura em grande escala se adensando e a emissão difusa crescendo junto. Os autores usam a própria imagem como advertência: um cubo de 30 megaparsecs, tamanho comum em simulações de reionização, caberia em um canto dessa fatia e capturaria uma amostra enganosa das flutuações.

Somando toda a emissão do cubo, a densidade de luminosidade de Lyman-alfa segue uma lei de potência simples entre z = 5,5 e z = 11: 8,3 × 10⁴⁰ erg por segundo por megaparsec cúbico comóvel, multiplicado por [(z + 1)/7]⁻³. O orçamento é dominado pelas estrelas, isto é, pelas regiões ionizadas não resolvidas em torno das populações jovens, que respondem por perto de dois terços do total; a recombinação resolvida vem em segundo e o resfriamento colisional em terceiro. A fração produzida fora de qualquer galáxia identificada cai para poucos por cento no fim da reionização, e os núcleos ativos contribuem no nível de 1%, mesmo supondo conversão eficiente dos seus fótons ionizantes. Um teste de coerência importante é que o total bate com a expectativa de um modelo independente de resolução no qual todo fóton ionizante acaba virando Lyman-alfa.

Quem produz essa luz são as estrelas mais jovens de todas. A distribuição de idades das populações responsáveis pela radiação ionizante reprocessada em Lyman-alfa tem mediana de aproximadamente 3 milhões de anos em z = 6, enquanto a mediana ponderada pela massa estelar das mesmas galáxias fica em 160 milhões de anos. A diferença de quase duas ordens de grandeza traduz um fato físico: a linha do hidrogênio é um relógio dos últimos poucos milhões de anos de formação estelar, não um indicador da massa acumulada. Uma galáxia que acabou de atravessar um surto de nascimento de estrelas brilha em Lyman-alfa muito acima do que sua massa sugeriria; outra, da mesma massa mas em repouso, quase se apaga. Essa dependência da história recente é a raiz da dispersão que aparece em todas as relações seguintes.

No espaço de densidade e temperatura, a emissão resolvida concentra-se em uma faixa estreita. Os fótons nascem sobretudo em gás com densidade de hidrogênio próxima de 0,13 átomos por centímetro cúbico, o limiar a partir do qual a simulação troca a física explícita por uma equação de estado efetiva para o meio interestelar denso, e mais de 90% deles vêm de gás fotoaquecido a pouco mais de 10 mil kelvins. Aqui está a limitação mais honesta do trabalho. O modelo de duas fases herdado do IllustrisTNG, com nuvens frias embebidas em um meio quente alimentado por supernovas, não resolve a estrutura interna das regiões onde a linha é produzida e espalhada. Os autores tratam as luminosidades de resfriamento como valores conservadores e remetem o problema a resimulações de alta resolução que o projeto prevê para o futuro.

Antes de perguntar quanta luz escapa, é preciso saber quantas galáxias existem. As funções de massa de halo da simulação, entre z = 6 e z = 10, cobrem quatro ordens de grandeza, desde os halos de 100 milhões de massas solares que marcam o limite de resolução até objetos de um trilhão de massas solares, raros o bastante para que só uma dezena deles caiba no cubo. A função de massa estelar desce até um milhão de massas solares. A comparação com o modelo analítico de Jeremy Tinker e colaboradores, calibrado em massas maiores e épocas mais recentes, serve de referência externa. Cada curva vem acompanhada da incerteza de Poisson em cada intervalo de massa, e uma linha tracejada marca o patamar de dez objetos por volume, abaixo do qual a estatística deixa de ser confiável.

