40 Nacimiento de las estrellas

Las estrellas nacen cuando cúmulos de gas se apelotonan en forma de bola apretada debido a la gravedad. Al colapsarse, la presión y la temperatura del gas aumentan hasta que son suficientemente altas para sostener la estrella y evitar que siga colapsándose. Si la masa de la bola de gas es suficientemente alta, las presiones en el centro resultan suficientes para poner en marcha las reacciones de fusión y la estrella se enciende.

La mayor parte de las estrellas se forman dentro de gigantescas nubes moleculares, auténticas reservas de gas denso de las galaxias. La Vía Láctea tiene alrededor de 6.000 nubes moleculares, que concentran cerca de la mitad de su masa total de gas. Como ejemplo cercano podemos mencionar la nebulosa de Orión que está a unos 1.300 años luz (1,3 × 10¹⁶ km) de distancia, y el complejo de nubes Rho Ophiuchi a 400 años luz de distancia y contener suficiente gas para construir millones de soles. Contienen una densidad de gas 100 veces superior a la que se encuentra típicamente en el espacio interestelar, donde lo normal es un átomo por centímetro cúbico o menos.

El gas del espacio interestelar está compuesto en un 70 por 100 de hidrógeno; el resto es helio, con unos pocos elementos más pesados. Las densas nubes pueden ser suficientemente frías para albergar moléculas de gas hidrógeno (H₂), así como átomos. A menudo sólo unos pocos grados por encima de cero absoluto, las nubes moleculares contienen algunos de los lugares más fríos del universo. La nebulosa Boomerang, por ejemplo, tiene una temperatura de sólo un kelvin por encima del cero absoluto, que es más bajo que los 3 K del fondo de microondas cósmico.

Protoestrellas Las estrellas se originan en lugares dentro de las nubes donde la densidad del gas sea más grande que la media. No estamos seguros de por qué es así, pero tal vez ocurra simplemente debido a turbulencias o cuando el estallido de una supernova cercana perturba la nube. También es posible que los campos magnéticos desempeñen algún papel a la hora de sembrar los cúmulos de gas.

Una vez se forma un cúmulo considerable, la gravedad lo comprime todavía más. Conforme la bola de gas se concentra, su presión y su temperatura se elevan; se libera energía gravitacional igual que cuando una pelota se acelera al girar cuesta abajo. El calor y la presión contrarrestan el empuje de la gravedad, e intentan detener el colapso de la esfera. La masa crítica que define el equilibrio entre estos dos juegos de fuerzas se llama la masa de Jeans, en honor al físico James Jeans. Los cúmulos que la superan continúan desarrollándose, aquellos que no, se detendrán.

La región gravitacional puede atraer más material de sus alrededores, el cual, al caer en ella, la hace colapsar todavía más. Mientras el cúmulo se encoge, se calienta y empieza a brillar. Cuando su temperatura alcanza unos 2.000 K está suficientemente caliente para desgajar moléculas de hidrógeno e ionizar átomos en su nube anfitriona. Cuando se le ofrece una nueva ruta para liberar su energía térmica, la estrella es capaz de colapsar aún más y lo hace hasta que alcanza el punto donde es sostenida por su presión interna. Se la conoce entonces como protoestrella.

Las protoestrellas siguen creciendo, incorporando más material. Para ello, forman un disco plano llamado disco circumestelar, que canaliza el material de manera eficiente. Una vez la protoestrella ha devorado todo el material en sus proximidades, deja de crecer y se contrae de nuevo. Finalmente es suficientemente compacta para provocar la fusión del hidrógeno en su denso centro: se ha convertido en una estrella. Una estrella de masa solar tarda 100.000 años en realizar ese proceso. Una vez que la fusión se ha iniciado, la estrella tiene una temperatura y color que la coloca en la secuencia principal donde se asienta mientras evoluciona de acuerdo a patrones dictados por la física.

Las estrellas en formación son difíciles de observar porque son tenues y están enterradas en las profundidades de nubes moleculares. Los astrónomos deben mirar mediante infrarrojos o durante más tiempo para captar el brillo de las protoestrellas, oscurecido por el polvo. Usando el telescopio espacial Hubble se han espiado discos alrededor de estrellas enormes en formación dentro de la nebulosa de Orión; y otras observaciones con telescopios de 10 metros han revelado igualmente discos alrededor de estrellas jóvenes, confirmando que tales discos son un fenómeno común. No obstante, todavía no se sabe si esos discos continúan formando planetas como nuestro sistema solar.

Estrellas binarias También es difícil explicar la formación de estrellas gemelas en sistemas binarios, donde ambas orbitan una alrededor de la otra en torno a su centro de masas común. Aproximadamente un tercio de las estrellas de la Vía Láctea están en sistemas binarios. Esta frecuencia parece muy alta si es el resultado de la captura casual de estrellas errantes, e implica que debe de haber mecanismos de formación de estrellas dobles. Es posible que se formen cúmulos de estrellas si se condensan de una nube única, quizás simultáneamente si es golpeada por un impacto o perturbación que provoca una siembra en masa. No obstante, en el caso de las parejas o de múltiples solitarias que se forman muy juntas, una turbulencia en la nube parece ser la mejor explicación; quizás otras estrellas tiendan a marcharse del sistema si éste está en una configuración inestable o sufre alguna colisión.

El proceso por el cual se tornan estrellas enormes es otro rompecabezas: deberían ser mucho más brillantes que las protoestrellas de masa baja, así lo normal sería que rápidamente cesasen de colapsar y no consiguieran encenderse. Pero, por otro lado, su formación debe de ser sencilla, porque vemos muchas, en particular en lugares donde la formación de estrellas es vigorosa, como en las galaxias tras una colisión. Tal vez canalizan eficientemente material sobre sí mismas usando un disco y despidiendo energía a través de grandes chorros y surtidores.

Cada nube molecular produce estrellas con un abanico de diferentes masas. Como cada estrella evoluciona de forma diferente, de acuerdo a su masa, una población de estrellas tendrá diferente aspecto a lo largo del tiempo. Para los astrónomos que intentan entender cómo se forman y evolucionan las galaxias, las estadísticas de formación de las estrellas afectan al aspecto de toda la galaxia.

La idea en síntesis: el encendido estelar