Existe um céu inteiro que nenhum olho humano jamais contemplou, e não por falta de brilho. Ele está lá todas as noites, povoado por estrelas jovens com dezenas de milhares de graus na superfície, por galáxias anãs que fabricam sóis em surtos súbitos e por explosões que, nas primeiras horas, despejam a maior parte da energia em comprimentos de onda mais curtos que o violeta. A camada de ozônio e o restante da atmosfera absorvem essa radiação antes que ela alcance o solo, o que protege a nossa pele e cega os nossos telescópios. Para enxergar o universo ultravioleta é preciso subir acima do ar, e o último observatório que varreu esse céu em larga escala silenciou em 2013.

Esse longo hiato agora tem data para terminar. Em 27 de outubro de 2026, a NASA confirmou o UVEX, sigla em inglês para Explorador Ultravioleta, depois que o projeto passou pela revisão técnica e programática conhecida como Key Decision Point C, ou KDP-C, o Ponto de Decisão Chave C. Com a aprovação, a agência assumiu o compromisso de lançar o telescópio até janeiro de 2031, com custo total de ciclo de vida de US$ 590 milhões. A missão é liderada pela astrofísica Fiona Harrison, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, o Caltech, e reúne a Universidade da Califórnia em Berkeley, o Laboratório de Propulsão a Jato da NASA, a Northrop Grumman e o Space Dynamics Laboratory.

Na engrenagem de projetos da NASA, o KDP-C é a passagem em que um conceito deixa de ser estudo e vira obra: a agência fixa o orçamento e o calendário de referência, e a equipe entra na fase de projeto final e fabricação. O caminho até aqui foi mais longo que o planejado. A proposta original mirava um lançamento no outono de 2028 do hemisfério norte. Quando a NASA escolheu o UVEX como sua próxima missão Explorer de classe média, em fevereiro de 2024, a meta já havia escorregado para 2030 por restrições orçamentárias, com um custo de cerca de US$ 300 milhões que não incluía o lançamento. A confirmação de agora fixa o prazo final em janeiro de 2031.

O que o telescópio pretende fazer está descrito em detalhe num documento científico de 69 páginas assinado por Shrinivas Kulkarni, Fiona Harrison e outros 54 pesquisadores de 31 instituições dos Estados Unidos e da Europa. O texto, intitulado Science with the Ultraviolet Explorer (UVEX), ou Ciência com o Explorador Ultravioleta, foi depositado no repositório arXiv em novembro de 2021 e ganhou a terceira versão em janeiro de 2023, ainda na fase de proposta. Nele, a equipe organiza a missão em torno de três pilares: a fronteira das galáxias de pouca massa e poucos metais, uma nova visão do universo dinâmico e um legado de levantamentos profundos de todo o céu, alinhados às prioridades do relatório decenal Astro2020.

A luz ultravioleta é a assinatura dos objetos quentes. Uma estrela com 30 mil graus na superfície emite a maior parte da energia nessa faixa, e o gás aquecido por choques ou por radiação intensa se denuncia por linhas espectrais que só existem ali. Por isso, o ultravioleta tem uma galeria de observatórios célebres: o International Ultraviolet Explorer, que operou de 1978 a 1996, o Telescópio Espacial Hubble, em órbita desde 1990, o FUSE, ativo entre 1999 e 2007, e o GALEX, sigla em inglês para Explorador da Evolução de Galáxias, que mapeou boa parte do céu em duas bandas ultravioleta entre 2003 e 2013 e é o antecessor direto do UVEX.

O GALEX deixou um legado enorme, mas tinha limites que o UVEX foi desenhado para superar. Seus detectores, do tipo placa de microcanais, podiam ser danificados por fontes muito brilhantes, e por isso o satélite evitava o plano da Via Láctea e as Nuvens de Magalhães, justamente as regiões mais povoadas de estrelas quentes. As imagens mais profundas, até a magnitude 25, cobriram só 80 graus quadrados; na escala astronômica de magnitudes, quanto maior o número, mais fraco o objeto. O Hubble enxerga muito mais fundo, mas tem campo de visão minúsculo e costuma levar umas duas semanas para responder a um alvo imprevisto. O ULTRASAT, satélite de campo amplo liderado por Israel, foi concebido só para o ultravioleta próximo e sem espectrógrafo.