As funções de luminosidade seguem o mesmo padrão. No ultravioleta de repouso, em 1500 angstroms, a simulação reproduz as contagens observadas pelos grupos de Rychard Bouwens, Steven Finkelstein, Rachael Livermore e Hakim Atek, entre 2015 e 2018, depois de aplicar a atenuação por poeira que afeta sobretudo as galáxias luminosas. A função de luminosidade de Lyman-alfa intrínseca espelha a ultravioleta, com o acréscimo da recombinação e do resfriamento, e a população pode ser considerada convergida acima de magnitude −15,5 ou de 3 × 10⁴¹ erg por segundo. Um detalhe técnico merece registro: nos halos menos resolvidos, o nascimento de partículas estelares de 500 mil massas solares de uma só vez cria surtos artificiais. A equipe suaviza esse efeito redistribuindo as estrelas com menos de 5 milhões de anos em cem intervalos de idade, o que elimina uma protuberância espúria em torno de 10⁴¹ erg por segundo sem alterar o restante da curva.

A relação entre luminosidade de Lyman-alfa e massa estelar em z = 6 é uma lei de potência apertada ao longo de quatro ordens de grandeza, com dispersão maior nos halos pequenos, exatamente onde as histórias de formação estelar são mais caóticas. Olhando a mesma luminosidade contra a massa do halo, a cor de cada ponto revela a origem da luz. Na ponta de baixa massa há um gradiente nítido: halos quase inteiramente dominados pelas estrelas, flagrados logo após um surto, convivem com halos de formação estelar recente quase nula, cuja luz vem da recombinação e do resfriamento do gás. Na ponta de alta massa, a fração estelar converge para o valor global. É a assinatura dos ciclos de atividade das galáxias anãs, que acendem e apagam antes de ingressar no regime de crescimento sustentado das galáxias maiores.

Um detalhe aparentemente menor acabou influenciando toda a segunda parte do trabalho. O centro de luz de Lyman-alfa de uma galáxia nem sempre coincide com o seu centro de massa, nem a velocidade da luz emitida com a velocidade sistêmica do halo. Para galáxias formando estrelas a mais de 10 massas solares por ano, o deslocamento chega a 10 quiloparsecs e 100 quilômetros por segundo. Como qualquer erro na velocidade de referência desloca o espectro inteiro em relação à ressonância, os autores escolheram ancorar os cálculos de transmissão na posição e na velocidade ponderadas pela emissão. A largura intrínseca das linhas, antes do espalhamento ressonante, é até duas vezes menor do que a dispersão de velocidades do halo sugeriria, porque a luz nasce em regiões densas e aglomeradas, não no halo inteiro.

Duas pequenas investigações laterais trazem avisos úteis para observadores. A largura equivalente da linha, que mede a força da emissão em relação ao contínuo vizinho, costuma ser estimada extrapolando o contínuo medido em 1500 angstroms com a inclinação ultravioleta da galáxia, porque o contínuo junto à linha raramente é detectado. Na simulação, essa extrapolação subestima sistematicamente as larguras equivalentes intrínsecas em cerca de 30%, viés que a poeira deve manter ou ampliar. Quanto aos núcleos ativos, a contribuição global é pequena, mas não desprezível em casos individuais: em z = 5,5 há 23 galáxias nas quais o buraco negro central responde por mais da metade dos fótons ionizantes e 170 em que responde por pelo menos 10%, um sinal de que quasares raros e luminosos podem dominar em alguns objetos no fim da reionização.

Tudo isso descreve a emissão intrínseca, não a observada, e a distância entre as duas é grande: na ponta brilhante, a função de luminosidade medida pode diferir da intrínseca em até duas ordens de grandeza. Para dimensionar o problema, a equipe aplicou o código COLT, de transporte radiativo Monte Carlo, a uma galáxia de 100 bilhões de massas solares em z = 6, lançando 100 milhões de pacotes de fótons pelas células de gás, poeira e velocidade da simulação. O espectro emergente sai dominado pelo pico azul, o oposto do que os telescópios registram, sintoma da resolução insuficiente no meio interestelar. Dois experimentos, injetar os fótons das regiões ionizadas já deslocados para o vermelho e acrescentar partículas de vento que emulam fluxos frios, reforçam o pico vermelho, mas os autores avisam que a solução terá de vir de modelos melhores de formação de galáxias, não de correções empíricas.

