Para entender o surgimento das protogaláxias, é necessário recuar à história muito antiga do Universo. Pouco depois do Big Bang, há cerca de 13,8 bilhões de anos, a matéria era quente, densa e uniformemente distribuída. Ao se expandir, o Universo esfriou, permitindo a formação dos primeiros átomos de hidrogênio e hélio.
Pequenas variações de densidade, visíveis hoje na radiação cósmica de fundo, serviram como sementes gravitacionais. Sob seu próprio peso, essas regiões ligeiramente mais densas atraíram lentamente o gás circundante, formando halos onde a matéria escura desempenhava um papel central. Foi nesses poços gravitacionais que o gás começou a colapsar para dar origem às primeiras estrelas.
O telescópio espacial James Webb permite retroceder até esse período chave, às vezes chamado de "aurora cósmica". Graças à sua sensibilidade no infravermelho, ele captura a luz de galáxias que apareceram menos de 400 milhões de anos após o Big Bang. Ao estudar seu tamanho, brilho e composição, os astrônomos podem testar modelos que descrevem como a matéria se organizou em estruturas cada vez mais vastas, até as galáxias que observamos hoje.
Para saber se uma mancha difusa no céu é realmente uma protogaláxia, os astrônomos combinam várias técnicas. O telescópio James Webb (JWST) usa seus instrumentos infravermelhos para detectar a luz emitida pelas primeiras estrelas, que ficou muito "avermelhada" pela expansão do Universo. Ao analisar esse desvio para o vermelho, eles podem estimar em que época esse objeto existiu.
Essa observação é complementada pela medição do brilho e da distribuição das estrelas dentro da mancha. Se a estrutura contém muito gás, mas poucas estrelas já formadas, é provável que seja uma protogaláxia montando suas primeiras populações estelares. Os pesquisadores então comparam esses dados com modelos de formação galáctica para confirmar a natureza do objeto.
Finalmente, as observações do JWST são cruzadas com as de outros telescópios, como Edwin Hubble (1889-1953) havia previsto ao relacionar distância e velocidade de expansão. Essa sinergia permite traçar uma história mais completa: como nuvens de gás se tornaram, ao longo do tempo, as primeiras grandes estruturas cósmicas.
Uma vez detectada uma protogaláxia, os astrônomos buscam entender suas propriedades físicas: quantas estrelas ela contém, a que velocidade elas se formam e qual é seu conteúdo de gás e poeira. Para isso, eles medem a luz recebida em diferentes cores, um método chamado SED (Spectral Energy Distribution). Cada cor, ou comprimento de onda, fornece pistas sobre a temperatura e a massa das estrelas.
Ao comparar a luz observada com modelos de galáxias em formação, podemos estimar:
Essas medições permitem traçar um retrato global da protogaláxia. Por exemplo, uma protogaláxia muito luminosa, mas pouco massiva, pode estar formando suas primeiras estrelas rapidamente, enquanto outra, mais massiva, mas com menos luz, pode já ter começado a se estabilizar. Graças a esses diagnósticos, os cientistas entendem melhor como as primeiras galáxias evoluíram e contribuíram para a reionização cósmica.
N.B.: Após o Big Bang, o Universo estava cheio de um gás neutro (principalmente hidrogênio). Quando as primeiras estrelas e galáxias se formaram, elas emitiram luz ultravioleta energética o suficiente para arrancar os elétrons desses átomos de hidrogênio. Esse processo, chamado de reionização, transformou o gás neutro em gás ionizado, tornando o Universo transparente à luz.
As protogaláxias emitem luz que nos chega hoje muito "avermelhada" pela expansão do Universo. Ao analisar essa luz com um espectrógrafo, os astrônomos podem detectar certos comprimentos de onda característicos, chamados linhas espectrais. Por exemplo, a linha He II em 1640 Å ou a linha [O III] em 5007 Å fornecem informações sobre a temperatura das estrelas e a composição química do gás.
Esses sinais também permitem avaliar a quantidade de fótons capazes de reionizar o Universo. Pouco depois do Big Bang, o Universo estava cheio de gás neutro. As primeiras estrelas produziram luz energética o suficiente para ionizar esse gás, tornando o Universo transparente à luz. Ao estudar a intensidade e a presença dessas linhas, o JWST ajuda os astrônomos a determinar quais galáxias contribuíram mais para esse processo.
Assim, as assinaturas espectrais servem como "tracers" da atividade estelar e da reionização. Elas permitem conectar o aparecimento das primeiras estrelas às grandes etapas da evolução cósmica, oferecendo uma visão direta da formação das primeiras estruturas do Universo.
Desde a chegada do James Webb, os astrônomos têm se surpreendido com vários aspectos das primeiras galáxias detectadas. Alguns objetos já aparecem massivos e luminosos menos de 400 milhões de anos após o Big Bang, o que parece contradizer os modelos clássicos de formação hierárquica, onde as galáxias se montam gradualmente a partir de pequenos blocos de matéria.
Além disso, a diversidade observada é surpreendente: algumas protogaláxias são compactas, outras já estendidas; algumas apresentam formação estelar intensa, outras mais moderada. Essas diferenças rápidas e marcadas indicam que os processos físicos, como a acreção de gás, a fusão de halos ou o impacto da radiação de estrelas massivas, podem atuar muito cedo e de forma mais eficiente do que o esperado.
Os espectros obtidos revelam, às vezes, uma composição química já enriquecida em elementos pesados, sinal de que a nucleossíntese estelar ocorreu mais rapidamente do que os modelos padrão haviam antecipado. Essas observações estão levando os astrofísicos a repensar a cronologia e a complexidade da aurora cósmica, e podem levar a ajustes importantes nas simulações de formação de galáxias.
Em resumo, a "aurora cósmica" parece ser mais rica, mais variada e mais rápida do que imaginávamos, levando a comunidade científica a rever alguns fundamentos de nossa compreensão do Universo primitivo.
| Fonte | Redshift \(z\) | Massa Estelar (M⊙) | SFR (M⊙/ano) | Comentário |
|---|---|---|---|---|
| GN-z11 | 11.1 | 1×109 | 25 | Uma das primeiras galáxias detectadas em alto redshift, confirmada por espectroscopia. Luz muito vermelha devido à expansão do Universo. |
| CEERS-93316 | 16 (candidata) | 3×108 | 5 | Fonte muito jovem, detectada por fotometria infravermelha. A formação de estrelas acabou de começar. |
| GLASS-z12 | 12.4 | 5×108 | 15 | Observada no âmbito do programa GLASS, mostra atividade estelar sustentada. Candidata interessante para estudar a reionização. |
| JADES-GS-z13-0 | 13.2 | 4×108 | 20 | Descoberta pelo programa JADES, apresenta formação estelar intensa e um espectro fortemente deslocado para o vermelho. |
| CEERS-1749 | 14.1 | 2×108 | 8 | Galáxia candidata muito pequena, detectada apenas por fotometria infravermelha. Pode representar um estágio inicial de formação. |
| NGDEEP-z15 | 15.3 | 3×108 | 12 | Candidata do programa NGDEEP. Massa modesta, mas formação estelar ativa, útil para estudar a diversidade das galáxias primitivas. |
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