Imagine um aglomerado de estrelas tão apertado que, numa esfera menor do que a distância entre o Sol e a estrela mais próxima, cabem milhares de sóis. Imagine agora que nada ali fica parado: cada estrela cruza a multidão a dezenas ou centenas de quilômetros por segundo, e a cada passagem a gravidade das vizinhas a puxa para trajetórias cada vez mais cerradas. Mais cedo ou mais tarde, duas delas se chocam. Em alguns casos o encontro é uma fusão, e as duas estrelas se tornam uma só, maior e mais brilhante. Em outros, a colisão é um desastre, com os interiores estelares lançados ao espaço como estilhaços. Um novo estudo sustenta que cenas como essa não eram exceção no universo jovem. Eram rotina.

A conclusão vem de um trabalho publicado em 26 de outubro de 2026 no periódico The Astrophysical Journal, assinado por onze pesquisadores de instituições dos Estados Unidos, do Japão, da Itália e da Alemanha e liderado por Claire E. Williams, da Universidade da Califórnia em Los Angeles (UCLA). Ao lado dela estão Smadar Naoz, também da UCLA, Sanaea C. Rose, da Universidade Northwestern, Blakesley Burkhart, da Universidade Rutgers e do Instituto Flatiron, Naoki Yoshida, da Universidade de Tóquio, e Mark Vogelsberger, do MIT, entre outros. O grupo construiu o que chama de uma estrutura bottom-up, de baixo para cima, isto é, que parte da física de cada encontro entre duas estrelas para chegar ao destino de sistemas inteiros, e a usou para descrever a dinâmica de aglomerados ultradensos de quando o universo tinha entre cerca de 400 milhões e 1,2 bilhão de anos, com ou sem buracos negros em seu interior.

A pergunta que organiza o artigo é direta: em que lugares do universo primordial as colisões entre estrelas conduziram à formação de buracos negros, a abundâncias químicas fora do comum e a outros efeitos observáveis? As respostas, apoiadas num modelo analítico resolvido raio a raio e checadas contra simulações numéricas, são três. Colisões estelares foram onipresentes em muitos ambientes de alto desvio para o vermelho. Em aglomerados densos sem buraco negro, sequências de fusões em cadeia produziram naturalmente estrelas muito massivas, com mais de 100 mil massas solares nos casos extremos, candidatas a se tornarem buracos negros de massa intermediária ou supermassivos. E em aglomerados que já abrigavam um buraco negro, colisões destrutivas acumularam, em poucas dezenas de milhões de anos, um gás tão denso quanto aquele que os astrônomos inferem nos enigmáticos Little Red Dots, os pontinhos vermelhos flagrados pelo Telescópio Espacial James Webb.

Para entender por que isso importa, é preciso olhar para o que o James Webb revelou desde que começou a observar, em 2022, as galáxias de uma era em que o universo tinha menos de um bilhão de anos, acima de um desvio para o vermelho de 5. Nessa época, segundo as observações, a formação de estrelas era extraordinariamente concentrada. Aglomerados ampliados pelo efeito de lente gravitacional de aglomerados de galáxias mais próximos, que funcionam como lupas cósmicas, exibem densidades superficiais acima de 100 mil massas solares por parsec quadrado, mais de mil vezes o que se mede no disco da Via Láctea nas vizinhanças do Sol. Equipes lideradas por Vanzella, Claeyssens, Adamo, Fujimoto, Mowla, Messa e Whitaker catalogaram dezenas desses objetos, que podem ser os ancestrais dos aglomerados globulares e dos aglomerados estelares nucleares que vemos no universo local.

Há também os Little Red Dots, ou pontinhos vermelhos: fontes compactas, avermelhadas, com linhas de emissão largas, descobertas em 2023 nos primeiros levantamentos profundos do Webb e abundantes em desvios para o vermelho altos, mas que praticamente desaparecem do censo por volta do chamado cosmic noon, o meio-dia cósmico, cerca de dez bilhões de anos atrás, quando a formação de estrelas no universo atingiu o auge. Sua compacidade e suas cores sugeriram desde o início que poderiam esconder os progenitores dos buracos negros supermassivos, envoltos em casulos de poeira e gás. Mas a interpretação está longe de ser consensual. Alguns grupos defendem que um pontinho vermelho poderia ser feito inteiramente de estrelas, denso o bastante para que a própria dinâmica estelar explicasse as linhas largas; outros, que se trata de um buraco negro em plena atividade, ainda que disfarçado.