A segunda metade do artigo é a travessia. Para cada galáxia central de cada halo, com pelo menos 32 partículas estelares ou entre as 90% mais massivas, a equipe lançou 768 raios em direções de área igual no céu, seguindo o esquema HEALPix usado nos mapas da radiação de fundo. Nos sete instantâneos escolhidos, z = 6, 7, 8, 9, 10, 11 e 13, isso somou 44.700 galáxias e 34,3 milhões de raios, cada um registrando a transmissão do meio intergaláctico em função da frequência. As galáxias satélites ficaram de fora por serem mais fracas e por compartilharem, em escala cosmológica, o mesmo meio que a central; se herdarem suas propriedades de transmissão, o catálogo pode ser considerado quase completo para todas as galáxias com formação estelar resolvida.

Cada raio começa no raio virial do grupo, a distância em que a densidade média cai a 200 vezes a densidade cósmica, perto o bastante para captar o meio circungaláctico e longe o bastante para que fótons espalhados não voltem à linha de visada. O apêndice do artigo mostra que dobrar esse raio inicial muda a transmissão mediana em apenas 0,01% e a média em cerca de 1%, com as diferenças concentradas no lado vermelho, já que o lado azul está suprimido de qualquer maneira. A janela espectral vai de −2.000 a +2.000 quilômetros por segundo em torno da linha, amostrada a cada 5 quilômetros por segundo, o que equivale a um poder de resolução de 60 mil. As integrações se estendem por 4.000 quilômetros por segundo de fluxo de Hubble, cerca de 40 megaparsecs comóveis em z = 6, para garantir que até a luz mais azul seja empurrada para dentro da asa vermelha.

O método de integração é, por si só, uma contribuição que transcende a reionização. Em cada célula de gás, a frequência do fóton em relação ao átomo que ele encontra depende da velocidade do gás, e a expansão do Universo acrescenta um desvio que cresce continuamente com a distância percorrida, como a sintonia de um rádio que foge enquanto o carro se afasta da antena. Abordagens tradicionais tratam cada célula como estática e só são exatas quando o trecho percorrido é curto em relação a cerca de 18 quiloparsecs, para gás a 10 mil kelvins em z = 6. Em células grandes de regiões vazias, o truque falha e gera artefatos. Smith e colegas derivaram uma expressão fechada para a profundidade óptica acumulada ao longo de um segmento com desvio Doppler contínuo, escrita em termos da função erro e da integral de Dawson, e observam que a mesma receita serve para ventos galácticos sub-resolvidos ou qualquer outro gradiente de velocidade.

Depois de 40 megaparsecs os raios param, mas o Universo não. Para contabilizar o hidrogênio neutro mais distante, a equipe integra estatisticamente a asa de amortecimento até o fim da reionização usando a história global da fração neutra da própria simulação, com a correção quântica de primeira ordem proposta por Hee-Won Lee em 2013, que reforça a asa vermelha por interferência entre as transições do átomo. Essa contribuição é desprezível depois da reionização, mas cresce depressa com o redshift: em z = 13, o gás distante sozinho retém entre 30% e 50% da luz em toda a janela analisada. Cerca de metade dessa opacidade se acumula nos 3.000 quilômetros por segundo seguintes ao fim dos raios, e os autores calculam que uma precisão de 1% exigiria seguir cones de luz dez vezes mais longos. Como supõem um Universo homogêneo nesse trecho, admitem que absorvem demais em média, com a incerteza máxima perto do ponto médio da reionização.

