FORMAÇÃO DE ESTRELAS

A formação das estrelas não pode ser explicada sem referência ao surgimento do próprio Universo, que é atualmente explicado através da Teoria do Big Bang. Segundo esta, o Universo surgiu de um estado de temperatura e densidade muito elevado, entrando em expansão e, desde então, tem estado em arrefecimento.

Inicialmente, existiam apenas partículas elementares, como eletrões e quarks. Com a diminuição da temperatura, surgiram os protões e os neutrões, que permitiram a formação dos primeiros núcleos (hidrogénio, deutério, hélio e lítio). Este fenómeno designa-se, atualmente, por nucleossíntese primordial.

Com o passar do tempo, os núcleos formados através da nucleossíntese agruparam-se formando nuvens de gás que, tendo massa suficiente, se tornaram estrelas. Este processo primordial continua a verificar-se ainda hoje.

Essas nuvens de gás (nebulosas), contendo principalmente hidrogénio, ao sofrerem compressão por ação da gravidade – o que provoca o seu aquecimento – formam, primeiramente, proto-estrelas. Essa compressão surge de uma instabilidade gravitacional conhecida como Instabilidade de Jeans, que explica que a estrela se forma quando a nebulosa que a origina não tem suficiente pressão interna para contrariar a ação da força gravítica, levando a um colapso gravitacional. Para que se verifique estabilidade, a nebulosa tem de se encontrar num equilíbrio hidrostático. Esse equilíbrio é extremamente relevante no ciclo de vida estelar e, como tal, é também abordado na secção “Evolução Estelar”.

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Após a formação da proto-estrela e à medida que o aquecimento se prolonga, atinge-se uma certa temperatura que desencadeia reações nucleares de fusão dos elementos, surgindo assim uma estrela (primeiramente, a fusão do hidrogénio origina núcleos de hélio) cuja composição química evolui ao longo do tempo. É no interior da estrela, designado núcleo, que ocorrem as reações de fusão, encontrando-se este a uma temperatura extremamente elevada. A parte superficial da estrela encontra-se a uma menor temperatura.
Como já foi referido na secção de reações nucleares, as reações de fusão caracterizam-se pela libertação de grandes quantidades de energia. Esta energia propaga-se do núcleo até à superfície da estrela, sob a forma de radiação, conferindo-lhe brilho.

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