As duas leituras convergem num ponto que serve de pano de fundo para o novo estudo. Trabalhos teóricos recentes mostraram que um pontinho vermelho composto apenas de estrelas seria dinamicamente instável: uma concentração tão grande de massa em tão pouco espaço colapsaria rapidamente para formar um buraco negro. E as propostas mais recentes para explicar o espectro desses objetos, descritas por termos como black hole star, a estrela-buraco-negro, ou quasi-star, a quase-estrela, invocam justamente um buraco negro acretando matéria dentro de um envelope de gás extremamente denso, com uma atmosfera turbulenta parecida com a de uma estrela. A questão que fica é de onde vem tanto gás, tão concentrado, tão cedo. É exatamente aí que as colisões estelares entram em cena.

Não é preciso viajar ao universo primordial para ver os efeitos de colisões estelares. No centro da Via Láctea, o aglomerado estelar nuclear que envolve o buraco negro supermassivo Sagitário A*, com cerca de quatro milhões de massas solares, abriga uma população de estrelas aparentemente jovens e massivas cuja origem intriga os astrônomos há décadas. Uma das explicações é que choques entre estrelas velhas as rejuvenesçam: ao se fundirem, duas estrelas de baixa massa formam uma mais pesada, que passa a brilhar como se tivesse acabado de nascer. Como quase toda galáxia abriga um buraco negro supermassivo, e como a fração de galáxias de tipo precoce com aglomerado nuclear chega a 80% para massas estelares em torno de um bilhão de sóis, ambientes propícios a colisões existem por todo o universo, hoje e no passado.

A teoria aponta na mesma direção. No modelo cosmológico padrão, os halos de matéria escura que se formaram cedo eram mais concentrados do que os atuais, o que favorece uma formação estelar eficiente e sistemas compactos. Cenários mais extremos preveem surtos de formação estelar livres de feedback, a retroalimentação pela qual ventos e supernovas devolvem energia ao gás e freiam o nascimento de novas estrelas, espalhando aglomerados compactos por galáxias inteiras. Simulações cosmológicas de alta resolução conduzidas pela própria Williams em 2025 e 2026 confirmam que regiões de densidade extrema surgem naturalmente até em galáxias pequenas e que, quando a densidade superficial é alta e a metalicidade é baixa, o potencial gravitacional vence a batalha contra a retroalimentação. É desse conjunto de simulações que o novo modelo retira suas condições iniciais.

Toda a arquitetura do trabalho repousa sobre uma distinção simples: uma colisão entre estrelas pode ser construtiva ou destrutiva, e o que decide entre uma coisa e outra é a velocidade relativa do encontro comparada à velocidade de escape da superfície das estrelas envolvidas. Para uma estrela como o Sol, essa velocidade de escape é de cerca de 600 quilômetros por segundo. Se duas estrelas se aproximam mais devagar do que isso, a gravidade ganha: elas se fundem, perdem uma fração pequena da massa e formam um único astro mais pesado, como duas gotas de água que se tocam e viram uma só. Se o encontro é mais rápido, a energia cinética supera a energia que mantém as estrelas coesas, e o resultado é uma destruição parcial ou total, com as camadas internas lançadas no espaço: um acidente entre dois carros em alta velocidade, não um abraço.

A diferença entre os dois regimes define o destino de todo o sistema. Fusões construtivas produzem estrelas maiores, que por serem mais pesadas afundam em direção ao centro do aglomerado e lá continuam a colidir, numa cadeia que os astrônomos chamam de colisões runaway, descontroladas, cujo desfecho é uma única estrela de massa colossal. Colisões destrutivas não constroem nada: elas desmontam estrelas e convertem sua matéria em gás, exatamente a matéria-prima de que um buraco negro precisa para crescer. A equipe mostra que a chave que seleciona um regime ou outro é a presença de um buraco negro massivo. Sem ele, nenhum dos sistemas estudados atinge velocidades internas suficientes para destruir estrelas; com ele, a região central se transforma numa trituradora.

O espaço de possibilidades que o grupo varreu é vasto. Os aglomerados modelados têm raios entre 0,2 e 100 parsecs, de uma fração de ano-luz a algumas centenas de anos-luz, massas estelares entre 10 mil e um bilhão de massas solares e dispersões de velocidade internas entre 2 e 200 quilômetros por segundo. Podem ou não abrigar um buraco negro central, com massas de mil a dez milhões de sóis.

