O Universo atual está formando estrelas em um ritmo muito menor do que no passado. Uma explicação aparentemente simples seria imaginar que, depois de bilhões de anos produzindo estrelas, as galáxias estariam ficando sem o gás necessário para fabricar novas gerações estelares.
Uma das maiores medições já realizadas do hidrogênio atômico no Universo recente mostra, porém, que a história não é tão simples.
Combinando observações do radiotelescópio FAST com dados de aproximadamente 2,5 milhões de galáxias observadas pelo Instrumento Espectroscópico de Energia Escura, o DESI, uma equipe internacional conseguiu acompanhar como o reservatório cósmico de hidrogênio atômico neutro evoluiu durante os últimos 4,5 bilhões de anos.
O resultado revelou uma diferença impressionante.
Durante esse intervalo, a densidade da taxa cósmica de formação estelar caiu por um fator de aproximadamente 2,46. O reservatório de hidrogênio atômico neutro, identificado pela sigla H I, apresentou uma redução bruta de apenas 1,35 ± 0,10.
Quando os pesquisadores aplicaram correções conservadoras para possíveis efeitos sistemáticos da medição, a queda inferida ficou ainda menor, apenas 1,12 ± 0,10.
Isso significa que o Universo recente passou a produzir muito menos estrelas sem apresentar uma redução comparável em seu grande reservatório de hidrogênio atômico.
A descoberta indica que a queda recente da formação estelar não pode ser explicada simplesmente pelo rápido esgotamento desse gás. O problema parece estar em alguma etapa entre a disponibilidade do hidrogênio atômico e sua transformação no gás molecular frio e denso a partir do qual as estrelas efetivamente se formam.
O estudo, liderado por Chuan-Peng Zhang, Hong Guo e Yizhou Gu, com pesquisadores de diferentes instituições e da colaboração DESI, foi publicado na revista Nature Astronomy.
A formação estelar não permaneceu constante durante a história do Universo.
Quando observamos galáxias cada vez mais distantes, estamos também olhando para épocas cada vez mais antigas. Essas observações mostram que a atividade de formação estelar aumentou durante os primeiros bilhões de anos da história cósmica até atingir um máximo aproximadamente 10 bilhões de anos atrás, em torno de um desvio para o vermelho z ≈ 2.
Essa época é frequentemente chamada de meio-dia cósmico.
Desde então, a taxa média com que o Universo transforma gás em novas estrelas vem diminuindo.
O novo estudo não acompanha toda essa história. A análise cobre o intervalo de desvio para o vermelho entre z = 0 e z = 0,41, correspondente aproximadamente aos últimos 4,5 bilhões de anos.
É, portanto, uma investigação da fase relativamente recente desse longo declínio.
E mesmo dentro desse intervalo mais curto, a diferença é grande: 4,5 bilhões de anos atrás, a densidade da taxa de formação estelar era aproximadamente 2,46 vezes maior que a atual.
A pergunta é por que isso aconteceu.
Quase todas as estrelas nascem dentro de regiões densas e frias de nuvens moleculares. Nessas regiões, o hidrogênio existe principalmente na forma molecular, H₂.
Mas existe uma cadeia de processos antes que esse gás chegue às condições necessárias para formar uma estrela.
As galáxias recebem matéria do ambiente que as cerca. Parte desse material entra em seus reservatórios gasosos e pode esfriar, aumentar sua densidade e passar por diferentes fases.
O hidrogênio atômico neutro, H I, ocupa uma posição fundamental nessa história. Ele funciona como um grande reservatório intermediário entre o gás disponível nas galáxias e o hidrogênio molecular existente nas regiões onde a formação estelar acontece.
Por isso, seria razoável imaginar que o declínio da formação estelar fosse acompanhado por uma redução igualmente forte na quantidade de H I.
Se as galáxias estivessem simplesmente consumindo seu combustível ao longo do tempo sem conseguir repô-lo, os dois deveriam apresentar uma evolução aproximadamente relacionada.
Mas não foi isso que os pesquisadores encontraram.
O hidrogênio atômico neutro possui uma característica particularmente útil para os radioastrônomos: ele emite radiação em um comprimento de onda de aproximadamente 21 centímetros.
Essa emissão permite mapear enormes reservatórios de hidrogênio que seriam muito difíceis de observar por outros métodos.
O problema é que a emissão de 21 centímetros proveniente de galáxias distantes é extremamente fraca.
Mesmo um radiotelescópio muito sensível pode não conseguir detectar individualmente o H I de uma grande quantidade dessas galáxias.
Para superar essa dificuldade, os pesquisadores combinaram dois projetos com características complementares.
O primeiro foi o FAST, Radiotelescópio Esférico de Abertura de Quinhentos Metros, instalado na China e atualmente o maior radiotelescópio de prato único em operação.
Sua enorme área coletora permite detectar sinais de rádio extremamente fracos.
O segundo foi o DESI, instalado no telescópio Nicholas U. Mayall, no Arizona. O DESI obtém espectros ópticos de milhões de objetos e fornece medidas precisas de seus desvios para o vermelho.
