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do lítio, enquanto as reações nucleares dentro do interior da estrela
consomem lentamente os núcleos de lítio. A mistura constante e às vezes
episódica da matéria no interior da estrela com a matéria do seu exterior leva
o material para fora, de modo que após milhares de anos as camadas externas
da estrela são capazes de refletir o que antes aconteceu no seu núcleo.
Quando procuram as estrelas mais jovens, os astrofísicos seguem,
portanto, uma regra simples: procurar as estrelas com a maior abundância de
lítio. O número de núcleos de lítio de cada estrela em proporção, por
exemplo, ao hidrogênio (determinado a partir de um estudo cuidadoso do
espectro da estrela) vai localizar a estrela em algum ponto num gráfico que
mostra como a idade das estrelas tem correlação com o lítio em suas camadas
externas. Pelo uso desse método, os astrofísicos podem identificar, com
segurança, as estrelas mais jovens num aglomerado, e podem atribuir a cada
uma dessas estrelas uma idade baseada no lítio. Como as estrelas são
destruidoras eficientes do lítio, as estrelas mais velhas mostram ter pouco
desse material, se é que o possuem. Por isso, o método funciona bem só para
as estrelas com menos de algumas centenas de milhões de anos. Mas para
essas estrelas mais jovens, a abordagem do lítio opera maravilhas. Um estudo
recente de duas dúzias de estrelas jovens na nebulosa de Órion, todas com
massas quase iguais à do Sol, mostram idades que estão entre 1 e 10 milhões
de anos. Algum dia os astrofísicos talvez cheguem a identificar estrelas ainda
mais jovens, mas por enquanto um milhão de anos representa mais ou menos
o melhor que conseguem fazer.
Exceto por dispersar os casulos de gás a partir dos quais se formaram, os
grupos de estrelas recém-nascidas não incomodam ninguém por um longo
tempo, enquanto fundem hidrogênio em hélio em silêncio nos seus núcleos
estelares e destroem seus núcleos de lítio como parte de suas reações de
fusão. Mas nada dura para sempre. Ao longo de muitos milhões de anos, em
reação aos contínuos distúrbios gravitacionais de enormes nuvens que
passam, a maioria dos futuros aglomerados de estrela se “evapora”, quando
seus membros se dispersam no fundo geral de estrelas da galáxia.
Quase 5 bilhões de anos depois da formação de nossa estrela, a
identidade das irmãs do Sol desapareceu, quer essas estrelas continuem vivas
ou não. De todas as estrelas na Via Láctea e outras galáxias, aquelas com
baixas massas consomem seu combustível de forma tão lenta que vivem
praticamente para sempre. As estrelas de massas intermediárias como o nosso
Sol acabam por se transformar em gigantes vermelhas, expandindo cem
vezes o tamanho de suas camadas externas de gás, enquanto deslizam para a
morte. Essas camadas externas tornam-se tão tenuemente conectadas à
estrela que partem à deriva pelo espaço, expondo um interior de combustíveis
nucleares gastos que forneceram energia às vidas de 10 bilhões de anos das
estrelas. O gás que retorna ao espaço será varrido por nuvens passantes para
participar em outras séries de formação de estrelas.
Apesar de sua raridade, as estrelas da mais alta massa guardam quase