A distribuição das estrelas segue uma lei de potência em que a densidade cai com o raio elevado a um expoente α entre 1 e 2, e a população estelar pode seguir uma função de massa inicial do tipo Salpeter, com estrela típica de uma massa solar, ou uma função top-heavy, carregada no topo, dominada por estrelas de 17 massas solares, como se espera para as primeiras gerações estelares. A fração de binárias padrão é de 20%, e a excentricidade orbital típica, de 0,5. Combinações que resultariam em sistemas não ligados gravitacionalmente ou em densidades médias acima de 60 milhões de massas solares por parsec cúbico, muito além do que as simulações produzem, foram descartadas.

O adjetivo que os autores mais repetem para descrever o modelo é “radialmente resolvido”. Em vez de tratar o aglomerado como uma bola homogênea com uma densidade e uma velocidade médias, o cálculo divide o sistema em cascas concêntricas, como as camadas de uma cebola, e avalia em cada uma delas quantas colisões ocorrem, se são construtivas ou destrutivas e para onde migram seus produtos. Quando há um buraco negro, sua gravidade altera a dispersão de velocidades nas regiões internas por meio da equação de Jeans, um resultado clássico da dinâmica estelar, e o perfil de densidade de equilíbrio passa a ser o de Bahcall e Wolf, de 1976, com expoente 7/4. Para manter as estimativas conservadoras, as figuras do artigo usam um perfil mais suave, com expoente 1,2, que produz menos colisões do que o perfil clássico, e o efeito de variar esse expoente é discutido separadamente.

Nenhum aglomerado colide para sempre. O modelo interrompe a evolução de cada sistema no instante em que uma de quatro condições é satisfeita, e o tempo de encerramento é o menor entre elas. A primeira é a fusão com um halo vizinho de pelo menos 10% da massa do sistema, evento frequente numa época em que a estrutura cósmica se montava por choques hierárquicos; o grupo calcula esse prazo com a estatística de halos de Sheth e Tormen, calibrada pelas simulações, e com uma velocidade relativa típica de 16,6 quilômetros por segundo num desvio para o vermelho de 12. A segunda é o fim da vida das estrelas na sequência principal, já que estrelas evoluídas mudam de raio e de comportamento. A terceira é o colapso do núcleo do aglomerado, estimado em 20% do tempo de relaxação, quando o perfil de densidade se reorganiza. A quarta é a própria idade do universo na época considerada.

O critério de fusão admite duas versões. Na versão “estrita”, usada como padrão, a densidade de halos vizinhos é a do vizinho mais próximo, o que aproxima o canal de fusão por fricção dinâmica e encurta a vida dos sistemas de baixa massa e grande raio. Na versão “relaxada”, usa-se a média de halos numa região de 10 quiloparsecs comóveis, e cada aglomerado ganha a idade inteira do universo para evoluir. A realidade, dizem os autores, fica entre os dois extremos, e a escolha conservadora implica que o número de colisões calculado é, em geral, um limite inferior. Mesmo com o critério estrito, a maior parte dos sistemas dispõe de 10 a 100 milhões de anos para colidir. A exceção são os aglomerados com função de massa carregada no topo: estrelas de 17 massas solares vivem pouco, e esses sistemas têm cerca de 10 milhões de anos ou menos antes que o relógio pare.

O coração matemático do modelo é o tempo de colisão, calculado a partir da densidade local de estrelas, da dispersão de velocidades e da seção de choque de cada encontro. Dois efeitos ampliam essa seção de choque muito além do tamanho geométrico das estrelas. O primeiro é o foco gravitacional: a atração mútua curva as trajetórias e faz com que estrelas que passariam ao largo acabem se tocando, o que torna os choques mais prováveis justamente nos ambientes de velocidade baixa.

O segundo é a excentricidade das órbitas, incorporada por meio de funções derivadas por Sanaea Rose e colaboradores em 2020; o valor padrão de 0,5 representa órbitas moderadamente alongadas, e só trajetórias quase radiais, com excentricidade próxima de 1, alteram de forma apreciável o resultado. O modelo considera apenas encontros entre estrelas isoladas. Interações envolvendo sistemas binários, que podem acelerar a formação de estrelas muito massivas, não entram na conta, o que mais uma vez empurra as estimativas para o lado conservador.