Com tudo somado, as curvas de transmissão em função do desvio de velocidade contam a história em um relance. Em z = 6 a mediana sobe acima de 90% poucas centenas de quilômetros por segundo depois do centro da linha e beira os 100% na asa vermelha, enquanto o lado azul já deixa passar uma fração perceptível; em z = 7 e 8 o lado azul está morto e o vermelho passa de forma parcial; em z = 10 e além, mesmo longe do centro a maior parte da luz se perde. A borda de corte, abrupta, fica sempre um pouco à direita do centro, empurrada pelo gás em queda ao redor das galáxias. Os autores advertem que essa visão global, com peso igual para todas as galáxias e direções, é dominada pelos halos pequenos, que são a maioria, e serve sobretudo como referência para outros grupos.

Para acompanhar a evolução de modo mais compacto, o estudo define cinco faixas espectrais. A ultra-azul, de −2.000 a −500 quilômetros por segundo, serve de referência de absorção longe do halo; a azul, de −500 a −100, sente a densidade local e a estatística das bolhas; a central, de −100 a +100, acomoda incertezas de velocidade sistêmica; a vermelha, de +100 a +500, é onde os levantamentos encontram os picos observados; e a ultra-vermelha, de +500 a +2.000, reflete a asa de amortecimento em escala de estrutura cósmica. A faixa vermelha revela-se um termômetro sensível da história global: sua transmissão integrada acompanha de perto a curva da fração ionizada do Universo, enquanto a supressão azul só se desfaz quando a ionização se completa. Pontos observacionais de Charlotte Mason, Austin Hoag, Intae Jung e colegas, obtidos entre 2018 e 2020, distribuem-se entre as curvas da faixa vermelha e da faixa central, como os autores esperam para detecções que misturam as duas.

Os números, para as galáxias com magnitude ultravioleta mais brilhante que −19, dão a medida do abismo. A 200 quilômetros por segundo do centro da linha, a transmissão mediana é de 95% em z = 6, 62% em z = 7, 33% em z = 8, 15% em z = 9, 6,5% em z = 10 e 2,4% em z = 11. Afastando-se para 500 quilômetros por segundo, os valores sobem para 99%, 79%, 56%, 36%, 22% e 13%, respectivamente. A fração de direções em que menos de 20% da luz atravessa, a 200 quilômetros por segundo, vai de 10% em z = 6 a 63% em z = 9 e 99% em z = 11; mesmo a 500 quilômetros por segundo, em z = 11 ainda há 83% de direções bloqueadas. Traduzido para a prática observacional: uma galáxia típica de z = 11 só mostra sua linha de hidrogênio se o pico emergir muito deslocado para o vermelho e, ainda assim, por uma fresta estreita de direções.

As distribuições completas dos valores de faixa, galáxia por galáxia, mostram que as medianas escondem tanto quanto revelam. Transmissão apreciável nas faixas azuis é praticamente impossível em z ≥ 8, mas permitida e até comum, no sentido do valor máximo, em z ≤ 6, o que abre espaço para espectros de picos múltiplos ou perfis complexos no fim da reionização e reforça a necessidade de traçadores sistêmicos além da própria linha. A faixa vermelha exibe distribuições largas, assimétricas e, em muitos casos, bimodais, com um pico de alta transmissão cuja posição depende do redshift. Há ainda um corte artificial logo abaixo de 100%: em z = 7, nenhum raio pode ultrapassar 95%, porque toda linha de visada sofre pelo menos 5% de absorção na integração cosmológica do gás distante. A faixa ultra-vermelha, menos sensível ao espalhamento ressonante e à vizinhança do halo, desponta como a sonda mais limpa do estado global do meio intergaláctico.

A bimodalidade tem uma explicação elegante. A fração de luz que atravessa um trecho de gás é a exponencial negativa da profundidade óptica, e durante a reionização essa profundidade oscila com frequência em torno de 1. Quando ela vale 0,2, passam 82% dos fótons; quando vale 3, passam 5%. Uma variação modesta no número de átomos neutros no caminho se traduz, portanto, em um comportamento quase binário, de interruptor ligado ou desligado. É por isso que a mesma galáxia pode apresentar transmissões altas e baixas ao mesmo tempo, conforme a direção: a massa e o ambiente não decidem sozinhos, e o acaso de um raio cruzar ou não um filamento denso ou um sistema autoblindado, estruturas comuns nesses redshifts, pesa tanto quanto eles. Sempre haverá linhas de visada azaradas, e um levantamento de LAEs precisa de amostras grandes para que a estatística domine a sorte.