A urgência ficou mais evidente na semana passada. Em 20 de outubro de 2026, o Observatório Neil Gehrels Swift fez sua última observação e encerrou a missão científica: o arrasto atmosférico rebaixou sua órbita para menos de 275 quilômetros de altitude, e a reentrada é esperada nas próximas semanas. Projetado para dois anos, o Swift trabalhou por quase 22, registrou mais de 2.000 explosões de raios gama e acumulou mais de 1,5 milhão de imagens com o UVOT, seu telescópio ultravioleta e óptico. Era ele que oferecia a resposta rápida no ultravioleta que o artigo do UVEX usa como termo de comparação, e o pesquisador principal do Swift, S. Bradley Cenko, assina o artigo como coautor.

O coração do UVEX é um único instrumento com duas partes. A primeira é um telescópio de três espelhos curvos, desenho chamado anastigmata de três espelhos, que corrige distorções em campos amplos, com abertura efetiva de 75 centímetros, mais ou menos o tamanho de uma roda de bicicleta. A segunda é o módulo de instrumentos ultravioleta. Logo na entrada, um divisor de feixe dicroico, espécie de espelho seletivo que reflete uma faixa de cores e deixa passar outra, separa a luz em dois canais fotografados ao mesmo tempo: o ultravioleta distante, de 1.390 a 1.900 ångströms, e o próximo, de 2.030 a 2.700. Um ångström é a décima parte de um nanômetro, e o olho humano enxerga de cerca de 4.000 a 7.000.

Cada canal termina num plano focal com nove sensores CMOS de 4.096 por 4.096 pixels, arrumados num quadrado de três por três, o que soma cerca de 150 milhões de pixels por banda. São parentes dos chips das câmeras de celular, tecnologia de pixel ativo inventada no JPL nos anos 1990, aqui tratados com filtros e revestimentos para responder ao ultravioleta, e serão produzidos pelo JPL em parceria com o instituto de pesquisa SRI. Ao contrário das placas de microcanais, não se danificam diante de estrelas brilhantes. O campo de visão mede 3,5 por 3,5 graus, cerca de 12 graus quadrados, a área de uns 60 discos de Lua cheia, contra 1,4 grau quadrado do GALEX.

A nitidez prometida é de 2,25 segundos de arco ou melhor, medida pelo diâmetro do círculo que contém metade da luz de uma estrela, com pixels de 1 segundo de arco. É mais que o dobro da nitidez do GALEX, de cerca de 5 segundos de arco, e quase seis vezes a do ULTRASAT, de 13. Cada apontamento padrão dura 900 segundos, divididos em três exposições de 300 segundos lidas num modo de alta faixa dinâmica, que evita a saturação de fontes brilhantes. Como os sensores dispensam obturador e são lidos linha a linha, o telescópio passa 99% de cada apontamento coletando luz e alcança, numa exposição padrão, fontes de magnitude 24,5.

O terceiro olho do UVEX é um espectrógrafo, aparelho que decompõe a luz em suas cores para revelar a química e o movimento da fonte. A luz destinada a ele não passa pelo divisor de feixe: entra por uma fenda de 1 grau de comprimento, cuja largura varia ao longo da extensão, de 2 a 16 segundos de arco, e é espalhada por uma rede de difração sobre um sensor próprio. O instrumento cobre de 1.150 a 2.650 ångströms, com resolução espectral, a capacidade de separar cores vizinhas, de pelo menos 1.000, chegando a cerca de 1.600 no extremo azul e 3.500 no vermelho. Basta para medir ventos estelares e fluxos de gás a centenas ou milhares de quilômetros por segundo.

O telescópio vai operar numa órbita elíptica em ressonância com a Lua, semelhante à do satélite TESS, completando uma volta em torno da Terra a cada 13,7 dias. Longe do planeta, ganha um fundo de céu baixo e estável, alta eficiência de observação e mais de 70% do céu acessível a qualquer momento. Os dados descem a cada seis horas, e o tempo médio de resposta a um alvo inesperado deve ficar abaixo de três horas. Dos 730 dias da missão básica, o plano reserva 500 ao levantamento de todo o céu, 40 ao acompanhamento de fontes de ondas gravitacionais, 58,4 a pedidos da comunidade e o restante a calibrações, galáxias, supernovas e Nuvens de Magalhães.