Um exemplo calibrado para um aglomerado parecido com o nuclear da Via Láctea, com densidade central de 100 mil massas solares por parsec cúbico num raio de 1 parsec, ilustra o jogo de forças. Sem buraco negro, algumas centenas de colisões ocorrem dentro do parsec central a cada 50 milhões de anos. Com um buraco negro de mil massas solares, o número muda pouco. Com um de quatro milhões, como Sagitário A*, a contagem cai para algumas dezenas no perfil suave das figuras, e volta a superar a centena quando se adota o perfil mais concentrado de Bahcall e Wolf.

A razão é que a gravidade do buraco negro acelera as estrelas, e velocidades maiores reduzem o foco gravitacional. O mesmo buraco negro, porém, abre a porta para algo que o aglomerado sem ele jamais consegue fazer: tornar os choques destrutivos. Como os encontros seguem uma estatística de Poisson e o número de colisões por estrela nas regiões internas é muito maior do que um, a incerteza estatística é pequena; o que domina a margem de erro são as escolhas de modelagem.

O que acontece com os produtos das fusões é tão decisivo quanto o número de colisões. Uma estrela mais pesada do que a média, ao se deslocar entre vizinhas mais leves, sofre fricção dinâmica: ela arrasta atrás de si um rastro de estrelas atraídas por sua gravidade, e esse rastro a freia, fazendo-a espiralar para o centro. O tempo desse afundamento é o tempo de relaxação do aglomerado dividido pela razão entre a massa do objeto e a massa típica das estrelas, como estabeleceu a teoria de Chandrasekhar.

Em aglomerados sem buraco negro, o tempo de relaxação é curto, e a fricção dinâmica age depressa; o resultado é a segregação de massa, com os objetos pesados se concentrando no núcleo. Para que o processo não cresça sem freio, o modelo inclui dois efeitos contrários: a depleção, que reduz o estoque de parceiras de colisão à medida que elas se fundem ou se destroem, e o aquecimento por binárias, em que sistemas duplos bombeiam energia para o centro e empurram matéria para fora, como um fogão que impede o conteúdo da panela de assentar no fundo.

No núcleo, a chuva de produtos de fusão alimenta uma única estrela em crescimento. A equipe segue uma abordagem semelhante à de Fabio Pacucci e colaboradores, de 2025, e calcula a massa de equilíbrio em que o ganho por acreção de estrelas se iguala à perda por ventos estelares. Os ventos são descritos pela receita de Jorick Vink, de 2018, na qual a taxa de perda de massa cresce com a massa da estrela e com sua metalicidade; a metalicidade padrão adotada é um décimo da solar, apropriada para o universo jovem.

O raio da estrela gigante segue a relação de Hosokawa e colaboradores, de 2013, que dá 2.600 raios solares para 100 massas solares e cresce com a raiz quadrada da massa. A fração de massa perdida em cada impacto sobre esse astro inchado é mantida num teto conservador de 2%. O produto desse balanço é chamado no artigo de estrela muito massiva, embora a faixa de massas obtidas vá de algumas dezenas de sóis, quando o processo é tímido, a mais de 100 mil, quando é vigoroso; alguns sistemas sequer chegam a 10 massas solares.

Acima de uma massa crítica, uma estrela desse tipo deixa de ser estável. A relatividade geral impõe um limite, cerca de 100 mil massas solares para uma composição de População III, segundo o trabalho clássico de Hoyle e Fowler, de 1962, e cálculos modernos de Lionel Haemmerlé, além do qual o astro colapsa diretamente num buraco negro, encerrando a cadeia de colisões. O limite exato depende da rotação e de outras propriedades que o modelo não calcula, por isso os autores marcam como candidatos a colapso relativístico todos os sistemas que ultrapassam esse valor, sem deixar de registrar a massa que a estrela atingiria se o colapso não ocorresse. É por essa via que uma sequência de choques entre estrelas comuns pode fabricar, em poucas dezenas de milhões de anos, um buraco negro de massa intermediária ou mesmo a semente de um supermassivo.

Antes de confiar nas previsões, o grupo as testou contra simulações numéricas de Monte Carlo baseadas no código desenvolvido por Sanaea Rose e colaboradores entre 2022 e 2025 para o aglomerado nuclear da Via Láctea. Cada simulação acompanha mil estrelas dentro de 1 parsec do centro, com massas sorteadas das funções de massa do modelo, semieixos distribuídos de forma logarítmica e excentricidades uniformes entre 0 e 1; a cada período orbital, o código sorteia se a estrela colide e aplica pequenos chutes de velocidade que imitam a relaxação de dois corpos. Para reproduzir o caso sem buraco negro, a massa central foi substituída por um buraco negro de apenas 20 massas solares somado à massa das estrelas dentro da órbita.

