As estrelas, tais como o nosso Sol, nem sempre existiram. Elas nascem e morrem ao longo de milhões ou mesmo bilhões de anos. Formam-se quando regiões de poeira e gás em uma galáxia se condensam devido à gravidade. Sem poeira nem gás, não há estrelas.

Os poeirentos berçários de estrelas

Uma galáxia contém não apenas bilhões de estrelas, mas também grandes quantidades de gás e poeira. Essas regiões de gás e poeira na galáxia ficam no espaço entre as estrelas. Se a galáxia fosse uma rua, as estrelas seriam as casas e as regiões de gás e poeira seriam os jardins entre elas. O espaço entre as estrelas, numa galáxia, se chama meio interestelar porque é o meio, ou substância, que constitui o espaço entre os objetos estelares.

O colapso da nuvem molecular

Uma nuvem molecular é algo muito frio; está apenas uns poucos graus acima do zero absoluto, que é a temperatura mais baixa possível (também chamada 0K). Mas, quando gás e poeira começam a colapsar (condensar-se) numa região dentro da nuvem molecular, ela começa a adquirir calor. Isso é consequência de uma lei da Física segundo a qual quando a matéria é comprimida, sua densidade aumenta e ela começa a esquentar. A borda externa de uma região onde está ocorrendo um colapso terá uma temperatura de cerca de 10K, ao passo que a parte interna se aquecerá aos poucos, chegando a 300K, o que é mais ou menos nossa temperatura ambiente (cerca de 27ºC).

Quando a região em colapso atinge um tamanho de perto de 10.000 UA, passa a ser conhecida como núcleo pré-estelar (Figura 1B) e torna-se oficialmente uma estrela em processo de formação. “Estelar” se refere a “estrela”, portanto “pré-estelar” significa “antes de se tornar estrela”. A palavra “núcleo” alude ao gás e à poeira, que são agora tão densos que esse termo é mais preciso que “região” ou “nuvem”. O núcleo pré-estelar se tornará mais tarde o centro da estrela.

Pelos 50.000 anos seguintes, aproximadamente, o núcleo pré-estelar se contrai. Isso pode parecer muito tempo, mas na escala astronômica é considerado um processo rápido se comparado, por exemplo, com a idade do Universo, que é de quase 14 bilhões de anos. O núcleo se contrai até mais ou menos 1.000 UA (Figura 1C). Ainda é composto de gás e poeira e isso significa que a densidade dessa matéria aumenta na medida em que o diâmetro diminui para 1/10 do tamanho original da região colapsante.

Depois de 50.000 anos, o sistema terá formado um disco em volta do centro e o material em excesso terá sido ejetado dos polos da estrela. Os polos de uma estrela são como os da Terra, isto é, constituem o eixo em torno do qual a estrela gira. Na Figura 1C, vemos duas estruturas em forma de fonte, de onde o material excessivo é ejetado. Essas estruturas recebem o nome de jatos e obedecem às leis da Física. O movimento aleatório do gás e da poeira, descrito acima, combinado com a contração do sistema enquanto o núcleo pré-estelar vai se formando, faz com que o sistema todo comece a girar.

Devido a esse processo, surge um disco achatado em volta do núcleo pré-estelar. Isso lembra o modo como o vestido de uma patinadora no gelo forma um disco achatado quando ela gira; se ela não gira, o vestido não forma um disco, apenas pende de seus quadris. Os jatos, nos polos, ocorrem para manter o sistema em equilíbrio. O sistema é então chamado de protoestrela, ou seja, ele está na primeira fase do processo de se tornar uma estrela de verdade.

De núcleo pré-estelar a estrela

O disco é crucial para que a protoestrela se transforme em uma estrela de tamanho adequado. Ele se compõe principalmente de gás, que gira juntamente com o disco e aos poucos se aproxima da superfície da protoestrela. Quando o disco está suficientemente próximo da estrela, é atraído pela superfície dela devido à gravidade – e a estrela aumenta de tamanho. A esse processo de crescimento dá-se o nome de acreção (acúmulo), pois a estrela acumula matéria oriunda do disco.