O primeiro pilar mira uma lacuna desconcertante. Quase tudo o que se sabe sobre galáxias e seus halos vem de sistemas parecidos com a Via Láctea ou maiores, com cerca de 50 bilhões de massas solares em estrelas, ricos em poeira e com metalicidade solar. Na linguagem dos astrônomos, metais são todos os elementos além do hidrogênio e do hélio. As galáxias que dominaram o universo primitivo e que, ao que tudo indica, alimentaram a reionização cósmica entre os desvios para o vermelho, representados pela letra z, de 6 a 20, quando o cosmos tinha de 180 milhões a 1 bilhão de anos, eram outra coisa: tinham de 100 mil a 1 bilhão de massas solares e de 1% a 50% da metalicidade do Sol.

A dimensão do buraco é difícil de exagerar. Num raio de 100 megaparsecs, cerca de 326 milhões de anos-luz, a teoria que liga a massa estelar das galáxias à massa dos halos de matéria escura prevê de 10 milhões a 200 milhões de galáxias pequenas formando estrelas. São conhecidas umas 20 mil. É como se o censo de uma metrópole de 10 milhões de habitantes tivesse registrado apenas os moradores de um único bairro. Essas galáxias são intrinsecamente fracas e se espalham por todo o céu, dos filamentos e vazios da teia cósmica até grupos e aglomerados, e suas propriedades parecem mudar com o ambiente, mas essas conclusões vêm de amostras pequenas e incompletas.

Encontrá-las exige ultravioleta por um motivo sutil. Nas cores ópticas e infravermelhas medidas pelo Observatório Vera C. Rubin, que divulgou suas primeiras imagens em junho de 2025, e pelo telescópio europeu Euclid, uma galáxia anã próxima pode se passar por uma galáxia massiva e muito mais distante, porque idade, metalicidade, poeira e distância produzem cores parecidas. O ultravioleta desfaz o empate: as galáxias distantes quase não emitem nessa faixa, por causa do desvio para o vermelho e da absorção pelo gás intergaláctico, enquanto as anãs vizinhas, com pouca poeira e formando estrelas, brilham com força. No exemplo do artigo, sem o UVEX, uma galáxia a z = 0,03 seria confundida com outra a z = 2,28, cuja luz viajou cerca de 11 bilhões de anos.

Para registrar a população inteira, e não apenas as galáxias em pleno surto de formação estelar, o levantamento precisa cobrir os 20 mil graus quadrados do céu extragaláctico e chegar à magnitude 25 nas duas bandas. Uma galáxia típica de 1 milhão de massas solares tem magnitude absoluta ultravioleta de cerca de −10 nos períodos mais calmos, e as menores passam de 80% a 90% da vida nesses intervalos entre surtos. A raridade dos casos extremos também pesa: a chance de flagrar uma galáxia nos primeiros 10 milhões de anos de vida é de uma em mil. O UVEX chegará de 4 a 5 magnitudes mais fundo que os levantamentos amplos do GALEX, captando fontes de 40 a 100 vezes mais fracas.

O segundo objetivo do pilar é transformar galáxias anãs próximas em pedra de Roseta para o universo jovem. O Telescópio Espacial James Webb, o radiotelescópio ALMA e os futuros telescópios gigantes estudam as primeiras galáxias por meio das linhas de emissão do gás, mas interpretar esses sinais exige moldes locais de galáxias igualmente pobres em metais, jovens e em ritmo intenso de formação estelar. As linhas mais reveladoras caem no ultravioleta: hélio ionizado em 1.640 ångströms, oxigênio em 1.661 e 1.666, silício em 1.883 e 1.892 e carbono em 1.907 e 1.909, todas já detectadas em galáxias muito distantes. O espectrógrafo do UVEX foi otimizado justamente para o intervalo de 1.500 a 2.000 ångströms.