As rodadas cobriram buracos negros de 100 mil a 10 milhões de massas solares, dois perfis de densidade e duas densidades centrais. O raio de transição entre colisões destrutivas e construtivas previsto analiticamente coincidiu, dentro de um fator de poucas unidades, com o raio dentro do qual 99% das estrelas simuladas perderam massa. Nas regiões externas, o número de colisões por estrela também bateu; nas mais internas, o modelo analítico prevê mais colisões do que a simulação, porque esta não captura o acúmulo de estrelas pesadas no centro causado pela fricção dinâmica.

Com o modelo validado, os resultados se dividem em duas trilhas. Na primeira, sem buraco negro, nenhum dos sistemas considerados possui um poço gravitacional fundo o bastante para produzir colisões destrutivas: em lugar algum a dispersão de velocidades supera os 600 quilômetros por segundo necessários para desmontar uma estrela de massa solar. Tudo o que acontece ali é construtivo. E como o tempo de fricção dinâmica é curtíssimo, todos os sistemas experimentam segregação de massa de seus produtos de fusão ao menos na região central. O quadro, destacam os autores, coincide com o que apontaram estudos anteriores de Sakurai, Reinoso, González Prieto, Pacucci, Vergara e Mestichelli: aglomerados densos abrigam processos de fusão em cadeia capazes de gerar uma estrela muito massiva.

A massa final dessa estrela depende sobretudo da densidade. Para os sistemas com estrela típica de uma massa solar, expoente 1,2 e evolução acompanhada até um desvio para o vermelho de 5, o limiar para formar um astro acima de 200 massas solares é uma densidade de meia-massa de cerca de 100 mil massas solares por parsec cúbico; acima dele, quase todos os aglomerados, inclusive os de menor massa, cruzam a linha. Abaixo do limiar, a formação ainda é possível em aglomerados com mais de um milhão de massas solares, cujos núcleos densos sustentam colisões rápidas, embora o resultado seja sensível aos parâmetros escolhidos. A massa total do aglomerado modula a resposta a densidade fixa, e os sistemas mais extremos ultrapassam a marca das 100 mil massas solares, entrando no território da instabilidade relativística.

Outros parâmetros movem a resposta em direções bem definidas. Um perfil de densidade mais concentrado, com expoente 1,75 em vez de 1,2, eleva a massa máxima da estrela em uma ordem de grandeza. Reduzir a metalicidade para um centésimo da solar, enfraquecendo os ventos, dobra a massa final; elevar a metalicidade para metade da solar a reduz à metade, e para 90% da solar, por um fator de 4 a 5.

O caso mais instrutivo é o da função de massa carregada no topo: com estrelas típicas de 17 massas solares, apenas 22 de 502 integrações produziram uma estrela muito massiva, e a mais pesada delas parou em 512 massas solares. A razão é o relógio: estrelas tão massivas abandonam a sequência principal em poucos milhões de anos, antes que a cadeia de colisões tenha tempo de engrenar. Daí uma das conclusões do artigo, de que aglomerados de População III com função de massa pesada não devem, em geral, passar por colisões construtivas significativas enquanto suas estrelas vivem.

Se cada estrela muito massiva acima de cerca de 200 massas solares terminar sua vida como um buraco negro de massa igual, pode-se perguntar onde esses objetos cairiam na relação entre a massa do buraco negro e a massa estelar de seu sistema hospedeiro. A resposta, mais uma vez, depende da densidade. Sistemas de densidade extrema nascem com buracos negros já “sobremassivos” em relação à relação local, um eco direto dos buracos negros desproporcionalmente pesados que o Webb vem encontrando em galáxias jovens nos trabalhos de Harikane e de Maiolino, enquanto os de densidade mais baixa se alinham confortavelmente com a relação observada no universo próximo.

Os autores lembram que estrelas supermassivas acretando a taxas de 100 a 1.000 massas solares por ano podem colapsar antes mesmo de iniciar a fusão do hidrogênio; as taxas obtidas no modelo não chegam a tanto, mas, se a cadeia de colisões estiver subestimada, o colapso direto se torna possível, com um buraco negro final mais leve do que o previsto.

