A primeira reconstrução tridimensional das fases térmicas do meio interestelar local mostra 41% da massa em estado termicamente instável e nuvens frias internamente calmas — duas premissas centrais dos modelos de formação estelar sob questionamento simultâneo. Se fosse possível pendurar na parede um mapa meteorológico do espaço entre as estrelas, ele não traria nuvens de chuva nem frentes frias avançando sobre continentes.

Traria algo igualmente organizado e igualmente inquieto: massas de gás a duzentos graus acima do zero absoluto, encolhidas dentro de invólucros mornos, boiando num oceano rarefeito que chega perto dos dez mil graus. Durante quase sessenta anos a astrofísica soube que esse mapa existia e soube até quais eram suas cores dominantes. O que ninguém tinha era a terceira dimensão.

Uma equipe liderada pelo Technion, em Israel, acaba de entregar a peça que faltava, e o desenho que emergiu contraria a expectativa mais elementar sobre como o gás da nossa galáxia deveria estar arrumado ao nosso redor. O trabalho chama-se P3D e foi apresentado num artigo submetido em 16 de julho de 2026, assinado por Jonathan Shelest, Shmuel Bialy, Matan Berko, do Departamento de Física do Technion, por Troy A. Porter, do Instituto Kavli de Astrofísica de Partículas e Cosmologia da Universidade Stanford, por Mark Wolfire, do Departamento de Astronomia da Universidade de Maryland, e por Margarita Grinberg, do Instituto Weizmann de Ciências.

É uma reconstrução volumétrica do estado térmico do gás numa esfera de mil parsecs de diâmetro centrada no Sol, amostrada numa grade cartesiana com células de dois parsecs de lado. Cada uma dessas células recebeu um rótulo: fria, morna ou instável. Nunca antes alguém havia conseguido pintar essas três categorias no espaço tridimensional real.

Para entender por que isso importa, é preciso voltar a 1965, quando George Field publicou o trabalho que estabeleceu a base teórica da instabilidade térmica no meio interestelar, e a 1969, quando Field, Donald Goldsmith e Harm Habing formalizaram o que ficaria conhecido como o modelo de duas fases. O raciocínio era elegante. O gás neutro entre as estrelas é aquecido principalmente por elétrons arrancados de grãos de poeira por fótons ultravioleta, e resfria emitindo luz em linhas espectrais específicas.

Quando se calcula o equilíbrio entre esses dois processos e se representa a pressão resultante em função da densidade, aparece uma curva com formato de S. E o trecho intermediário dessa curva tem uma propriedade traiçoeira. Nesse trecho, a pressão diminui quando a densidade aumenta. Um pedaço de gás que por acaso seja um pouco comprimido pelo vizinho passa a ter pressão menor do que a vizinhança, e por isso se comprime ainda mais, e ao se comprimir perde pressão de novo, num ciclo que só termina quando o gás despenca para o outro lado da curva.

O inverso vale para quem se expande um pouco. O resultado previsto é uma separação limpa: quase toda a matéria deveria terminar em um dos dois ramos estáveis. De um lado, o meio neutro frio, o cold neutral medium, com temperatura em torno de cem a trezentos kelvins, confinado a nuvens densas que se resfriam emitindo nas linhas de carbono ionizado e oxigênio neutro. Do outro, o meio neutro morno, o warm neutral medium, entre seis mil e nove mil kelvins, preenchendo o volume entre as nuvens.

Entre os dois ramos estáveis fica o meio neutro instável, o unstable neutral medium, que a teoria clássica descrevia como transitório e praticamente sem massa. Uma zona de passagem, não de moradia. O gás que ali chegasse deveria escorregar para um dos lados em poucas centenas de milhares de anos, restando apenas uma população residual desprezível.

A analogia mais próxima é a de uma bola equilibrada no topo de uma colina: tecnicamente pode ficar lá, mas qualquer cutucão a manda para um dos vales. Contar quantas bolas há no topo da colina, num sistema em que empurrões acontecem o tempo todo, é uma forma direta de medir a intensidade dos empurrões.

E foi exatamente aí que as observações começaram a discordar da teoria. O conhecimento observacional sobre as fases térmicas do gás interestelar vem quase inteiramente de observações da linha de 21 centímetros do hidrogênio atômico, medida em emissão e em absorção contra fontes de rádio de fundo.

Levantamentos conduzidos por Carl Heiles e Thomas Troland em 2003, por Claire Murray e colaboradores em 2018, e a revisão de Naomi McClure-Griffiths, Snežana Stanimirović e Daniel Rybarczyk em 2023 recuperaram, todos, uma população substancial de gás em estados térmicos intermediários. Entre vinte e vinte e oito por cento da massa, dependendo do levantamento.

Simulações magneto-hidrodinâmicas conduzidas por Edouard Audit, Patrick Hennebelle, Emeline Saury e outros grupos chegaram à mesma conclusão por outro caminho: um meio agitado continuamente pela turbulência, em escalas de tempo comparáveis ao tempo de relaxamento térmico, mantém populações instáveis grandes e duradouras.

Com informacoes de Space Today.