É nesse intervalo que o Hubble perde fôlego: a eficiência dos espectrógrafos COS e STIS despenca acima de uns 1.950 ångströms, o que limita os estudos a um punhado de galáxias brilhantes e próximas. As medidas mais cobiçadas são a razão entre carbono e oxigênio, sensível à história de formação estelar e ao enriquecimento por supernovas, e a comparação entre as linhas de carbono e oxigênio e as de carbono altamente ionizado e hélio, que revela o formato do campo de radiação ionizante produzido pelas estrelas. No apêndice do artigo, os autores mostram como calcularam os fluxos mínimos dessas linhas a partir de espectros ópticos do levantamento Sloan e de dados atômicos de referência.

A equipe estima que, num raio de 100 megaparsecs, existam de 9 milhões a 240 milhões de galáxias com 1 milhão a 10 milhões de massas solares e menos de 5% da metalicidade solar, as chamadas galáxias extremamente pobres em metais. Cerca de 0,4% delas devem estar entrando num surto de formação estelar, com idade média da luz inferior a 10 milhões de anos. O UVEX encontraria, assim, de 28 mil a 520 mil galáxias numa região de parâmetros em que hoje se conhecem só umas dez, todas descobertas pelo Sloan. Durante a missão básica, o telescópio vai obter espectros de 100 galáxias, incluindo 20 já identificadas que são fracas demais para o Hubble.

As Nuvens de Magalhães, duas galáxias satélites da Via Láctea visíveis a olho nu no céu do hemisfério sul, são o laboratório natural para a outra metade do pilar. A Grande Nuvem tem cerca de 40% a 50% da metalicidade solar, e a Pequena, de 10% a 20%, e ambas estão perto o bastante para que suas estrelas sejam vistas uma a uma. Com 12 graus quadrados de campo, o UVEX cobre o corpo principal das duas em apenas sete apontamentos e vai visitá-las toda semana durante a missão básica, acumulando imagens profundas e repetidas e espectros de mais de mil sistemas estelares quentes. Nenhum levantamento ultravioleta moderno dessas galáxias está à altura dos dados ópticos atuais.

O alvo são os ventos das estrelas massivas. Estrelas quentes perdem massa empurradas pela pressão da própria radiação, que age sobre linhas de ressonância de elementos como carbono, nitrogênio e silício, e essas linhas estão no ultravioleta; só as estrelas com as maiores taxas de perda de massa mostram sinais de vento no óptico. Como a opacidade do vento depende da quantidade de metais, estrelas mais pobres sopram ventos mais fracos, perdem menos massa e podem crescer mais, com efeitos que vão de menos supergigantes vermelhas a mais buracos negros binários. Só que, mesmo com metalicidade e tipo espectral fixos, os ventos variam muito de uma estrela para outra, e ainda não se sabe exatamente por quê.

Parte da resposta pode estar nos pares. Cerca de um terço das estrelas massivas deve perder o envelope de hidrogênio ao transferir matéria para uma companheira ou ao ejetar um envelope comum, restando um núcleo de hélio quente e compacto, a chamada estrela despida. Em baixa metalicidade, essas estrelas teriam ajudado a reionizar o universo; em pares apertados, precedem muitas fusões de estrelas de nêutrons e podem emitir ondas gravitacionais detectáveis pela futura antena espacial LISA. Mesmo assim, só um punhado foi identificado, quase sempre como subanãs do tipo O ao lado de estrelas Be de rotação rápida. No ultravioleta, uma despida de 2 massas solares responde por quase metade da luz de um par com uma estrela de 7.

É aí que a combinação de nitidez, profundidade e campo faz diferença. Num campo do Hubble nas Nuvens de Magalhães cabem, em média, 0,3 estrela despida; num único campo do UVEX com profundidade semelhante, 1.400. Separar as despidas menos massivas, com 0,37 massa solar, das estrelas comuns exige medir a cor entre o ultravioleta próximo e a banda óptica g com precisão de 0,1 magnitude em objetos de magnitude 25. Com imagens de cerca de 2 segundos de arco, o telescópio resolve estrelas individuais em praticamente todas as regiões das duas galáxias, com exceção dos núcleos mais densos, como o de 30 Doradus, e um campo que o ULTRASAT veria como borrão aparece nítido.