A segunda trilha, a dos aglomerados que já abrigam um buraco negro massivo, conta uma história diferente. As escalas de tempo mostram que as colisões acontecem dentro da vida das estrelas na sequência principal, mas o buraco negro domina o potencial gravitacional das regiões internas e torna os encontros destrutivos; nas periferias, fusões construtivas continuam ocorrendo em grande número. Para um buraco negro com a massa de Sagitário A* e o perfil estelar de Bahcall e Wolf, mais de uma centena de colisões ocorre em 50 milhões de anos dentro do parsec central. Cada colisão destrutiva injeta no entorno do buraco negro a matéria de uma estrela inteira, e a soma desses despojos, dividida pelo volume de uma pequena esfera ao redor do buraco negro, dá a densidade do gás acumulado.

Os números dão a medida do processo. Dentro de um raio de 10⁻⁵ parsec, cerca de duas unidades astronômicas, o dobro da distância entre a Terra e o Sol, a densidade média do gás gerado por colisões, para buracos negros entre 10 mil e 10 milhões de massas solares, alcança nos aglomerados mais densos valores entre 10⁹ e 10¹⁴ partículas por centímetro cúbico.

Para comparação, os núcleos das nuvens moleculares onde nascem estrelas têm densidades típicas de 10⁴ a 10⁵ partículas por centímetro cúbico, e os modelos que reproduzem os espectros dos pontinhos vermelhos com o código CLOUDY, assumindo buracos negros de um milhão a 100 milhões de sóis, pedem densidades de 10⁹ a 10¹¹. O modelo de Williams reproduz essa faixa com folga, tanto na esfera de 10⁻⁵ parsec quanto numa esfera dez vezes maior, do tamanho da órbita de Urano. Mesmo com a função de massa carregada no topo, em que as estrelas vivem pouco, a densidade na região interna cai apenas uma ordem de grandeza e continua alta, o que mostra a rapidez com que os destroços se acumulam.

Nem todo esse gás fica onde nasce. A matéria lançada numa colisão destrutiva sai a velocidades da ordem da velocidade de escape das estrelas, entre 500 e 600 quilômetros por segundo, e poderia em princípio abandonar o aglomerado. Mas os sistemas em que colisões destrutivas são mais frequentes são precisamente os que abrigam buracos negros massivos, cuja velocidade de escape na região nuclear pode exceder 1.000 quilômetros por segundo; é razoável, portanto, que ao menos uma fração do gás seja retida, e uma fração basta para produzir densidades altas. O modelo também se recusa a injetar mais massa do que o aglomerado dispõe e reconhece que o gás, nascido de eventos discretos, deve ser muito irregular. Os autores não modelam o resfriamento nem a retroalimentação; em vez disso, impõem prazos.

Esses prazos vêm das estrelas e do próprio buraco negro. As estrelas mais massivas explodem como supernovas em 3 a 5 milhões de anos; o modelo parte de aglomerados já “secos”, cujo gás natal foi expulso pelas primeiras explosões, e encerra o acúmulo de gás 50 milhões de anos após o início, para contemplar as supernovas tardias. Os ventos de estrelas massivas atravessam a região em 1 a 100 anos, mas nos poços gravitacionais profundos dos núcleos considerados a energia de ligação do gás acumulado provavelmente supera o impulso dos ventos, em especial na baixa metalicidade típica do universo jovem.

O adversário mais sério é o buraco negro em atividade: para os mais pesados, acima de um milhão de massas solares, a radiação de um disco de acreção próximo do limite de Eddington pode varrer o gás em 0,1 a 10 milhões de anos, prazo comparável ou inferior ao do acúmulo, e as densidades calculadas podem não se concretizar. Para buracos negros menores, o gás tende a se juntar sem obstáculos. O arranjo de gás denso, advertem os autores, não é uma fase duradoura, e termina assim que a retroalimentação perturba o sistema.

O confronto com as observações é o ponto alto do artigo. Num diagrama de massa contra raio, a equipe sobrepôs seus aglomerados modelados, coloridos pela massa da estrela muito massiva que formam, aos pontinhos vermelhos do catálogo COSMOS-Web, de Hollis Akins e colaboradores, de 2025, aos aglomerados lenteados observados pelo Webb acima de um desvio para o vermelho de 5 e aos contornos das simulações cosmológicas de Williams de 2025. As três populações se distribuem em regiões onde o modelo prevê colisões abundantes.

Para as densidades implicadas pelos pontinhos vermelhos, a formação de estrelas de 10 mil a 100 mil massas solares seria a norma, em concordância com Pacucci; na avaliação dos autores, do ponto de vista dinâmico esses ambientes têm alta probabilidade de abrigar buracos negros. E como os pontinhos não são resolvidos espacialmente, já que seus raios medidos coincidem com a função de espalhamento do telescópio, seus tamanhos reais podem ser ainda menores do que o diagrama mostra, o que só reforça a conclusão.