A dependência do brilho ultravioleta separa o previsível do aleatório. Galáxias brilhantes produzem mais fótons ionizantes e abrem bolhas maiores ao seu redor, de modo que a transmissão máxima na faixa vermelha cresce com o brilho em todos os redshifts: as galáxias fracas tendem a ser suprimidas em toda a janela vermelha, enquanto as brilhantes sempre encontram alguma fresta abaixo de 500 quilômetros por segundo. O efeito aparece também na faixa ultra-vermelha, de forma mais suave. Nas faixas azuis, em z ≥ 7, as galáxias fracas transmitem menos, diferença que se apaga em z = 6. Esse quadro é coerente com um resultado observacional conhecido desde o trabalho de Daniel Stark e colegas em 2011 e reforçado por Ryan Endsley em 2021: a fração de LAEs entre as galáxias massivas não evolui, enquanto entre as fracas despenca.

Há, contudo, um contrapeso que surge nos mapas de transmissão média em função do desvio de velocidade e da magnitude. A transmissão integrada na faixa vermelha estaciona ou até recua para os halos mais brilhantes. A causa é o gás em queda: para um fóton visto do referencial do gás que cai em direção à galáxia, mesmo uma emissão um pouco à direita do centro da linha parece azul e, portanto, absorvível. A borda de absorção avança para dentro da faixa vermelha até aproximadamente a velocidade circular do halo, que para 100 bilhões de massas solares em z = 6 vale cerca de 144 quilômetros por segundo e cresce com a raiz cúbica da massa. As galáxias mais brilhantes têm a bolha maior e também a queda mais violenta; a vantagem de uma e a desvantagem da outra se compensam em parte, a menos que ventos ou linhas mais largas desloquem o pico para longe do perigo.

Para capturar a anisotropia, os autores introduzem as frações de cobertura, em inglês covering fractions: a fração de direções em torno de cada galáxia nas quais a transmissão fica abaixo de 20%, medida em janelas de 50 quilômetros por segundo centradas em 200 e 400 quilômetros por segundo, para imitar a resolução dos espectrógrafos reais. Galáxias fracas têm coberturas maiores, isto é, supressão mais isotrópica. Entre as brilhantes, com magnitude inferior a −20, a cobertura a 200 quilômetros por segundo volta a subir, por causa de correntes frias e anisotrópicas de acreção que cercam esses ambientes densos; a 400 quilômetros por segundo o efeito some. O resultado é uma zona intermediária de brilho, que a equipe chama de zona de Cachinhos Dourados, a Goldilocks zone da visibilidade, onde as chances são máximas. Um coeficiente de bimodalidade confirma que as galáxias brilhantes têm morfologia de absorção mais binária e que, acima de z ≈ 10, as direções de baixa opacidade praticamente desaparecem.

Nada ilustra melhor essa dependência da direção do que os mapas angulares completos, com 3.072 direções de área igual projetadas em uma elipse, como nos mapas da radiação de fundo. A equipe os traçou para os halos mais massivos de z = 6, 7 e 8, com 1,1 trilhão, 630 bilhões e 380 bilhões de massas solares, e para halos dez e cem vezes menores. Em cada esfera há um fundo suave de regiões mais claras e mais escuras, continentes de brilho e de penumbra que refletem variações de bolhas em escala intermediária, e, por cima, trilhas escuras e interligadas, que os autores descrevem como tentáculos de polvo: são correntes frias da teia cósmica vistas em projeção. Em torno do gigante de z = 6, a transmissão média a 200 quilômetros por segundo é de apenas 26%, e a mediana, de 11%; no halo cem vezes menor, os mesmos números sobem para 80% e 96%.