Os espectros vão medir a velocidade terminal dos ventos pela borda azul dos perfis P Cygni, assinaturas em que o gás do vento, vindo na nossa direção, absorve luz deslocada para o azul, efeito parente do apito do trem que fica mais agudo quando ele se aproxima. O plano prevê espectros de 1.000 estrelas quentes dos tipos O e B, isoladas e em pares, e de 100 despidas. Em simulações, o UVEX recupera a velocidade do vento de uma estrela O típica da Grande Nuvem com erro de poucos por cento e a de uma despida de 3 massas solares com erro de cerca de 10%. O programa ULLYSES, do Hubble, reuniu uns 300 espectros de estrelas massivas; o UVEX terá mais que o triplo.

O segundo pilar troca a paciência pela pressa. Em 17 de agosto de 2017, os detectores LIGO e Virgo registraram as ondas gravitacionais de duas estrelas de nêutrons se fundindo a cerca de 40 megaparsecs, ou 130 milhões de anos-luz. Um surto curto de raios gama chegou 1,7 segundo depois, e a luz do evento foi acompanhada dos raios gama às ondas de rádio. O GW170817 rendeu uma medida independente da constante de Hubble, a confirmação de que essas fusões produzem surtos curtos de raios gama e a evidência de que elas forjam elementos pesados pelo processo r, a captura rápida de nêutrons, um dos caminhos que criam o ouro e a platina do universo.

Um dos achados mais discutidos veio do ultravioleta. A partir de 0,6 dia após a fusão, o UVOT do Swift registrou um brilho azul intenso, com luminosidade de cerca de 10⁴² ergs por segundo, temperatura de uns 10 mil graus e matéria a mais de 20% da velocidade da luz. A origem desse calombo azul segue em disputa. Uma hipótese fala em quilonova azul, o brilho alimentado pelo decaimento radioativo de elementos leves do processo r, como selênio, bromo e criptônio; outra atribui a luz a choques no material ejetado. Decidir entre elas diria quanta matéria foi lançada, com que composição e velocidade, e quão rápido o remanescente desabou num buraco negro.

O problema é o atraso. Nas primeiras horas, a emissão dessas fusões tem o pico no ultravioleta distante, e ninguém conseguiu observá-la. O UVEX foi desenhado para mudar isso: deve acompanhar pelo menos 20 fusões de estrelas de nêutrons localizadas em áreas de até 100 graus quadrados, horas depois do alerta, o que exige detectar eventos a até 250 megaparsecs. Pela sensibilidade prevista, alcançaria fusões a 850 megaparsecs no ultravioleta próximo e a 450 no distante, cerca de 2,8 bilhões e 1,5 bilhão de anos-luz, com curvas de luz nas duas bandas capazes de separar os modelos. O artigo projetava que as fusões bem localizadas passariam de 7 para 47 e depois 117 por ano entre campanhas sucessivas.

A comparação com o ULTRASAT ilustra o salto: segundo o artigo, a menor sensibilidade do satélite renderia cerca de sete vezes menos eventos, sem contar a perda causada por suas imagens mais borradas. No apêndice, os autores simulam uma rede de cinco interferômetros, incluindo o LIGO India, estimam quantas fusões cairiam no campo do telescópio a tempo e comparam curvas de luz de dois cenários, um alimentado pela nucleossíntese de elementos pesados e outro por choques. Fusões entre estrela de nêutrons e buraco negro, detectadas pela primeira vez na terceira campanha do LIGO e do Virgo, também entram na mira, porque a luz ultravioleta somada ao sinal gravitacional ajudaria a medir a massa e a rotação dos buracos negros.

A mesma pressa vale para as supernovas de colapso de núcleo, as explosões de estrelas massivas. Quando o choque da explosão atravessa o material que a estrela expeliu nos últimos anos de vida, aquece esse gás a cerca de 100 mil graus, e ele passa a emitir uma torrente de luz ultravioleta, contínua e em linhas espectrais. Em poucos dias o gás se expande, esfria e o brilho ultravioleta se apaga. Como o choque viaja muito mais rápido que qualquer ejeção anterior, funciona como uma máquina do tempo, na imagem usada pelos autores: uma sequência de espectros ultravioleta nos dois primeiros dias revela a história da perda de massa e a composição química da estrela em seus anos finais.

