Como a luz ultravioleta das primeiras estrelas e galáxias ionizou novamente o hidrogénio, tornando o Universo transparente
Na história cósmica, a reionização marca o fim da Idade das Trevas – o período após a recombinação, quando o Universo estava preenchido por átomos neutros de hidrogénio e ainda não existiam fontes brilhantes (estrelas, galáxias). Quando as primeiras estrelas, galáxias e quasares começaram a brilhar, os seus fotões de alta energia (principalmente ultravioleta) ionizaram a nuvem de gás de hidrogénio circundante, transformando o meio intergaláctico neutro (IGM) numa plasma fortemente ionizada. Este fenómeno, chamado reionização cósmica, alterou significativamente a transparência do Universo em grande escala e preparou o cenário para o Universo luminoso que conhecemos.
Neste artigo discutiremos:
- O Universo neutro após a recombinação
- A primeira luz: estrelas da População III, galáxias primitivas e quasares
- O processo de ionização e a formação de bolhas
- A evolução temporal e as evidências observacionais
- Questões em aberto e pesquisas atuais
- A importância da reionização na cosmologia moderna
2. Universo Neutro após a recombinação
2.1 Idade das Trevas
Cerca de 380 000 anos após o Big Bang (quando ocorreu a recombinação) até à formação das primeiras fontes de luz (cerca de 100–200 milhões de anos depois), o Universo foi em grande parte neutro, composto por hidrogénio e hélio remanescentes da nucleossíntese do Big Bang. Este período é chamado de Idade das Trevas, pois, sem estrelas ou galáxias, não havia fontes significativas de luz, exceto o arrefecimento do fundo cósmico de micro-ondas (FCM).
2.2 Predominância do hidrogénio neutro
Durante a Época das Trevas, o meio intergaláctico (IGM) era quase exclusivamente hidrogénio neutro (H I), que absorve eficazmente fotões ultravioleta. Quando a matéria começou a acumular-se em halos de matéria escura e as nuvens de gás primordiais colapsaram, formaram-se as primeiras estrelas da população III. Os intensos fluxos de radiação destas estrelas alteraram significativamente o estado do IGM.
3. A primeira luz: estrelas da população III, galáxias primordiais e quasares
3.1 Estrelas da população III
Prevê-se teoricamente que as primeiras estrelas – estrelas da população III – não tinham metais (eram compostas quase exclusivamente por hidrogénio e hélio) e provavelmente eram muito massivas, talvez com dezenas ou centenas de massas solares. Elas marcaram o fim da Época das Trevas, frequentemente chamada de Aurora Cósmica. Estas estrelas emitiram intensa radiação ultravioleta (UV), capaz de ionizar o hidrogénio.
3.2 Galáxias primordiais
Com a formação hierárquica das estruturas, pequenos halos de matéria escura juntaram-se, formando halos maiores, a partir dos quais se formaram as primeiras galáxias. Nelas formaram-se estrelas da população II, que aumentaram ainda mais o fluxo de fotões UV. Com o tempo, estas galáxias – não apenas estrelas da população III – tornaram-se a principal fonte de radiação ionizante.
3.3 Quasares e AGN
Quasares de alto desvio para o vermelho quasares (núcleos galácticos ativos alimentados por buracos negros supermassivos) também contribuíram para a reionização, especialmente do hélio (He II). Embora o seu impacto na reionização do hidrogénio ainda seja debatido, acredita-se que a importância dos quasares tenha aumentado especialmente em períodos posteriores, por exemplo, na reionização do hélio em z ~ 3.
4. O processo de ionização e as bolhas
4.1 Bolhas locais de ionização
Cada nova estrela ou galáxia começou a emitir fotões de alta energia, que se propagavam para o exterior, ionizando o hidrogénio circundante. Assim formavam-se bolhas isoladas (ou regiões H II) de hidrogénio ionizado em redor das fontes. Inicialmente, estas bolhas eram solitárias e bastante pequenas.
4.2 Interação entre bolhas
À medida que o número de novas fontes e o seu brilho aumentavam, estas bolhas ionizadas expandiam-se e fundiam-se. O IGM, antes neutro, transformou-se principalmente numa mistura de regiões neutras e ionizadas. Quando a época da reionização se aproximava do fim, as regiões H II fundiram-se e a maior parte do hidrogénio do Universo permaneceu ionizada (H II), e não neutra (H I).
4.3 Escala temporal da reionização
Considera-se que a reionização durou várias centenas de milhões de anos, abrangendo deslocamentos para o vermelho desde aproximadamente z ~ 10 até z ~ 6. Embora as datas exatas ainda sejam objeto de investigação, por volta de z ≈ 5–6 a maior parte do IGM já estava ionizada.
5. Evolução temporal e evidências observacionais
5.1 Efeito Gunn–Peterson
Um indicador importante da reionização é o chamado teste de Gunn–Peterson, que analisa os espectros de quasares distantes. O hidrogénio neutro no IGM absorve bem os fotões em certos comprimentos de onda (especialmente na linha Lyman-α), criando uma região de absorção no espectro do quasar. Observações mostram que para z > 6 este efeito Gunn–Peterson torna-se forte, indicando uma fração muito maior de hidrogénio neutro e sublinhando o fim da reionização [1].