Pelos próximos 1.000 anos, essa matéria é absorvida pela estrela ou expelida do disco (Figura 1D). Agora, a estrela já tem tamanho e densidade suficientes para que a região central inicie uma reação nuclear, o que faz a estrela brilhar como o Sol. A essa altura, a estrela passa a ser chamada de uma variável T-tauri, e pela primeira vez pode ser observada visualmente.

Por fim, a estrela cessa de acumular matéria tirada do disco; mas a matéria que permaneceu ao seu redor ainda tem forma de disco (Figura 1E). O disco já não exerce a função de abastecer a estrela com matéria para fazê-la crescer: agora, não passa de um plano circular móvel de material que, aos poucos, irá se adensar e orbitar a estrela. Esses pequenos agregados, feitos do que restou da criação da estrela, formarão novos planetas. Isso quer dizer que os planetas de nosso sistema solar são feitos de restos do material que criou o Sol! Assim se explica que os planetas do sistema solar estejam no mesmo plano!

O sistema solar (Figura 1F) entra em sua fase final quando o disco se esgota completamente e todos os planetas aparecem. Pelos próximos 10 bilhões de anos, a estrela queimará combustível nuclear em seu centro e emitirá energia como a radiação que chamamos luz solar.

Observando nuvens moleculares

As nuvens moleculares que abrigam e moldam estrelas recém-nascidas são áreas escuras no céu noturno. Não é possível, ao olho humano, ver uma nuvem molecular – nem mesmo com um telescópio. E o motivo é que partículas de poeira estão espalhadas por toda a nuvem e absorvem a luz das estrelas à sua volta. Isso impede que a luz das estrelas viaje pelo espaço e chegue até nós na Terra: eis a razão pela qual uma nuvem molecular parece uma área escura no céu. Felizmente para os astrônomos, a nuvem molecular é permeável às ondas de rádio. Estas, portanto, não são absorvidas pelas partículas de poeira da nuvem e podem percorrer livremente seu trajeto até a Terra. Ondas de rádio não são visíveis, mas, com o uso de grandes radiotelescópios, é possível captar sinais dessas nuvens moleculares, que de outra forma não seriam percebidas.

As ondas de rádio transportam informação sobre os conteúdos da nuvem molecular escura. Quando uma estrela está nascendo, a nuvem emite ondas de rádio diferentes das que emitiria caso não abrigasse nenhuma estrela em formação. O uso de ondas de rádio permite aos astrônomos verem quando uma estrela nasce, mesmo que a nuvem molecular seja escura. Contudo, embora já saibamos muita coisa sobre a formação de estrelas como o Sol, resta um grande mistério a ser resolvido.

Conclusão

O grande mistério surge quando estrelas muito grandes se formam. Os astrônomos sabem que estrelas com até seis vezes a massa do Sol nascem do modo que foi descrito neste artigo. Estrelas com massas maiores exigem um processo diferente, porque a pressão de sua radiação empurraria o disco para longe e as impediria de atingir mais que seis vezes o tamanho de nosso Sol.

Os astrônomos já viram essas estrelas enormes, sabem que elas existem e que devem ter se formado de alguma maneira. Mas o modo como isso aconteceu é ainda um mistério.

Glossário

Meio interestelar (MI): Todo o espaço dentro das galáxias onde não há estrelas, apenas muito gás e poeira.

Nuvem molecular: Nuvem grande cheia de gás e poeira. As nuvens moleculares são encontradas no meio interestelar.

UA: Unidade Astronômica, correspondente à distância da Terra ao Sol.

Zero absoluto: A temperatura mais baixa possível, também chamada 0K.

Acreção: Processo pelo qual um objeto acumula massa tirada de outro.

Citação

Christensen, M. (2019). “How do stars form?” Front. Young Minds. 7:92. DOI: 10.3389/frym.2019.00092.

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