O óptico, nessa fase, é pobre em linhas brilhantes. A supernova SN 2013cu teve espectros ópticos excelentes desde 15,5 horas após o colapso, e mesmo assim os modelos não conseguiram determinar o tipo de estrela que explodiu. O ultravioleta oferece muito mais transições, entre elas linhas de ressonância de carbono, hélio e nitrogênio que denunciam ventos tênues, além de linhas de ferro altamente ionizado entre 1.200 e 1.450 ångströms, que medem diretamente a metalicidade do material ao redor. A melhor sequência ultravioleta de uma supernova continua sendo a da SN 1987A, obtida pelo IUE, e o espectro ultravioleta mais precoce já feito pelo Hubble veio 3,3 dias depois da explosão. O UVEX quer responder em menos de um dia.

Nas supernovas do tipo Ia, explosões de anãs brancas usadas como réguas cósmicas, o choque contra uma eventual estrela companheira deixaria um excesso de ultravioleta nas primeiras 48 horas, capaz de revelar a natureza dessa companheira; o espectro ultravioleta mais precoce de uma Ia, feito pelo Hubble, veio cinco dias após a explosão. O próprio levantamento do UVEX deve flagrar de 6 a 10 supernovas poucas horas depois de explodirem, ao longo de dois anos. Há ainda os casos raros: os transientes ópticos rápidos e azuis, como AT2018cow, que sobem e caem em poucos dias e aparecem à razão de um por ano; os surtos de raios gama de baixa luminosidade, com 6 a 60 candidatos anuais; e as supernovas do tipo Icn.

O terceiro pilar é o legado. Cada ponto do céu será visitado pelo menos dez vezes durante a missão básica, com intervalos de 12 horas a seis meses, e as Nuvens de Magalhães, toda semana. A fenda do espectrógrafo, deslocada do campo das imagens, registra espectros a cada apontamento, e tudo segue para um arquivo público. Diferentemente do GALEX, o UVEX cobrirá o céu inteiro nas duas bandas, inclusive o plano da Via Láctea, na primeira exploração profunda da nossa galáxia no ultravioleta. Daniel Weisz, astrônomo da Universidade da Califórnia em Berkeley e um dos líderes científicos da missão, resumiu a ambição em 2024: com o UVEX, o céu inteiro estará coberto pela primeira vez do ultravioleta ao infravermelho.

Metade das páginas do artigo trata da ciência que a comunidade poderá fazer com esses dados e com observações pedidas numa eventual extensão da missão. Na astronomia estelar, o ponto de partida é que de 50% a 70% das estrelas vivem em pares, fração que chega a quase todas entre as mais massivas. Muitos pares nascidos com duas estrelas dos tipos A, F ou G passam por uma fase em que uma delas já virou anã branca e a outra continua na sequência principal. No óptico, a anã branca some no brilho da companheira; no ultravioleta, domina a cena. O levantamento do UVEX deve revelar cerca de 10 mil estrelas dos tipos F, G e K com esse excesso ultravioleta.

A massa da anã branca, peça decisiva para prever o destino do par, só pode ser medida no ultravioleta distante, pelo alargamento da linha Lyman-alfa do hidrogênio. O Hubble observou cerca de 25 desses sistemas; o UVEX permitiria um estudo populacional cobrindo todas as combinações de massa e período orbital, porque seus detectores não têm limite de brilho e porque a área coberta no ultravioleta distante crescerá 50% em relação à do GALEX. Desses pares saem binárias de anãs brancas que a LISA vai detectar aos montes, variáveis cataclísmicas e os progenitores de todos os tipos de supernovas termonucleares, incluindo as do tipo Ia. Medir a proporção entre esses destinos é uma das metas.

Outra frente é a formação de estrelas sob a pressão de vizinhas gigantes. O Complexo da Nebulosa de Carina, a cerca de 2,3 quiloparsecs, ou 7.500 anos-luz, abriga mais de 140 estrelas massivas e mais de 1.400 objetos estelares jovens, com dez vezes o conteúdo jovem da Nebulosa de Órion. Inteiro, cabe num único apontamento do UVEX; o Hubble precisaria de cerca de 4.400 para cobrir a mesma área. Nas estrelas jovens, o gás do disco cai sobre a superfície guiado pelo campo magnético a uns 300 quilômetros por segundo, forma um choque a cerca de 1 milhão de graus e brilha no ultravioleta. Com isso, o UVEX mediria a acreção em estrelas de até 0,3 massa solar.

