Estas nuvens moleculares são, em grande parte, constituídas por moléculas de H formadas a partir da associação de dois átomos de hidrogénio. A formação destas nuvens não é fácil, uma vez que o processo de formação do H demora alguns milhões de anos. Isto porque é necessário que um terceiro corpo (geralmente grãos de poeiras misturados com o gás) distorça a barreira de potencial simétrica que impede que os dois átomos idênticos se juntem.
A formação de estrelas jovens ocorre em nuvens moleculares suficientemente densas e frias para permitir o colapso do material gasoso antes que qualquer interferência exterior possa interromper este movimento. Para formar uma estrela a partir de uma nuvem interestelar com uma densidade típica de 1000 moléculas por cada centímetro cúbico e uma dimensão de cerca de 5000 sistemas solares, há que aumentar a densidade em 21 ordens de grandeza, ou seja, cada centímetro cúbico passará a conter 1000000000000000000000000 moléculas. É também necessário comprimirquase toda a massa da nuvem num volume pequeno, de dimensão estelar. Inicialmente, a nuvem tem uma temperatura baixa de cerca de 30 K (-243C). A energia potencial gravitacional gerada durante o colapso é enorme e tem de ser libertada da nuvem através da radiação do gás, antes que o sobreaquecimento faça parar o colapso. Neste processo, a força de gravidade tem de superar a pressão térmica e a pressão magnética do gás. O conhecimento preciso de como isto é conseguido, constitui um dos maiores desafios da astronomia moderna. Nestes regimes de temperaturas tão baixas, o H não é um factor importante no arrefecimento do gás, uma vez que os seus níveis energéticos são fracamente excitados a temperaturas inferiores a 100 K. No entanto, o H desempenha um papel crucial na formação e evolução de novos elementos por reacções químicas que se desenrolam no gás, proporcionando a criação de outras moléculas e iões que são capazes de arrefecer o gás de modo muito mais eficiente, libertando assim a nuvem molecular da energia gerada pelo colapso gravitacional. Simultaneamente, a evolução química do meio faz com que o grau de ionização do gás não aumente de forma excessiva de tal modo que a compressão do campo magnético não possa parar o colapso.
Fig. Exemplo da interacção de um jacto de matéria expelido por estrelas em formação.A análise do espectro de riscas de emissão do H é um diagnóstico fundamental no estudo de qualquer fenómeno associado à formação activa de estrelas muito jovens. Estas regiões, com temperaturas elevadas (mais de 1000C), são de tal modo obscurecidas por poeiras e pela elevada concentração do gás (mais de 1 milhão de partículas por centímetro cúbico) que não são visíveis quando observadas por telescópios ópticos. Por isso, esta radiação tem de ser detectada por telescópios equipados com camâras especiais que detectam a radiação infravermelha produzida pelo H nestas regiões activas. A subsequente análise desta radiação em diferentes bandas espectrais fornece informações sobre os mecanismos mais importantes em jogo, caracterizando as condições necessárias ao colapso inicial do gás, passando pela formação de um núcleo denso de matéria até à criação de mecanismos de libertação de energia que podem ser usualmente observados como jactos de matéria interagindo com a nuvem molecular progenitora (ver figura).
Doutor Amadeu Fernandes
Centro de Astrofísica da Universidade do Porto
Instituto Superior da Maia