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gerados pelo gás quando a energia liberada pela fusão o aquece a milhares de
graus. Embora essa região de gás quente ainda esteja dentro do ventre
cósmico de uma nuvem interestelar gigante, ainda assim podemos anunciar
para a Via Láctea que… uma estrela nasceu.
Os astrônomos sabem que a massa das estrelas vai de um mero décimo da
massa do Sol a quase cem vezes a massa de nossa estrela. Por razões não
muito bem compreendidas, uma típica nuvem de gás gigante pode
desenvolver uma multidão de bolsas frias que tendem todas a colapsar mais
ou menos ao mesmo tempo para gerar estrelas – algumas pequenas e outras
gigantes. Mas as chances são maiores para as pequenas: para cada estrela de
alta massa, nascem mil estrelas de baixa massa. O fato de que não mais do
que uma pequena porcentagem de todo o gás na nuvem original participa do
nascimento da estrela propõe um desafio clássico para quem procura explicar
a formação das estrelas. O que faz o rabo da estrela em formação abanar o
cão em grande parte inalterado de uma nuvem de gás interestelar? A
resposta está provavelmente na radiação produzida pelas estrelas recémnascidas,
que tende a inibir outras formações de estrelas.
Podemos facilmente explicar o limite inferior para as massas de estrelas
recém-nascidas. Bolsas de gás em colapso com massas menores que
aproximadamente um décimo da massa do Sol têm muito pouca energia
gravitacional para elevar as temperaturas de seu centro até os 10 milhões de
graus requisitados para a fusão nuclear do hidrogênio. Nesse caso, não
nascerá nenhuma estrela de fusão nuclear; em seu lugar, obtemos uma
estrela fracassada, uma pseudoestrela – um objeto que os astrônomos
chamam uma “anã marrom”. Sem fonte de energia própria, uma anã
marrom se enfraquece constantemente, brilhando com o modesto calor
gerado durante o colapso original. As camadas externas gasosas de uma anã
marrom são tão frias que muitas das grandes moléculas normalmente
destruídas nas atmosferas de estrelas mais quentes continuam vivas e em
bom estado dentro delas. Suas luminosidades fracas tornam as anãs marrons
muito difíceis de detectar, por isso, para encontrá-las, os astrofísicos devem
empregar métodos complexos semelhantes aos que usam ocasionalmente
para detectar planetas: procurar o fraco brilho infravermelho desses objetos.
Somente em anos recentes é que os astrônomos descobriram anãs marrons
em números suficientes para classificá-las em mais de uma categoria.
Podemos também facilmente determinar o limite superior de massa para
a formação de estrelas. Uma estrela com uma massa maior que
aproximadamente cem vezes a do Sol terá uma luminosidade tão grande –
uma efusão tão enorme de energia na forma de luz visível, infravermelha e
ultravioleta – que qualquer gás e poeira adicional atraído para a estrela será
afastado pela intensa pressão da luz estelar. Os fótons da estrela empurram
os grãos de poeira dentro da nuvem, que, por sua vez, levam o gás embora
com eles. Aqui a luz estelar se acopla irreversivelmente à poeira. Essa pressão
da radiação opera com tanta eficácia que apenas umas poucas estrelas de
alta massa dentro de uma nuvem escura e obscura vão ter luminosidade