Nas binárias com objetos compactos, o UVEX poderia mudar de alvo em cerca de uma hora e registrar várias vezes, durante uma mesma erupção, os ventos das novas anãs e das binárias de raios X, que o Hubble só flagrou por acaso. Nas novas clássicas, explosões termonucleares na superfície de anãs brancas, as linhas mais fortes de carbono, nitrogênio, neônio e magnésio estão no ultravioleta, e cerca de dez delas devem ficar ao alcance em dois anos. Mais longe, em galáxias anãs como Sextans A, a 1,2 megaparsec, e Leo A, estrelas massivas com metalicidade menor que a da Pequena Nuvem servirão para testar modelos estelares num regime em que eles quase não foram postos à prova.

A arqueologia da Via Láctea também ganha. As cores ultravioleta das estrelas são muito sensíveis a pequenas quantidades de poeira, e o UVEX vai multiplicar por cinco o número de estrelas com fotometria ultravioleta em relação ao GALEX, o que permitirá mapas de extinção mais finos. Os espectros de mil estrelas O e B nas Nuvens de Magalhães medirão, de quebra, a curva de extinção da poeira em baixa metalicidade, incluindo a saliência em 2.175 ångströms, atribuída a hidrocarbonetos aromáticos ou a grãos de grafite e ausente na barra da Pequena Nuvem. Combinadas ao óptico, as medidas no ultravioleta próximo darão metalicidades precisas para cerca de 300 milhões de estrelas da Galáxia.

Na formação de galáxias, o ultravioleta funciona como um relógio ajustado para a escala certa. Ele mede a produção de estrelas dos últimos 100 milhões de anos, aproximadamente, enquanto a linha H-alfa, no óptico, responde a apenas 10 milhões de anos e oscila demais nas galáxias de surtos. As galáxias de pouca massa, com pouca poeira e poucos metais, ficam muito visíveis contra o céu ultravioleta escuro, assim como os discos ultravioleta estendidos descobertos pelo GALEX, regiões de gás rarefeito onde ainda nascem estrelas longe do centro. Mesmo em galáxias velhas e avermelhadas, o ultravioleta detecta resíduos de formação estelar que o óptico não percebe, como mostram as imagens de Andrômeda.

Com esses dados, os astrônomos montam uma espécie de diagrama de Hertzsprung-Russell das galáxias, em que a cor entre ultravioleta e óptico indica a taxa de formação estelar por unidade de massa. Desde z = 1, há uns 8 bilhões de anos, a fração de massa nas galáxias vermelhas e inativas cresceu pelo menos três vezes, e o apagamento cósmico reduziu a formação de estrelas em mais de dez vezes desde z = 2. O UVEX quer medir com que velocidade as galáxias atravessam o vale verde, a zona de transição entre as azuis e as vermelhas, e obter de carona espectros de milhares de halos de gás que brilham na linha Lyman-alfa.

Nos núcleos ativos de galáxias, o disco de gás que alimenta o buraco negro supermassivo brilha a temperaturas de 10 mil a 100 mil graus e domina o espectro entre 100 e 3.000 ångströms, no chamado grande calombo azul. Os quasares variam cerca de cinco vezes mais no ultravioleta que no óptico, o que faz da variabilidade uma ferramenta para achar núcleos ativos em galáxias anãs e testar as teorias sobre as sementes dos buracos negros gigantes. O telescópio também poderia flagrar os clarões previstos quando buracos negros de massa estelar se fundem dentro do disco de um núcleo ativo e acompanhar quasares que mudam de aparência em poucos anos, quando o disco interno esfria e apaga.

Os eventos de ruptura de maré, em que uma estrela passa perto demais de um buraco negro supermassivo e é despedaçada, estão entre os transientes ultravioleta mais luminosos e duradouros que se conhecem. Buracos negros acima de uns 100 milhões de massas solares engolem estrelas como o Sol inteiras, e os abaixo de cerca de 250 mil não têm força de maré para rasgá-las. O levantamento ZTF, da Zwicky Transient Facility, instalação de caça a transientes no Observatório Palomar, descobre uns 15 desses eventos por ano, mas as medidas ultravioleta quase sempre chegam depois do pico. Há também um enigma de energia: o que se observa soma de 10⁵⁰ a 10⁵¹ ergs, e mais de 90% da energia esperada nunca foi vista.