Essas informações permitem saber onde cada galáxia está localizada ao longo da linha de visada e, consequentemente, em qual frequência o sinal de 21 centímetros deveria aparecer depois de ser deslocado pela expansão do Universo.
A equipe cruzou as observações dos dois levantamentos e trabalhou com aproximadamente 2,5 milhões de galáxias distribuídas por cerca de 12 mil graus quadrados do céu.
Isso corresponde a quase 30% de toda a esfera celeste.
Mesmo com o FAST, muitas dessas galáxias são distantes demais para que seu hidrogênio seja medido individualmente com boa precisão.
Os pesquisadores recorreram então a uma técnica chamada empilhamento espectral.
Em vez de tentar detectar cada galáxia separadamente, eles utilizaram os desvios para o vermelho fornecidos pelo DESI para alinhar os espectros de H I de um grande número de galáxias.
Quando esses sinais são combinados, o ruído tende a se compensar, enquanto a emissão de 21 centímetros, alinhada na posição correta, vai sendo reforçada.
É semelhante a tentar identificar um sussurro quase imperceptível em milhares de gravações diferentes. Se sabemos exatamente em qual momento o mesmo som deveria aparecer em cada gravação e alinhamos todas elas, o sinal comum começa a emergir do ruído.
A enorme amostra permitiu aos pesquisadores determinar estatisticamente a quantidade média de H I em diferentes populações de galáxias e em diferentes épocas cósmicas.
Foi assim que conseguiram reconstruir a evolução da densidade cósmica de hidrogênio atômico neutro durante os últimos 4,5 bilhões de anos com uma precisão difícil de alcançar anteriormente.
O resultado mostrou que a quantidade de H I realmente diminuiu com o tempo, mas muito menos do que a formação estelar.
Considerando diretamente as medições, a densidade cósmica de hidrogênio atômico caiu por um fator de:
1,35 ± 0,10.
Enquanto isso, a densidade da taxa cósmica de formação estelar caiu por um fator de:
2,46.
Mas a equipe também investigou diferentes fontes de incerteza sistemática.
Um dos desafios desse tipo de levantamento é a chamada confusão de fontes. O feixe do radiotelescópio pode incluir emissão de mais de uma galáxia, especialmente em determinadas distâncias, alterando a quantidade de H I atribuída à população estudada.
Os pesquisadores construíram modelos para estimar esses e outros efeitos.
Depois de aplicar uma correção sistemática conservadora, a evolução inferida da densidade de H I nos últimos 4,5 bilhões de anos caiu para apenas:
1,12 ± 0,10.
Portanto, dependendo de como esses efeitos sistemáticos são tratados, o reservatório cósmico de hidrogênio atômico pode ter diminuído apenas modestamente enquanto a formação estelar caiu para menos da metade do nível existente no início do intervalo analisado.
A equipe verificou também se o efeito poderia estar sendo produzido apenas por mudanças na população geral de galáxias.
Talvez o Universo atual simplesmente tivesse uma proporção diferente de galáxias massivas e pequenas, fazendo com que a densidade total de H I parecesse relativamente constante.
Os pesquisadores analisaram então a fração média de hidrogênio atômico em galáxias de massas estelares semelhantes em diferentes épocas.
Mesmo mantendo a massa estelar fixa, a fração média de H I apresentou uma evolução inferior a aproximadamente 0,2 dex.
Isso indica que a evolução fraca do hidrogênio atômico não aparece apenas quando todas as galáxias são somadas.
Ela está presente de maneira ampla na população estudada.
A conclusão é importante: o rápido consumo do reservatório de H I das galáxias não pode ser o principal responsável pela forte queda da formação estelar no Universo recente.
Mas isso cria outra pergunta.
Se ainda existe bastante hidrogênio atômico, por que ele não está produzindo estrelas como antes?
A resposta pode estar na diferença entre possuir matéria-prima e conseguir colocá-la nas condições necessárias para formar estrelas.
O H I não é o combustível imediatamente utilizado dentro das regiões de formação estelar.
Para que o processo avance, parte desse hidrogênio precisa chegar a regiões suficientemente frias e densas, onde pode ocorrer a transição para a fase molecular.
E quando os astrônomos observam a evolução do gás molecular, encontram uma história diferente.
A densidade cósmica do gás molecular apresenta uma evolução muito mais próxima daquela observada na formação estelar.
Isso desloca a investigação para o caminho que leva o gás desde o ambiente cósmico até as nuvens moleculares.
Uma possibilidade é que as galáxias estejam recebendo menos gás novo da teia cósmica à medida que o Universo envelhece. Outra é que o gás existente esteja encontrando maior dificuldade para esfriar, aumentar sua densidade e passar da fase atômica para a molecular.
Processos de retroalimentação também podem interferir. Supernovas, ventos estelares e a atividade de buracos negros supermassivos conseguem aquecer, deslocar ou expulsar gás, alterando as condições necessárias para a formação de novas estrelas.
O ambiente das galáxias também importa. Interações gravitacionais, pressão do meio existente em grupos e aglomerados e mudanças na estrutura das próprias galáxias podem regular a capacidade de transformar seus reservatórios gasosos em nuvens moleculares.
