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nuvem pode colapsar e permitir que se inicie de fato a formação de uma
estrela.
O que acontece dentro de uma nuvem para que seu colapso se
transforme em estrelas recém-nascidas? Os astrofísicos só conseguem
gesticular. Por maior que seja seu desejo de rastrear a dinâmica interna de
uma grande e massiva nuvem interestelar, ainda se encontra fora do alcance
de nossa capacidade a criação de um modelo de computador que inclua as
leis da física, todas as influências internas e externas sobre a nuvem, e todas
as reações químicas relevantes que podem ocorrer dentro dela. Outro desafio
reside no fato humilhante de que a nuvem original tem um tamanho bilhões
de vezes maior que o da estrela que estamos tentando criar – a qual, por sua
vez, tem uma densidade igual a 100 sextilhões de vezes a densidade média
dentro da nuvem. Nessas situações, o mais importante numa escala de
tamanhos talvez não seja o que deveria nos preocupar em outra.
Ainda assim, baseados no que vemos por todo o cosmos, podemos afirmar
com segurança que, dentro das regiões mais profundas, mais escuras e mais
densas de uma nuvem interestelar, onde as temperaturas caem a cerca de
10 graus acima do zero absoluto, a gravidade faz realmente com que bolsas
de gás colapsem, superando facilmente a resistência oferecida pelos campos
magnéticos e outros impedimentos. A contração converte a energia
gravitacional das bolsas da nuvem em calor. A temperatura dentro de cada
uma dessas regiões – prestes a se tornar o núcleo de uma estrela recémnascida
– eleva-se rapidamente durante o colapso, rompendo todos os grãos
de poeira na vizinhança imediata quando eles colidem. Por fim, a
temperatura na região central da bolsa de gás em colapso atinge o valor
crucial de 10 milhões de graus na escala absoluta.
Nessa temperatura mágica, alguns dos prótons (que são simplesmente
átomos de hidrogênio nus, privados do elétron que os orbita) se movem com
rapidez suficiente para superar sua repulsão mútua. Suas altas velocidades
permitem que os prótons cheguem suficientemente perto uns dos outros
para que a “força nuclear forte” os una. Essa força, que só opera a distâncias
extremamente pequenas, liga os prótons e os nêutrons em todos os núcleos. A
fusão termonuclear de prótons – “termo” porque ocorre em altas
temperaturas, e “fusão nuclear” porque funde as partículas num único
núcleo – cria os núcleos de hélio, cada um dos quais tem uma massa
ligeiramente menor que a soma das partículas a partir das quais se fundiu. A
massa que desaparece durante essa fusão se transforma em energia, num
equilíbrio descrito pela famosa equação de Einstein. A energia incorporada na
massa (sempre numa quantidade igual à massa vezes o quadrado da
velocidade da luz) pode ser convertida em outras formas de energia, como a
energia cinética adicional (energia do movimento) das partículas velozes que
emergem das reações da fusão nuclear.
Quando a nova energia produzida pela fusão nuclear se difunde para o
exterior, o gás aquece e brilha. Então, na superfície da estrela, a energia antes
trancada em núcleos individuais escapa para o espaço sob a forma de fótons,