Así se forman las estrellas

 

La materia prima para la formación de estrellas se encuentra en el medio interestelar, que no está vacío, como creen algunos. Al contrario, el espacio entre estrellas sí está repleto de materia de baja densidad: mayormente hidrógeno, algo de helio, unas pocas trazas de otras sustancias y polvo, muy semejante a la composición del Sol y las demás estrellas.

El hidrógeno, en estado neutro o ionizado, forma extensas nubes irregulares, como por ejemplo en la nebulosa de Orión -la tenue nubosidad visible a simple vista en el cinturón de Orión-, que envuelven a las estrellas más jóvenes y calientes en su interior. 

La nebulosa de Orión. Fuente: Pixabay.

Las nubes de gas ionizado son visibles debido a que absorben la radiación ultravioleta que les llega de las estrellas cercanas, reaccionan y después emiten luz visible. Y si no hay estrellas cercanas, las nubes de hidrógeno también reflejan la luz si están mezcladas con partículas del polvo interestelar, cuya diminuta superficie de hielo recubre silicatos y otras moléculas, incluso orgánicas.

En cambio el hidrógeno molecular, abundante en el plano de la galaxia, es más bien opaco, pero detectable mediante radiotelescopios y radiación infrarroja, ya que las nubes igualmente contienen partículas de polvo.

Al mirar hacia la Vía Láctea en una noche oscura y lejos de las luces de la ciudad, es posible ver estas regiones más oscuras, que impiden ver lo que hay detrás: una verdadera guardería estelar.

Se debe a que el polvo en las nubes absorbe las longitudes de onda del rango visible y por ello los astrónomos emplean otras longitudes de onda, como ondas de radio e infrarrojo, para escudriñar lo que ocultan.

Vista del cielo nocturno mostrando la Vía Láctea, donde destacan parches de zonas iluminadas alternando con zonas oscuras. Fuente: Pixabay.

Por eso no es fácil observar el nacimiento de las estrellas, un proceso que dicho sea de paso, dura millones de años, sin embargo los científicos han logrado establecer dos etapas presentes en la formación estelar, la primera de acreción, en la que predomina la gravedad, y la segunda de contracción, donde la presión del gas va ganando intensidad.

Hay ciertas diferencias entre la formación de estrellas masivas y las de menor tamaño como el Sol, sin embargo, en líneas muy generales, el proceso de formación se puede describir, en ambos casos, del siguiente modo:

El colapso gravitacional: la etapa de acreción

En una galaxia espiral como la Vía Láctea, la combinación de gas y polvo abunda más en ciertas regiones que en otras. Los brazos en espiral son especialmente ricos, y esto  es exactamente lo que la gravedad necesita para comenzar a formar una estrella, en un proceso llamado colapso gravitacional.

En algún punto de la nube de material interestelar, la densidad puede ser apenas un poco mayor que en los alrededores, pero la suficiente como para que allí se acumule más materia, que cae libremente a causa del efecto gravitacional. A esta etapa de acumulación de materia se la conoce como etapa de acreción.

A medida que la materia se acumula, mayor es el efecto de la gravedad, así que lentamente empieza a formarse una nube más densa, cuya densidad va aumentando hacia el centro, donde la gravedad es mayor.

Por consiguiente, la región central se contrae más deprisa que las regiones más externas, gracias a que el momento angular se conserva: si el radio disminuye, la velocidad aumenta y la nube se achata en los bordes. En consecuencia, la región externa se transforma en un disco ecuatorial.

El criterio de Jeans

Existe un modelo desarrollado por el astrofísico James Jeans a comienzos del siglo XIX. En él señala que la masa crítica MJ que da inicio al colapso gravitacional depende de la temperatura y la densidad:

Donde μ es la masa de una partícula, k es la constante de Boltzmann, G es la constante de gravitación universal, T es la temperatura y ρ es la densidad del medio. Para los valores habituales de temperatura y densidad de las nubes moleculares en la Vía Láctea, esta masa crítica oscila alrededor del valor de la masa del Sol: cerca de 2✖10³⁰ kg.

Cuanto más caliente y menos densa es la nube, mayor es la masa de las estrellas que se forman en su interior. Por el contrario, si la nube es fría y densa, sus estrellas tendrán menor masa.

El enfrentamiento entre la gravedad y la presión

La energía potencial gravitatoria de las partículas hacia el centro se transforma en energía cinética -de movimiento- y con ello viene un incremento de temperatura. Así que no solo hay contracción de la materia, también hay calentamiento en el gas, con el consiguiente aumento de la presión.

Ocurre pues el enfrentamiento entre dos fuerzas que se oponen: la presión que ejerce el gas caliente desde el centro y el efecto de la gravedad que quiere comprimir la masa. Esta última resulta ganadora al comienzo, al menos durante el primer millón de años.

A estas alturas, la estructura formada se llama protoestrella y con el tiempo, si todo marcha bien, ambas fuerzas terminarán por equilibrarse y se habrá formado una estrella como el Sol. 