5.2 Fundo Cósmico de Micro-ondas (CMF) e polarização
As medições do CMF também permitem obter pistas. Os eletrões livres do meio reionizado dispersam os fotões do CMF, deixando um rasto de polarização em grandes escalas angulares. Dados do WMAP e do Planck limitam o tempo médio e a duração da reionização [2]. Medindo a espessura ótica τ (probabilidade de dispersão), os cosmólogos podem determinar quando a maior parte do hidrogénio do Universo se tornou ionizada.
5.3 Emissores Lyman-α
As observações de galáxias que emitem uma forte linha Lyman-α (chamadas de emissores Lyman-α) também fornecem informações sobre a reionização. O hidrogénio neutro absorve facilmente os fotões Lyman-α, por isso a deteção destas galáxias em altos desvio para o vermelho indica quão transparente era o IGM.
6. Questões em aberto e pesquisas atuais
6.1 Proporção da contribuição das diferentes fontes
Uma das questões fundamentais é a proporção da contribuição dos diferentes fontes ionizantes. Embora seja claro que as galáxias mais antigas (devido às estrelas massivas formadas nelas) foram importantes, quanto as estrelas da população III, as galáxias com estrelas normais e os quasares contribuíram para a reionização ainda é objeto de debate.
6.2 Galáxias ténues
Dados recentes sugerem que uma parte significativa dos fotões ionizantes pode ter sido fornecida por galáxias fracas e pouco observadas, difíceis de detectar. O seu papel pode ter sido crucial para terminar a reionização.
6.3 Cosmologia a 21 cm
As observações da linha de hidrogénio a 21 cm abrem a possibilidade de investigar diretamente a época da reionização. Experimentos como LOFAR, MWA, HERA e o futuro Square Kilometre Array (SKA) procuram mapear a distribuição do hidrogénio neutro, mostrando como as bolhas ionizadas mudaram durante a reionização [3].
7. A importância da reionização na cosmologia moderna
7.1 Formação e evolução das galáxias
A reionização funcionou como a matéria pode contrair-se em estruturas. Quando o IGM se tornou ionizado, a temperatura mais elevada dificultou o colapso do gás em halos pequenos. Por isso, para compreender o desenvolvimento hierárquico das galáxias, é necessário avaliar o impacto da reionização.
7.2 Feedback
A reionização não é unidirecional: a ionização e o aquecimento do gás inibem a formação posterior de estrelas. Um meio mais quente e ionizado colapsa menos eficazmente, pelo que o feedback da fotoionização pode suprimir a formação estelar nos halos mais pequenos.
7.3 Verificação de modelos de astrofísica e física de partículas
Ao comparar os dados da reionização com modelos teóricos, os cientistas podem testar:
- As propriedades das primeiras estrelas (população III) e das galáxias primitivas.
- O papel da matéria escura e a sua estrutura em pequena escala.
- A precisão dos modelos cosmológicos (ex.: ΛCDM), possíveis ajustes ou teorias alternativas.
8. Conclusão
A reionização complementa a história do Universo – desde um estado inicial neutro e escuro até um meio intergaláctico ionizado e cheio de luz. Este processo foi impulsionado pelas primeiras estrelas e galáxias, cuja luz ultravioleta gradualmente ionizou o hidrogénio por todo o cosmos (entre z ≈ 10 e z ≈ 6). Dados observacionais – desde espectros de quasares, linhas Lyman-α, polarização do CMB até as mais recentes observações da linha dos 21 cm – estão a reconstruir esta época com precisão crescente.
No entanto, permanecem muitas questões fundamentais: Quais foram as principais fontes da reionização? Qual foi a evolução e estrutura exata das regiões ionizadas? Como a reionização afetou a formação posterior das galáxias? Novas e futuras investigações prometem oferecer uma compreensão mais profunda, destacando como a astrofísica e a cosmologia se entrelaçaram para criar uma das maiores transformações do Universo primordial.
Ligações e leitura adicional
- Gunn, J. E., & Peterson, B. A. (1965). “Sobre a Densidade de Hidrogénio Neutro no Espaço Intergaláctico.” The Astrophysical Journal, 142, 1633–1641.
- Planck Collaboration. (2016). “Resultados Intermédios do Planck 2016. XLVII. Restrições do Planck sobre a História da Reionização.” Astronomy & Astrophysics, 596, A108.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmologia em Baixas Frequências: A Transição dos 21 cm e o Universo de Alto Desvio para o Vermelho.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “No Princípio: As Primeiras Fontes de Luz e a Reionização do Universo.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Fan, X., Carilli, C. L., & Keating, B. (2006). “Restrições Observacionais sobre a Reionização Cósmica.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
Baseando-se nestas observações importantes e modelos teóricos, consideramos a reionização como um evento singular, que pôs fim à Idade das Trevas e abriu caminho para impressionantes estruturas cósmicas visíveis no céu noturno, ao mesmo tempo que proporcionou uma oportunidade inestimável para explorar os primeiros momentos de luz do Universo.