Há uma coincidência numérica que os autores fazem questão de sublinhar. Um estudo de Vadim Rusakov e colaboradores, de 2026, propôs que as linhas largas dos pontinhos vermelhos são alargadas por espalhamento, escondendo um núcleo intrínseco estreito que corresponde a buracos negros de 100 mil a 10 milhões de massas solares. Essa faixa se sobrepõe às massas dos buracos negros que, no modelo, nasceriam do colapso de estrelas muito massivas. Juntando as peças, aglomerados densos ofereceriam o ambiente tanto para construir um buraco negro por colisões rápidas quanto para gerar, pelo mesmo mecanismo, um suprimento imediato de gás denso para a região nuclear, justamente o que pedem os cenários da estrela-buraco-negro de Rohan Naidu, do envelope opticamente espesso de Daichi Kido e do casulo espalhador de Rusakov e de Albert Sneppen.

Os aglomerados lenteados contam a outra metade da história. A maioria deles, segundo o modelo, forma apenas estrelas muito massivas modestas; só os mais compactos chegariam a astros de mil a 10 mil massas solares, dependendo do perfil de densidade intrínseco, que as observações não resolvem. Isso significa que alguns dos aglomerados que o Webb já fotografou, em plena era de formação dos globulares, podem abrigar ou ter abrigado uma dessas estrelas e, mais tarde, um buraco negro de massa intermediária. A estimativa conversa com um trabalho recente de Dominik Schleicher e colaboradores, que, aplicando um critério de zona única diretamente às propriedades observadas, sugeriu que 16% dos aglomerados jovens massivos conhecidos podem estar passando por colisões descontroladas rumo a um buraco negro intermediário.

Buracos negros embutidos em aglomerados colisionais tendem a ser bombardeados de outra forma. Jillian Bellovary sugeriu em 2025 que os pontinhos vermelhos funcionariam como fábricas de eventos de disrupção por maré, os tidal disruption events, em que uma estrela passa perto demais do buraco negro e é despedaçada por sua gravidade, a uma taxa da ordem de um a cada 10 mil anos, e Konstantinos Kritos e Joseph Silk previram que esses eventos seriam dez vezes mais comuns do que as espirais de razão de massa extrema. O novo modelo deixa a contagem para trabalhos futuros, mas identifica o ingrediente: fora do raio de perda de massa existe uma ampla região de colisões construtivas com fricção dinâmica rápida, capaz de lançar estrelas em órbitas de baixo momento angular que terminam na boca do buraco negro.

As colisões deixam também uma impressão digital química. O gás liberado por choques destrutivos, ou acumulado por fusões, vem do interior de estrelas da sequência principal, onde o ciclo CNO converte carbono e oxigênio em nitrogênio; esse material deve exibir razões entre nitrogênio e oxigênio elevadas. A pista é relevante porque os aglomerados globulares da Via Láctea abrigam populações enriquecidas em nitrogênio cuja origem é debatida há décadas, porque o Webb já detectou nitrogênio em excesso em aglomerados de alto desvio para o vermelho, nos trabalhos de Massimo Pascale, e porque esse enriquecimento, em ambientes pobres em metais, aparece de preferência em sistemas compactos, como mostrou Xihan Ji em 2025.

O artigo não calcula os rendimentos de nitrogênio e oxigênio, tarefa deixada para um estudo próximo, mas sustenta a hipótese, defendida por Mark Gieles, Corinne Charbonnel e Jorick Vink, de que a formação de estrelas muito massivas injeta nos aglomerados um gás anormalmente rico em nitrogênio. Mesmo onde as colisões não são destrutivas, a matéria perdida nas fusões se acumula e permanece na região até que a retroalimentação a expulse.

Os próprios autores são os primeiros a listar as fragilidades. A fração de massa perdida em cada colisão é estimada pela razão entre a energia do choque e a energia de ligação das estrelas, uma receita simples que ignora o parâmetro de impacto e a estrutura interna dos astros. Simulações hidrodinâmicas recentes de Rose e colaboradores indicam que as frações de perda típicas são menores e que uma estrela pode precisar de até dez encontros para ser completamente destruída, em vez de um único evento catastrófico. O tempo para desmontar uma estrela seria, então, dez vezes o tempo de colisão, e a estimativa da quantidade de gás pode estar superestimada por até um fator de 10, um erro que importa menos nas regiões mais internas, onde os choques se sucedem muito depressa, e que é parcialmente compensado pela matéria que chega de fora, trazida pelas fusões construtivas.

