O processo pelo qual se formam as estrelas de massa elevada é, actualmente, um dos domínios mais contestados da Astrofísica Estelar. Enquanto que vários detalhes relacionados com o processo de formação de estrelas de pequena massa são já bem conhecidos, o mecanismo básico de formação de estrelas de massa elevada permanece ainda um mistério. Para dar um exemplo, ainda nem sequer se sabe se os critérios observacionais que utilizamos para identificar estrelas de pequena massa em formação (essencialmente as suas cores no infravermelho próximo e intermédio), e distingui-las de estrelas mais evoluídas, pode também ser aplicado no caso de estrelas de maior massa.

Os astrónomos avançam dois cenários actualmente em estudo para o processo de formação de estrelas de massa elevada. Num caso, as estrelas formam-se por acreção de grandes quantidades de material circunstelar, e a taxa de acreção varia no tempo. No outro caso, as estrelas podem formar-se por colisão (coalescência) de proto-estrelas de massa intermédia, e consequentemente a massa da estrela em formação aumenta por saltos, em vez de aumentar de forma gradual. Qualquer destes casos impõe fortes limitações ao valor da massa final da jovem estrela. No primeiro caso, a acreção tem que vencer a elevada pressão de radiação devida às reacções nucleares (queima de deutério e hidrogénio) no centro da estrela, despoletadas uma vez atingida a temperatura de 10 milhões de graus. No segundo caso, o crescimento por colisão implica que haja uma forte probabilidade de colisão com parceiros, o que só pode ocorrer no contexto dos aglomerados estelares densos. Mas qual deles é o mais provável?

As estrelas de massa elevada são, no entanto, extremamente difíceis de observar em estágios muito embrionários, por 3 fortes razões: (1) as regiões de formação de estrelas de massa elevada são, em média, muito mais distantes (alguns milhares de anos-luz) do que as regiões onde se formam estrelas de pequena massa como o nosso Sol, sendo por isso muito mais difícil observar detalhes nessas regiões; (2) qualquer que seja o seu estado evolutivo, as estrelas de massa elevada evoluem muito mais rapidamente do que as estrelas de pequena massa, sendo por isso muito difícil apanhá-las em flagrante delito, durante as fases críticas e iniciais da sua evolução; e (3) na sua infância encontram-se fortemente embebidas no material circunstelar da nuvem molecular que lhes deu origem, e por isso não são observáveis, no domínio do visível, durante a curta fase que antecede a ignição das reacções nucleares. Simplesmente, não há tempo para a nebulosa em seu redor dispersar - quando a estrela jovem se torna visível, já as fases muito iniciais da sua infância foram há muito ultrapassadas.

Assim, em termos observacionais, a solução passa por estudar uma região de formação de estrelas de massa elevada que se encontre na vizinhança dum denso aglomerado de estrelas quentes. É de admitir que o intenso vento estelar produzido pelo conjunto de estrelas muito quentes do aglomerado possa dispersar e evaporar o material circunstelar da nebulosa na qual se encontram embebidas as estrelas jovens em formação. Se isto ocorrer em tempo útil, talvez se consiga observar directamente as estrelas em formação, ainda numa fase muito embrionária.

Tal parece ser o caso do complexo NGC 3603 (ver figura de cima). NGC 3603, uma das regiões HII mais luminosas da nossa galáxia, situada a 22 000 anos-luz, e situada no braço espiral de Carina (Carena, ou a Quilha do Navio). Com base em observações realizadas recentemente nos observatórios de Las Campanas (Instituto Carnegie de Washington), Cerro Paranal (VLT/ESO), e La Silla (ESO), todos no Chile, uma equipa de astrónomos obteve imagens detalhadas de uma região (IRS 9) a diferentes comprimentos de onda no infravermelho, e concluiu tratar-se de uma pequena associação (ver figura de baixo; A, B, e C são as fontes mais brilhantes do conjunto) de objectos estelares de massa elevada (com pelo menos 10 vezes a massa do Sol) e extremamente jovens, com cerca de 100 000 anos. O brilho intrínseco da fonte A é de 100 000 vezes o do Sol.

Comparando estas observações com o modelo teórico de acreção, os investigadores concluíram que estas estrelas jovens agregam massa, a partir dos seus invólucros de gás e poeira, a uma taxa de cerca de uma massa terrestre por dia (ou a massa total do nosso Sol em cerca de 1000 anos).

Este estudo vem mostrar que os critérios observacionais que utilizamos para identificar estrelas jovens de pequena massa parecem afinal ser igualmente válidos quando aplicados às suas congéneres de maior massa. Por outro lado, e no que toca à pequena associação IRS 9, a falta de objectos de massa intermédia na sua vizinhança imediata parece favorecer o cenário da acreção e não o da formação por colisão.

Fonte da notícia: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-15-03.html