As estrelas nascem em nuvens moleculares (1), extensos complexos de gás e poeiras extremamente densos, com estrutura grumosa e com dimensões da ordem de dezenas a centenas de parsecs (2). É em núcleos de elevada densidade (os "grumos") nestes complexos que se encontram as jovens estrelas em formação, rodeadas de enormes casulos de gás e poeiras que obscurecem por completo a estrela nascente, tornando impossível a observação directa do processo de formação de uma estrela. O estudo da formação estelar baseia-se, assim, em observações indirectas e num número de hipóteses teóricas, quer no que diz respeito à produção de modelos teóricos, quer mesmo frequentemente na interpretação de observações.
De acordo com o cenário geralmente aceite para o processo de formação estelar, uma estrela forma-se quando, numa nuvem molecular, um núcleo denso em rotação colapsa num processo que se inicia no centro do núcleo e se vai propagando para o exterior. Progressivamente, vai-se formando no centro um sistema de uma estrela circundada por um disco de material, à medida que gás e poeira do envelope circundante se vão juntando ao sistema central como resultado da propagação do colapso. Durante a fase inicial do colapso, estes sistemas estreladiscoenvelope são designados proto-estrelas. Como a jovem estrela ainda não iniciou as reacções de fusão nuclear, a maior parte da luminosidade destes objectos provém da libertação de energia no choque de acreção do material que colapsa sobre o disco e estrela. O envelope circundante é opticamente opaco: absorve toda a radiação proveniente da estrela e do disco (a comprimentos de onda no vísivel e ultravioleta), reprocessando-a e re-emitindo a energia a comprimentos de onda mais longos. De facto, durante os primeiros cerca de cem mil anos, as proto-estrelas são detectáveis apenas a comprimentos de onda nos regimes infravermelho e submilimétrico.
À medida que o colapso progride, o sistema estreladisco desenvolve poderosos ventos que dissipam o envelope circundante, abrindo linhas de visão directas para o sistema central e tornando assim possível a observação directa da jovem estrela. Aos poucos, o disco vai-se também dissipando, enquanto a estrela se aproxima da Sequência Principal (ver Apêndice). Nesta fase de pré-Sequência Principal, entre os e anos, aproximadamente, os objectos são conhecidos como estrelas T-Tauri.
Durante a fase proto-estelar, como é impossível olhar directamente para a estrela e disco para se saber como é que o nascimento da estrela se processa, é muito importante determinar a estrutura e composição do envelope circundante que obscura por completo a estrela central. O envelope actua como um filtro: se se conhecer as propriedades desse filtro, é possível determinar as características do objecto central.
São pequenos grãos de poeira, com dimensões tipicamente da ordem de um décimo de mícron (3), que são responsáveis pela elevada obscuração observada na direcção das proto-estrelas. Para além das suas reduzidas dimensões, o que é mais extraordinário é que estes grãos de poeira representam apenas 1 a 2% em massa do material interestelar (estando o restante na forma gasosa). De facto, as nuvens moleculares (também conhecidas como nuvens escuras por se identificarem facilmente a olho nú como zonas escuras na Via Láctea) devem a sua escuridão aos grãos de poeira, que absorvem por completo a radiação visível e ultravioleta quer das jovens estrelas que se estão a formar dentro das nuvens, quer de qualquer fonte de radiação que se encontre por trás das nuvens (ver Fig. 1). As poeiras funcionam como densas cortinas de fumo.
Nos últimos quinze anos, o estudo da composição e evolução das poeiras interestelares tem sido o objectivo de intenso trabalho observacional, laboratorial e teórico. Apesar de tudo, a composição, estrutura e dimensão dos grãos de poeira ainda são motivos de intenso debate. O consenso geral é que os grãos de poeira no meio interestelar têm um núcleo refractário (isto é, não volátil), constituído essencialmente por silicatos e material carbonáceo,
Fig. 1: Imagem da nebulosa (4) Trífida no visível (à esquerda) e no infravermelho (à direita). As faixas escuras na imagem no visível devem-se a nuvens de poeira, e correspondem às zonas mais brilhantes na imagem no infravermelho. A nebulosa Trífida situa-se na constelação do Sagitário, e deve o seu nome às três faixas escuras que a atravessam. (Créditos: IAC, Observatorio del Teide, Tenerife (imagem no visível), e ESA/ISO, ISOCAM e J. Cernicharo et al. (imagem no infravermelho).)