O UVEX ataca o problema por vários lados. Seu levantamento vai registrar o brilho tardio no ultravioleta distante, de magnitude 23 a 25, de cerca de mil eventos descobertos antes de 2028, o que permitiria testar se a energia que falta sai lentamente de um disco fino. O espectrógrafo vai confrontar dois modelos para a origem da luz: o reprocessamento da radiação do disco por um vento opaco e as colisões entre correntes de detritos estelares. Em 2021, só cinco eventos tinham espectros ultravioleta, quatro deles com linhas de absorção largas de gás em alta velocidade, e o mais precoce fora feito 13 dias depois do pico. O telescópio deve triplicar essa amostra.

Os eventos de ruptura também servem para pesar buracos negros. A velocidade com que o brilho cai se correlaciona com a massa da galáxia hospedeira e, portanto, com a do buraco negro, o que permitiria estimar massas sem depender de relações de escala pouco calibradas para buracos negros de massa intermediária. O artigo calcula que seriam necessários cerca de mil eventos para medir a função de massa dos buracos negros entre 100 mil e 1 milhão de massas solares e propõe um levantamento hipotético de 1.200 graus quadrados, uns 110 campos, que consumiria de 3% a 4% do tempo da missão básica. Resultados assim ajudariam a entender como surgiram os primeiros buracos negros gigantes.

Até os exoplanetas entram no roteiro. As névoas no alto das atmosferas espalham a luz com intensidade proporcional ao inverso da quarta potência do comprimento de onda, o mesmo efeito que deixa o céu azul, e fazem os planetas parecerem maiores no ultravioleta durante o trânsito. Nos Júpiteres ultraquentes, acima de 2.300 kelvins, metais como ferro, titânio, níquel e cálcio podem absorver forte no ultravioleta próximo ou condensar e chover para camadas profundas. Os autores desenharam uma campanha-modelo com 81 planetas que levaria 2.230 horas, uns três meses: 36 para estudar névoas entre 200 e 1.250 kelvins e 45 para testar a chuva de metais entre 1.300 e 3.100 kelvins.

Convém separar o que é plano do que é promessa. O artigo foi escrito na fase de proposta, entre 2021 e 2023, e a maior parte de seus números vem de simulações e modelos com incertezas declaradas. A estimativa de galáxias pequenas num raio de 100 megaparsecs, por exemplo, varia por um fator de 20 conforme a relação adotada entre a massa estelar e a do halo. As taxas de fusões de estrelas de nêutrons dependem de calendários de detectores que já mudaram, e o próprio telescópio, previsto no documento para 2028, agora tem prazo até janeiro de 2031. Os levantamentos de eventos de ruptura e de exoplanetas são exemplos hipotéticos, que dependem de tempo numa extensão da missão.

Mesmo com essas ressalvas, o momento favorece o UVEX. Quando ele entrar em operação, o Rubin terá anos de imagens de todo o céu austral, o Euclid terá avançado no seu mapa do universo escuro, o telescópio Roman fará seus levantamentos no infravermelho, e as redes de detectores de ondas gravitacionais e de neutrinos seguirão disparando alertas. Faltava a peça ultravioleta, e o vazio aumentou com o fim do Swift. Os autores comparam o potencial do arquivo do UVEX ao do levantamento Sloan, cujos dados abertos alimentaram milhares de estudos, e escrevem que as descobertas do telescópio serão limitadas apenas pela criatividade dos astrônomos do mundo todo.

Há uma ironia bonita nessa história. A luz que o UVEX vai perseguir é a mesma que a atmosfera barra para que a vida na superfície da Terra seja possível. Do chão, o céu ultravioleta é pura escuridão; visto de cima, é o registro mais quente do cosmos, onde estrelas despidas exibem o que perderam para as companheiras, galáxias minúsculas guardam a receita das primeiras e colisões de estrelas mortas mostram, nas primeiras horas, como se forja o ouro. Se o cronograma se mantiver, a partir de 2031 esse céu deixará de ser território de vislumbres e passará a ter mapa, endereço e calendário.