En una nube molecular, repleta de hidrógeno, las estrellas no nacen solas. Hay material suficiente para que se formen muchísimas, aunque con el tiempo no se quedan en el lugar de origen. 

Seguramente el Sol se formó en el seno de una gran nube molecular, junto con otras estrellas y algunos expertos creen incluso que durante algún tiempo formó parte de un sistema binario, según revelan algunas simulaciones por computadora. Némesis habría sido una hermana del Sol, que tomó un rumbo diferente poco tiempo después de nacer.

La contracción y la ignición del reactor central

Para convertirse en un astro fulgurante hace falta una fuente de energía, que solamente aparece si el núcleo alcanza una temperatura lo suficientemente elevada como para echar a andar un reactor de fusión. Este se encarga de convertir hidrógeno en helio, un proceso que emite energía, la cual estabiliza definitivamente a la estrella.

Si esto no ocurriese, el núcleo estelar, a mayor temperatura que la superficie, se calentaría más, pero a la vez transferiría calor hacia esa superficie para lograr el equilibrio térmico. Entonces la gravedad lo haría encoger un poco más, y el proceso se repetiría hasta que el núcleo colapsara.

Por suerte no sucede así, ya que el reactor se encarga de producir energía que impide el colapso, pero mientras esto aún no ocurra, la protoestrella se sigue encogiendo hasta tener un radio un millón de veces más pequeño que el de la nube original.

Esta etapa, en la cual aún no se enciende el reactor central, es llamada de contracción y puede durar alrededor de 30 millones de años. Únicamente se detiene cuando la presión consigue equilibrar a la gravedad.

Equilibrio de fuerzas en una estrella. Fuente: Caltech.

Entonces la estrella se incorpora a la secuencia principal, junto a otras estrellas equilibradas, situación en la que transcurre la mayor parte de su existencia estelar. 

También hay límites de masa para que eso ocurra: entre 0.01 y 100 masas solares. Si la protoestrella tiene menos que 0.01 masas solares, no se calienta lo suficiente como para encender el reactor central y en lugar de una estrella se forma una enana marrón. Y si la masa es mayor, entonces el equilibrio de fuerzas sencillamente no se logra y la protoestrella se desintegra, dispersando de vuelta el material al espacio, en espera de una nueva oportunidad.

¿Y después qué sucede con la estrella?

La masa inicial también determina el tiempo que la estrella pase en la secuencia principal. Cuanto mayor sea la masa, más rápido se gasta el combustible nuclear y la vida de la estrella es más breve,  aunque si el hidrógeno se termina, la estrella comienza a fusionar helio y otros materiales más pesados, pero a expensas de pasar por repetidos procesos de ajuste.

Se estima que el Sol se encuentra ahora en la plenitud de su vida como estrella de la secuencia principal, y como su masa es relativamente pequeña, todavía pasará un buen tiempo allí, unos 5000 millones de años más. 

En cambio estrellas como Betelgeuse y Antares, se ya llegaron a la fase de supergigante roja y están fuera de la tranquila secuencia principal. Estas estrellas ya agotaron su provisión de hidrógeno y para ajustar su fuente de energía a la fusión de helio y seguir manteniendo el equilibrio de fuerzas, se tienen que expandir asombrosamente. 

Tamaños comparativos de algunas de las estrellas de mayor magnitud en el cielo nocturno. Fuente: Wikimedia Commons.

Con el aumento de tamaño, y por ende de la superficie, viene también el incremento de luminosidad, pero también acarrea inestabilidad, ya que las supergigantes rojas se ven obligadas a expeler violentamente grandes cantidades de materia al espacio. 

Las estrellas estables como el Sol también envían algo de materia al espacio, se trata del viento solar, pero de ninguna manera es comparable a las expulsiones de gas que surgen de las gigantes en avanzado estado evolutivo. La inestabilidad va en aumento, hasta que la estrella llega al final de su vida en un gran colapso, llamado explosión de supernova.

Pero si el lector quiere ver estrellas jóvenes, calientes y azules, las hay en el cúmulo estelar de Las Pléyades, en la constelación de Tauro, visible a simple vista y también en la nebulosa de Orión, como por ejemplo las estrellas del Trapecio, para las cuales requiere telescopio.

Las Pléyades en la constelación de Tauro, conocidas como las siete cabritas o las siete hermanas. Fuente: Wikimedia Commons.

Más jóvenes todavía que estas son las estrellas variables de tipo T-Tauri, de masa parecida a la del Sol y  que aún no entran en la secuencia principal.

Como es natural, aún están cercanas a las nubes moleculares donde nacieron y se cree que el reactor nuclear de su centro todavía no está operativo. Pero lo importante es que estas estrellas se pueden ver, y aún más interesante es el hecho de que muchas de ellas aún tienen el disco de materia a su alrededor, como lo comprueban imágenes del telescopio espacial Hubble. Es de esperar que algún día den origen a un sistema planetario como el Sistema Solar, que albergue vida, pero esa es otra historia.

Representación artística de una estrella tipo T-Tauri, con el disco ecuatorial. Fuente: Wikimedia Commons.