de estrutura amorfa (não cristalina) mas cuja composição exacta ainda não foi identificada. Do ponto de vista da estrutura dos grãos, os estudos mais recentes apontam para grãos altamente porosos; no entanto, a forma ou formas dos grãos ainda se encontra por identificar. Quanto às dimensões, embora de forma geral haja acordo que os grãos têm tamanhos da ordem das centésimas a décimas de mícron, há debate quanto à distribuição de dimensões, especialmente porque regiões do meio interestelar com características diferentes podem ter populaçõesde poeiras diferentes.
Apesar de todas estas incertezas, o ponto central de acordo entre todos os astrónomos observadores e teóricos que estudam poeira interestelar é que, no interior das nuvens moleculares, os grãos de poeira adquirem uma cobertura de gelo que se forma ou deposita por cima do núcleo refractário. A composição dessas coberturas geladas, autênticos "cocktails" de moléculas no estado sólido, assim como o que se pode aprender das suas características, é presentemente alvo de estudo por diversos grupos e laboratórios na Europa e E.U.A..
Apêndice: O diagrama Hertzsprung-Russell O diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R) é o diagrama mais conhecido e talvez o mais importante em Astronomia. Criado independentemente pelos astrónomos E. Hertzsprung em 1911 e H.N. Russell em 1913, o diagrama H-R mostra que, se construirmos um gráfico da energia irradiada por uma estrela por unidade de tempo (a luminosidade) em função da temperatura à sua superfície (a temperatura efectiva), as estrelas não se distribuem ao acaso pelo diagrama (Fig. 2). De facto, a maioria das estrelas situa-se numa faixa estreita na diagonal: a Sequência Principal (S.P.).
Fig. 2: Diagrama Hertzsprung-Russell das estrelas mais brilhantes numa vizinhança de 30 parsec do Sol. O Sol encontra-se representado pela pequena circunfrência indicada na figura. Por motivos históricos, é habitual representar o eixo da temperatura a crescer da direita para a esquerda. A luminosidade é representada em unidades da luminosidade do Sol (LS) e a temperatura em graus Kelvin (C = 273 K). As luminosidades e temperaturas das estrelas no diagrama foram deduzidas de dados recolhidos do arquivo do satélite HIPPARCOS.
Todas as estrelas passam a maior parte da sua vida na Sequência Principal, a queimar combustível: hidrogénio. Inicialmente, uma estrela em formação surge no diagrama H-R um pouco acima da S.P.. À medida que se aproxima da S.P., durante uns breves (um a dez) milhões de anos, a jovem estrela percorre um trajecto quase na vertical no diagrama até chegar à S.P., onde fica durante toda a sua vida "adulta" a produzir energia. Quando a estrela envelhece e o hidrogénio se esgota, afasta-se da S.P. percorrendo curvas extravagantes no diagrama, que a levam primeiro ao canto superior direito (a fase gigante) e finalmente ao canto inferior esquerdo (as anãs brancas). Este trajecto é também muito rápido: dura apenas umas centenas de milhar de anos.
Doutora Teresa C. Teixeira
Inst. de Física e Astronomia, Univ. Arhus, Dinamarca
(2)1 parsec = 3 x 1018 cm = 3.3 anos-luz
(3)1 mícron = 1 milésima de milímetro
(4) Uma nebulosa é uma nuvem brilhante de gás e poeiras em torno de uma estrela. Em nuvens moleculares, as nebulosas são muitas vezes azuladas devido à reflexão da radiação da estrela que as ilumina, ou avermelhadas devido à emissãode radiação pelo gás activada pela intensa radiação da estrela iluminante. Encontram-se também nebulosas em torno de estrelas velhas de massa elevada que estão a perder massa (nebulosas planetárias) e em torno de estrelas que explodiram como supernovas. Estes dois últimos tipos de nebulosas emitem também radiação, mas por mecanismos diferentes das nebulosas em redor de estrelas em formação.