A mesma geometria pode ser lida como um mapa de distâncias. Para os halos da fileira intermediária, a equipe calculou, em cada direção, a distância até a superfície em que a profundidade óptica atinge 1, o ponto em que o raio deixa de ser transparente. As trilhas de absorção são moldadas pelo gás próximo, dentro de poucas centenas de quiloparsecs, mas só cruzam o limiar da opacidade em escalas cosmológicas, acima de um megaparsec, quando o hidrogênio acumulado ao longo do filamento se torna suficiente. Pontos isolados de extinção marcam nuvens autoblindadas pequenas e sistemas de Lyman-alfa amortecidos no meio do caminho, que continuam a bloquear até fótons da asa vermelha. O leitor que compare esses mapas com a imagem da galáxia de 100 bilhões de massas solares reconhecerá os mesmos filamentos vistos de dentro e de fora.

Essa mesma galáxia de z = 6 fecha o círculo do artigo. Combinando o espectro emergente calculado com o COLT, no modelo com partículas de vento, à transmissão do meio intergaláctico direção por direção, a fração de luz que sobrevive à viagem completa pode finalmente ser estimada. No modelo com ventos, 57% do fluxo sai do lado vermelho do centro da linha, contra apenas 11% no modelo padrão; a poeira deixa escapar 47% e 58%, respectivamente; e o produto final, a fração da luz intrínseca que um observador distante receberia, é de 27% em um caso e 7% no outro. A diferença de quase quatro vezes, para a mesma galáxia no mesmo ambiente, prova que o transporte radiativo dentro da galáxia pesa tanto quanto a reionização lá fora na visibilidade das LAEs, e que os dois estão acoplados pela estrutura angular do gás.

As estatísticas de ionização ao redor de cada galáxia completam o quadro físico. Em função do brilho ultravioleta, a equipe mediu a distância até a superfície de profundidade óptica 1 a 400 quilômetros por segundo, o tamanho da bolha ionizada local, definido como a distância até o primeiro trecho com mais de 90% de hidrogênio neutro, e a fração neutra residual dentro dessa bolha. As galáxias mais brilhantes vivem em bolhas maiores, com menos gás neutro remanescente, em acordo com as bolhas gigantes descobertas em torno de galáxias de z ≈ 7 por Jung e por Endsley e Stark. Um achado menos intuitivo é que a distância de absorção na asa vermelha supera o tamanho da bolha por um fator de alguns, exceto perto do centro da linha, onde a absorção ressonante dentro do gás ionizado domina. Em redshifts menores a distância satura, sinal de que o meio se tornou transparente.

Do conjunto emerge uma hierarquia de causas. A visibilidade de uma emissora de Lyman-alfa é ditada, em primeiro lugar, pelo redshift, isto é, pelo avanço local e global da reionização em termos de tamanho das bolhas e de fração neutra residual. Em segundo lugar, pelo brilho ultravioleta, que mede a capacidade da galáxia de abrir sua própria clareira. Descontados esses dois fatores, o que resta é essencialmente aleatório: velocidades peculiares, filamentos autoblindados, a direção em que o observador calhou de estar. Os autores resumem a situação na fórmula das vantagens e desvantagens imprevisíveis, e extraem dela uma recomendação prática para os levantamentos futuros: mirar tanto os objetos raros e brilhantes, que abrem bolhas grandes, quanto as galáxias da zona intermediária, onde a sorte estatística pende a favor.

