Duas forças entram em jogo no mecanismo de formação das estrelas: a gravidade e a pressão. No nascimento duma estrela a gravidade vence a pressão. Se o núcleo da núvem é fria e densa o suficiente a força da gravidade supera a força oposta, da pressão do gás. A nuvem colapsa e torna-se mais quente e densa para depois desencadear a fusão nuclear. O calor da fusão aumenta a pressão do gás e estabiliza o colapso; há um equilíbrio dinâmico entre a gravidade e a pressão do gás.
Existem, contudo, quatro questões que este modelo necessita de responder:
1- De onde vêem as nuvens que formam as estrelas?
Estas núvens são conjuntos de material remanescente do Big Bang ou ejectados de outras estrelas? De onde vêm?
2- O que faz o núcleo da nuvem colapsar?
Como é que o equilíbrio de forças é rompido de forma da colapsar a núvem e formar as estrelas? O que provoca o colapso?
3- Como é que as estrelas embrionárias se afectam entre si?
A teoria padrão apenas trata de estrelas isoladas.
4- Como se formam as estrelas massivas?
Estrelas com mais de 20 massas solares apresentam uma luminosidade grande de mais, que destrói a nuvem e impede a sua própria formação. Além disso, estas estrelas iradiam ultravioletas ( UV) que produzem ruturas na nuvem.
As manchas escuras observadas na Via Láctea são núvens interestelares (podemos ver uma imagem do VLT, da NGC 6729, aqui). A poeira dessas núvem é tão densa que bloqueia a luz estelar, o que as torna escuras. Desta forma, um observador pode ver o início e o fim do processo de formação estelar mas não o meio já que a poeira oculta o nascimento das estrelas. A radiação, durante o nascimento, chaga na faixa do infravermelho (IV) longínquo e no submilimétrico.
Neste momento pensa-se que o nascimento faz parte do ciclo interestelar em que a poeira circula das núvens para as estrelas e vice-versa. A composição mássica desse meio interestelar é composto por, maioritariamente hidrogénio, um quarto de hélio e o restante por outros elementos. Parte é consumida pelas estrelas e outra parte é resultante das explosões estelares.
Ao início, o gás interestelar apresenta uma concentração de cerca de uma molécula por cm3. Esfria e condensa ao irradiar calor pela emissão no infravermelho longínquo – entre 10 e 1000 micrómetros – de, por exemplo, carbono ionizado (de 158 µm de comprimento de onda). Como a atmosfera baixa da Terra é opaca a esses comprimentos de onda são necessários observatórios espaciais (Herchel, Sofia). A densidade da núvem, ao esfriar, torna-se mil vezes mais elevada, o suficiente para bloquear a radiação UV. As observações na faixa de rádio mostram que essas núvens contêm moléculas de hidrogénio e moléculas orgânicas complexas!
Entretanto, o Midcourse Space Experiment e também o Infrared Space Observatory descobriram núvens com dez mil átomos/cm3 que até comprimentos de IV térmicos bloqueavam. Estas núvens supermassivas têm entre 100 a 100 mil massas solares (MS). Serão estas núvens o elo entre as núvens moleculares e as protoestrelas?
Uma pista que sugere a ligação é que as núvens são sistematicamente três vezes mais massivas que as estrelas. Ou seja, apenas um terço da massa da núvem forma a estrela. Os outros dois terços são perdidos no espaço de alguma forma.
Uma estrela massiva morrerá jovem, numa explosão catastrófica. Uma estrela pouco massiva viverá bastante mais e acabará duma forma mais suave.
Adaptado de Scientific American
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