Outras simplificações puxam na direção oposta. O espectro de massas das estrelas permanece fixo, de modo que o modelo não captura o crescimento descontrolado em que estrelas maiores ampliam o foco gravitacional e colidem ainda mais, uma escolha deliberadamente conservadora. A aproximação secular supõe que a densidade mantém seu perfil enquanto as colisões ocorrem, quando, na verdade, o sistema se reorganiza em tempos de relaxação curtos; ao interromper os cálculos no colapso do núcleo, o modelo perde justamente a fase em que, segundo Portegies Zwart e McMillan, as colisões são mais eficazes.

A fase de gigante das estrelas, breve mas com seções de choque maiores, tampouco é contabilizada. E o gás que sobra da formação do aglomerado é ignorado, embora, ao tornar o perfil de densidade mais íngreme, ele acelere a fricção dinâmica e a migração para o centro; Schleicher argumenta que aglomerados acima de cerca de 6 milhões de massas solares retêm gás apesar das supernovas e fazem crescer o objeto central por acreção. Por todas essas razões, o modelo sem gás deve ser lido como um limite inferior.

A comparação com a literatura serve como teste adicional. O ajuste de Elena González Prieto e colaboradores, de 2024, baseado no código Cluster Monte Carlo para aglomerados virializados e isolados, coincide com as massas do novo modelo em densidades baixas e fica abaixo dele em densidades altas, diferença atribuída ao perfil de lei de potência, mais concentrado do que o perfil de Plummer usado por aquele grupo. As simulações diretas de N corpos da suíte TITANS, de Benedetta Mestichelli, para aglomerados de 100 mil a um milhão de sóis, não formam estrelas acima de 100 massas solares abaixo de 500 massas solares por parsec cúbico, e o novo modelo tampouco.

O trabalho de Pacucci, com três métodos independentes, obtém estrelas de 9 mil a 50 mil massas solares nos sistemas mais densos, exatamente onde o modelo de Williams coloca seus casos mais extremos, e a simulação de um único aglomerado ultracompacto de Vergara reproduz a massa integrada prevista. O modelo de Boekholt, que inclui a fase protoestelar com acreção de gás e raios inflados, chega a 10 mil a 100 mil massas solares a partir de aglomerados de 10 mil a um milhão, mais um indício de que a versão sem gás é um piso; já o de Gieles, com fluxos convergentes de gás, prevê que a massa da estrela diminui com a densidade de pico, porque em seus aglomerados o aquecimento de dois corpos interrompe as colisões cedo.

O que fica para os observadores é uma lista de testes concretos. Razões entre nitrogênio e oxigênio em aglomerados compactos de alto desvio para o vermelho. Perfis de linha dos pontinhos vermelhos capazes de separar o núcleo intrínseco do alargamento por espalhamento. Massas de buracos negros medidas de forma independente em sistemas de densidade conhecida, para checar se os mais densos são de fato sobremassivos. Taxas de eventos de disrupção por maré em pontinhos vermelhos monitorados ao longo do tempo. E, do lado da teoria, simulações de N corpos com gás, com evolução do espectro de massas e sem o corte no colapso do núcleo, que digam se o cenário conservador de Williams é apenas o começo de uma história mais violenta. A equipe deixa explícito que não pretende reproduzir nenhum sistema específico, mas mapear as regiões do espaço de parâmetros em que colisões produzem resultados dinamicamente interessantes. Esse mapa, agora, existe.

Há algo de desconcertante na ideia de que os objetos mais extremos do universo jovem possam nascer de um processo tão prosaico quanto um esbarrão. No primeiro bilhão de anos, em bolsões de matéria menores do que a distância entre o Sol e seus vizinhos, estrelas comuns se chocaram tantas vezes que acabaram por erguer gigantes, e as gigantes, ao morrer, viraram buracos negros; ao redor dos buracos negros, os destroços de outras estrelas formaram as névoas densas que hoje, depois de atravessar treze bilhões de anos, chegam ao James Webb como pontos vermelhos minúsculos. Quando olhamos para o centro da Via Láctea e vemos estrelas jovens demais ao redor de Sagitário A*, talvez estejamos assistindo à mesma mecânica em versão tardia. O universo, ao que tudo indica, aprendeu cedo a construir seus monstros, um choque de cada vez.