Vista em perspectiva, a pesquisa fecha um arco de quase seis décadas. Gunn e Peterson previram em 1965 a opacidade do meio intergaláctico neutro à luz de Lyman-alfa; Jordi Miralda-Escudé formalizou em 1998 a asa de amortecimento como assinatura da reionização; Sangeeta Malhotra e James Rhoads propuseram em 2004 usar as contagens de LAEs como sonda da fração neutra. Nos anos 2010, Peter Laursen, Hannes Jensen e colegas levaram o cálculo para simulações hidrodinâmicas, mas com a radiação ionizante tratada em pós-processamento e em volumes modestos. Chris Byrohl e Max Gronke, Thibault Garel, Hyunbae Park e seus grupos avançaram entre 2020 e 2021 em direção a cálculos autoconsistentes. O THESAN acrescenta a escala: pela primeira vez, um modelo realista de galáxias, radiação acoplada e poeira em um volume capaz de conter as LAEs brilhantes que os telescópios de fato encontram.

Nenhum desses avanços dispensa cautela, e o artigo é generoso em listar as próprias fragilidades. O meio interestelar de duas fases reduz o poder preditivo de qualquer cálculo de transporte feito diretamente sobre a simulação, sobretudo combinado à baixa fração de escape das nuvens de nascimento. A asa de amortecimento distante supõe um Universo homogêneo, o que exagera a absorção média. O cubo, embora enorme, ainda não contém galáxias brilhantes suficientes para estatísticas confiáveis em z ≥ 10. E as frações de cobertura próximas de 100% nos redshifts mais altos indicam que o espalhamento de volta para a linha de visada, ignorado nos raios, importa mais em z = 10 do que em z = 6. São limitações mapeadas, não escondidas, e cada uma tem um remédio já em andamento.

O programa de trabalho anunciado é extenso. Resimulações de zoom, com um modelo de meio interestelar multifásico herdando o ambiente de reionização do cubo principal, devem produzir espectros com picos vermelhos naturais, e os resultados preliminares citados no artigo já apontavam nessa direção; essas resimulações vieram a formar o projeto THESAN-ZOOM, apresentado pela equipe em 2025. Estão previstos cones de luz de 200 megaparsecs para calcular a asa de amortecimento com a evolução temporal das bolhas, predições de mapeamento de intensidade para missões como o SPHEREx e a comparação com as simulações de menor resolução da suíte, que variam a fração de escape e até o modelo de matéria escura. Os catálogos de emissão e transmissão foram prometidos para a liberação pública dos dados, no endereço thesan-project.com, compromisso que a equipe cumpriu nos anos seguintes.

O contexto observacional mudou depressa desde 2022, e na direção que o estudo antecipava. O Telescópio Espacial James Webb detectou a linha de Lyman-alfa em GN-z11, uma galáxia em z ≈ 10,6, e depois em uma galáxia em z ≈ 13, quando o Universo tinha cerca de 330 milhões de anos. Pelos números do THESAN, a transmissão típica nessas épocas é de poucos por cento, de modo que tais detecções exigem justamente a combinação prevista: objetos raros e luminosos, bolhas precoces e linhas de visada afortunadas. Do outro lado, radiotelescópios como LOFAR, HERA e, em breve, o SKA buscam a emissão de 21 centímetros do hidrogênio neutro, que mapeia o nevoeiro diretamente. Cruzar os dois tipos de dado, a luz das clareiras e o mapa da névoa, é o caminho que os autores apontam para resolver de vez a cronologia da reionização.

Volte ao fóton do início. Ele nasceu em uma galáxia pequena, cruzou o meio interestelar sendo espalhado milhares de vezes, saiu pelo lado vermelho da linha, encontrou uma bolha de alguns megaparsecs aberta pelas estrelas de sua vizinhança e, com a ajuda da expansão, escapou da ressonância a tempo. Treze bilhões de anos depois, chega a um espelho dourado em órbita como um sinal fraco, a cor exata do hidrogênio esticada mais de dez vezes até o infravermelho. O que o THESAN ensina é que esse fóton não é um sobrevivente comum, e sim um sortudo cuja sorte pode ser calculada. Cada linha de Lyman-alfa flagrada nos primeiros 700 milhões de anos é, ao mesmo tempo, uma galáxia e uma clareira, uma estrela e um buraco na névoa. Ler o nevoeiro pelas frestas é a arte que os astrônomos estão aprendendo.