O novo estudo não identifica qual desses mecanismos domina.
O que ele faz é estabelecer uma restrição observacional importante: qualquer modelo que tente explicar o declínio recente da formação estelar precisa reproduzir simultaneamente uma grande queda na formação de estrelas e uma evolução muito mais fraca do reservatório de H I.
Essa descoberta chama atenção para o chamado ciclo bariônico das galáxias.
A matéria comum do Universo não permanece parada dentro delas. Gás pode ser atraído do meio intergaláctico, entrar no halo de uma galáxia, esfriar e alcançar seu disco. Parte pode se tornar molecular e formar estrelas.
As próprias estrelas devolvem material ao ambiente por meio de ventos e explosões de supernovas. Buracos negros supermassivos ativos também podem liberar enormes quantidades de energia e movimentar o gás.
Parte desse material pode permanecer no halo, parte pode voltar para o disco e parte pode ser expulsa para regiões ainda mais distantes.
A formação estelar depende, portanto, de um equilíbrio entre entrada, resfriamento, transformação, consumo, aquecimento, expulsão e reciclagem de gás.
O resultado do FAST e do DESI mostra que observar apenas a quantidade total de hidrogênio atômico não é suficiente para determinar quantas estrelas uma galáxia conseguirá produzir.
O Universo ainda possui uma quantidade considerável desse reservatório.
O que mudou drasticamente foi a eficiência com que toda a cadeia termina na formação de novas estrelas.
Existe uma limitação importante.
O estudo mediu diretamente a evolução do hidrogênio atômico neutro, não do hidrogênio molecular.
O H₂ é difícil de observar diretamente porque, nas condições frias das nuvens moleculares, suas emissões são fracas. Os astrônomos normalmente utilizam outras moléculas, especialmente o monóxido de carbono, como traçadores indiretos da quantidade de gás molecular.
Estudos anteriores indicam que a densidade cósmica de gás molecular evoluiu muito mais intensamente do que a densidade de H I e acompanha de maneira mais próxima a história da formação estelar.
Essa diferença fornece uma pista importante.
O problema talvez não seja simplesmente a quantidade de hidrogênio disponível, mas a capacidade de fazer esse material percorrer as etapas necessárias até alcançar a fase molecular, fria e densa.
Mas é importante manter a distinção: o novo estudo não observou diretamente uma redução na eficiência da conversão de H I em H₂ e não demonstrou que esse processo sozinho explica o declínio da formação estelar.
Ele mostra que essa conversão, juntamente com o suprimento de gás e outros mecanismos reguladores, precisa ocupar um papel central nas próximas investigações.
O intervalo analisado também representa apenas uma parte da história.
As medições principais cobrem os últimos 4,5 bilhões de anos, até z = 0,41.
Isso é suficiente para investigar detalhadamente a fase tardia do declínio da formação estelar, mas não alcança o meio-dia cósmico, quando o Universo produzia estrelas em seu ritmo máximo.
Para reconstruir toda a história, será necessário medir o hidrogênio atômico em épocas ainda mais antigas e comparar diretamente sua evolução com a do gás molecular, da formação estelar e da entrada e saída de matéria das galáxias.
Levantamentos de rádio mais profundos e futuras instalações capazes de detectar a emissão de 21 centímetros em distâncias maiores poderão estender essas medições para períodos anteriores.
Ao mesmo tempo, observações em outros comprimentos de onda ajudarão a acompanhar as diferentes fases do gás.
O objetivo será reconstruir não apenas quanto combustível existia, mas como ele circulava pelas galáxias e em que momento deixava de alcançar as condições necessárias para produzir estrelas.
Durante bilhões de anos, a atividade de formação estelar do Universo vem diminuindo. É tentador imaginar essa evolução como um tanque de combustível que está lentamente se esvaziando.
As novas medições mostram que essa analogia é incompleta.
Nos últimos 4,5 bilhões de anos, a formação estelar caiu drasticamente, mas o grande reservatório de hidrogênio atômico das galáxias mudou muito menos.
O combustível básico ainda está presente.
A questão parece estar em como esse material é abastecido, transformado e regulado até chegar à fase molecular necessária para formar novas estrelas.
Isso muda a pergunta.
Em vez de perguntar apenas para onde foi o gás, os astrônomos precisam descobrir por que tanto do gás que ainda existe deixou de terminar em novas estrelas.
E a resposta pode estar no complexo ciclo que conecta a teia cósmica, os halos das galáxias, o hidrogênio atômico, as nuvens moleculares e, finalmente, o nascimento das estrelas.
Sobre a Imagem: A nuvem molecular fria Barnard 68 é um bom exemplo de local onde se origina o material para a formação de estrelas. Um estudo recente mostra que essas nuvens não estão sendo substituídas tão rapidamente quanto antes e que a formação de estrelas está diminuindo ao longo dos últimos 4,5 bilhões de anos.
Créditos da Imagem: ESO/VLT/FORS1.
Artigo: https://english.cas.cn/newsroom/research-news/202609/t20260901_1189544.shtml