por grupos y colores
25. El nacimiento de las estrellas
Figura 25.1. La nebulosa de Orión. Una región de formación estelar muy activa. Fuente: Stefan Seip.
permiten atisbar su interior, lo que ha propiciado el desarrollo de una teoría de la formación estelar; además, y sobre todo en las últimas décadas, gracias a estas observaciones se han desvelado algunos de los principales secretos de este proceso.
¿Cómo se forman?
Como hemos visto, una nube molecular puede contener material para producir hasta millones de estrellas, de modo que acumulan mucha materia. Estas nubes
constituyen la materia prima a partir de la que se forman las estrellas, y una sola de ellas puede contener masa suficiente para generar miles, e incluso millones, de estrellas como el Sol. Los embriones de las futuras estrellas se encuentran ocultos en el interior de estas nubes, frías y oscuras, por lo que la observación del proceso de formación estelar,
especialmente en sus primeras etapas, resulta complicado. Afortunadamente, las ondas de radio e infrarrojas logran atravesar estas regiones oscuras y
Figura 25.2. Ocultas. La nebulosa Trífida, una región de formación estelar que aparece oscurecida por densas nubes de polvo. Fuente: NASA, ESA y AURA/STScI.
Figura 25.3. Jovencísimas. Arriba a la izquierda vemos la protoestrella HH-30, cuya débil luz ilumina el disco que la rodea, situado de canto. A su derecha observamos la más lejana HH-34, que expulsa gas en forma de chorro a alta velocidad. La imagen inferior muestra a HH-47 (situada en el extremo izquierdo), que presenta un extenso chorro de material eyectado. Fuente: STScI, ESA, Univ. Arizona y NASA. el proceso de formación estelar
requiere, necesariamente, que se produzca una fragmentación. Una vez rota la nube, los diversos fragmentos sufrirán un lento proceso de
contracción hasta alcanzar la densidad típica de las estrellas, veinte órdenes de magnitud mayor que la de las nubes a partir de las que se formaron (así, si la nube tenía una densidad de 1, la de la estrella será de 1 seguido de veinte ceros). La propia fuerza de gravedad de los fragmentos desencadena un proceso de derrumbamiento (las pequeñas nubes se hunden bajo su propio peso), que tiene como consecuencia la formación de un núcleo central —el embrión estelar o protoestrella—, sobre el que continúa cayendo el resto del
fragmento de la nube molecular progenitora. Esta acumulación de material en la protoestrella va acompañada de la expulsión de parte de este material en forma de chorros que alcanzan altas velocidades (500.000 km/h) y distancias de hasta varios años luz. La presencia de estos chorros es fundamental porque estabiliza la rotación de la protoestrella y evita que gire demasiado deprisa y se desintegre. La existencia de una rotación inicial en la nube provoca que el material se deposite preferentemente en el ecuador y se forme un disco de material en órbita alrededor de la protoestrella. Se cree que este disco constituye la semilla de un posible sistema planetario en torno a la estrella.
Figura 25.4. Grandes estrellas. La región de formación estelar 30 Doradus se encuentra en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia satélite de la nuestra. En su centro vemos el cúmulo estelar R136, cuyas estrellas, entre las más grandes y calientes conocidas, están saliendo de la envoltura que las cubría (en el centro).
Fuente: N. Walborn et al., WFPC2, HST, NASA.
Figura 25.5. Embrión estelar. Imagen de una estrella en formación que muestra un incipiente chorro de material. A su alrededor se ha detectado vapor de agua (puntos blancos) en lo que parece ser un disco protoplanetario.
envoltura se disipa, el embrión empieza a hacerse visible. En una estrella similar al Sol, este momento coincide con la llamada etapa de T Tauri, que tiene lugar, aproximadamente, un millón de años después del inicio del proceso de derrumbamiento; sólo al final de esta etapa, después de diez millones de años, el proceso de contracción gravitatoria finaliza y se alcanza la temperatura suficiente para el comienzo de las reacciones termonucleares que definen a una estrella propiamente dicha (etapa de secuencia principal). Para completar la formación de un sistema planetario se requiere aún más tiempo, entre 10 y 100 millones de años en estrellas como el Sol.
Investigación futura
En los últimos años, el interés de los científicos ha ido desplazándose de cómo nacen las estrellas a cómo se forman los sistemas planetarios a su alrededor. Además, quedan pendientes aspectos muy importantes que apenas se empiezan a abordar en la actualidad: cómo se forman los sistemas binarios y múltiples, mucho más abundantes en el Universo que las estrellas solitarias como nuestro Sol, cómo se forman las estrellas más masivas y cuál es la mayor y la menor masa posible para una estrella.
Y se hizo la luz
En las primeras etapas (100.000 años) de la vida de la estrella, ésta se encuentra profundamente oscurecida por el polvo y sólo puede observarse con radiotelescopios o telescopios de infrarrojos. Después, a medida que el material cae sobre la protoestrella y la
as estrellas, tras una etapa sin cambios que abarca gran parte de su vida, sufren procesos espectaculares que las llevan a la muerte
Una estrella no permanece igual durante toda su existencia, sino más bien lo contrario: a lo largo de su vida cambia de tamaño, color,
temperatura, luminosidad y composición química. Pero no lo hace de forma aleatoria. Sabemos que estos cambios siguen un proceso determinado, que depende
básicamente de la masa de la estrella. Este proceso se denomina evolución estelar y puede abarcar de millones a billones de años, por lo que, comparadas con la vida media de un ser humano, las estrellas parecen eternas.
¿Por qué cambian?
En las estrellas existen dos fuerzas que actúan en equilibrio: la gravedad, que tiende a hundirlas bajo su propio peso y la presión, que tiende a expandirlas. Mientras que la gravedad, que depende de la cantidad de masa que posea la estrella, permanecerá casi constante a lo largo de la vida de ésta, la presión sí sufrirá modificaciones al depender de la forma en que la estrella genera energía. La evolución estelar constituye una continua lucha por mantener el equilibrio entre gravedad y presión, también llamado equilibrio hidrostático.
Las estrellas pasan gran parte de su existencia en la secuencia principal, que constituye su etapa adulta y se
caracteriza por la obtención de energía mediante la combustión de hidrógeno.