UMA GALÁXIA QUASE SEM CARBONO, 1 BILHÃO DE ANOS APÓS O BIG BANG

Logo depois do Big Bang, a matéria comum era quase só hidrogênio e hélio. Todos os elementos mais pesados — carbono, oxigênio, ferro — foram produzidos depois, dentro das estrelas, e espalhados por suas explosões.

Isso importa para a forma como as estrelas nascem. Uma nuvem de gás em colapso esquenta à medida que encolhe, e precisa se livrar desse calor para se fragmentar em estrelas. No Universo atual, os íons de carbono e de oxigênio fazem a maior parte do resfriamento, e as nuvens se fragmentam em estrelas de todos os tamanhos, muitas delas menores que o Sol. Sem esses elementos, as primeiras nuvens só podiam esfriar por meio de moléculas de hidrogênio. Elas se partiam em grandes pedaços, e as estrelas que formavam eram em sua maioria massivas.

Quanto carbono e oxigênio são necessários para passar à formação estelar “normal”? Muito pouco: cerca de 1/3.000 da proporção do Sol. Esse limiar foi ultrapassado tão depressa que todas as galáxias distantes vistas brilhando até agora, inclusive pelo Telescópio Espacial James Webb, já estão bem acima dele quando ficam brilhantes o bastante para serem vistas.

Ler uma nuvem na luz de um quasar

Há outra forma de encontrar gás primitivo: deixá-lo absorver a luz de algo mais brilhante atrás dele. Sarah Bosman, da Universidade de Heidelberg, Frederick Davies, do Instituto Max Planck de Astronomia, e 23 colegas estão examinando os 30 quasares mais brilhantes com desvio para o vermelho entre 4,5 e 5,5 com o GHOST, um espectrógrafo instalado em 2024 no telescópio Gemini Sul, no Chile, que eles descrevem como o espectrógrafo de alta resolução mais sensível já construído.

A luz do quasar J1941−4500 atravessa uma nuvem densa de hidrogênio neutro — um “absorvedor Lyman-alfa amortecido” (damped Lyman-alpha absorber), o tipo de reservatório de gás que se supõe ficar a poucos quiloparsecs das regiões de formação estelar de uma galáxia. Cada elemento da nuvem absorve luz nos seus próprios comprimentos de onda. Depois de 5,8 horas de exposição, a equipe conseguiu medir silício, oxigênio e carbono; o ferro não foi detectado.

A nuvem mais primordial até agora

A nuvem, chamada UMP-DLA-1, está num desvio para o vermelho de 5,14, cerca de 1,1 bilhão de anos após o Big Bang. Seus números:

Carbono: 11.000 vezes menos que no Sol em relação ao hidrogênio (cerca de 16.000 vezes menos com a referência solar mais recente).
Oxigênio e silício: cerca de 5.000 vezes menos que no Sol.
Isso é mais de três vezes mais pobre em oxigênio e silício, e quatro vezes mais pobre em carbono, que qualquer nuvem desse tipo conhecida antes. Ela é também a mais pobre em ferro.
A fração de massa total de elementos mais pesados que o hélio: 3,16 milionésimos.

Os autores combinam carbono e oxigênio num único número, o “discriminante de transição” (transition discriminant), que prevê se uma nuvem consegue esfriar o suficiente:

D_trans = log₁₀ (10^[C/H] + 0,3 × 10^[O/H])

Abaixo de −3,5, uma nuvem não consegue colapsar em estrelas menores que cerca de uma massa solar. A UMP-DLA-1 está em −3,85. É o primeiro reservatório de gás já encontrado abaixo dessa linha — de modo que seu baixo teor de metais basta para garantir que suas estrelas eram em sua maioria pesadas.

Um bolsão tardio do Universo primitivo

Isso significa que a formação de estrelas em gás quase intocado, com estrelas majoritariamente massivas, ainda era possível muito tempo depois do surgimento das primeiras estrelas — e até depois do fim da época da reionização.

A química da nuvem é também uma amostra do que essas estrelas massivas e pobres em metais deixaram ao explodir: um pouco menos de carbono que de oxigênio, e oxigênio e silício nas suas proporções solares. Sozinho, esse padrão não permite dizer se as estrelas eram de fato a primeira geração ou uma segunda geração precoce. Mas ele corresponde ao de nuvens encontradas em épocas posteriores, que trabalhos anteriores atribuíram a apenas 1 a 30 supernovas de estrelas da primeira geração. Os autores sugerem que procurar vestígios das primeiras estrelas em bolsões remanescentes de gás primordial, em desvios para o vermelho abaixo de 7, pode ser mais frutífero do que olhar muito mais para trás, além do desvio para o vermelho 20.

Algumas estrelas muito velhas e muito pobres em metais de pequenas galáxias anãs próximas da Via Láctea compartilham a mesma assinatura química. Os autores dizem ser “perfeitamente possível” que elas sejam as últimas sobreviventes entre as pequenas estrelas nascidas em galáxias como esta.

Sorte ou coisa comum?

Encontrar uma nuvem assim entre apenas 30 quasares é surpreendente. A menos que o levantamento tenha tido uma sorte extraordinária, escrevem os autores, mais nuvens desse tipo podem estar escondidas em espectros existentes, enterradas na densa absorção de hidrogênio do Universo primitivo. Futuros telescópios gigantes, como o Extremely Large Telescope, apontados para os quasares fracos que a missão Euclid vai descobrir, devem fazer um recenseamento completo. Por enquanto, a UMP-DLA-1 é um objeto único, medido supondo que seu gás se move como um bloco só — uma hipótese que os autores sustentam pela ausência de linhas de absorção saturadas.