Todas las estrellas proceden de nubes de gas y polvo que por la fuerza de gravedad colapsan en un núcleo que evolucionará durante millones de años hasta formarse una esfera en rotación. Cuando tiene la suficiente masa se ponen en marcha los procesos de fusión nuclear, y cuando se equilibran con la gravedad se alcanza el «equilibrio hidrostático». Así nace una estrella.
Las nubes de gas y polvo están compuestas principalmente de hidrógeno y colapsan debido a la fuerza de gravedad. Normalmente, de una misma nube nacen varias estrellas formando cúmulos abiertos con decenas o centenares de ellas. Algunas de estas áreas de formación estelar son la nebulosa de Orión (M42, NGC 1976) y la nebulosa de la Tarántula (C103, NGC 2070).
El objeto en formación atraviesa varias fases evolutivas que van desde la nube molecular hasta el inicio de las reacciones de fusión nuclear. En estos inicios, el objeto se encuentra en la «presecuencia principal» (PSP) del diagrama de Hertzsprung-Russell. Cuando la nebulosa empiece a colapsar se formará un glóbulo de Bok y más tarde se convertirá en una protoestrella. Finalmente, si la masa es suficiente se convertirá en una estrella.
Estas son las etapas de formación de una estrella:
- La nube molecular de gas y polvo se contrae.
- La nube se fragmenta en regiones llamadas glóbulos de Bok.
- Por el colapso gravitacional se forma un núcleo protoestelar.
- Se forma un disco de acreción alrededor del núcleo.
- La acumulación de material genera una protoestrella caliente.
- La presión interna aumenta y empieza la fusión nuclear.
- El astro alcanza el equilibrio hidrostático, se estabiliza.
- La estrella entra en la etapa de la secuencia principal.
Hay que destacar que el proceso de formación estelar puede variar dependiendo de la masa del astro y de las condiciones de su entorno. Estos pasos son una visión esquemática del proceso.
Los glóbulos de Bok
Durante el colapso de una nebulosa se forman acumulaciones de esferas de gas y polvo, densas y oscuras, llamadas glóbulos de Bok. Su nombre se debe al astrónomo norteamericano de origen holandés, Bart Bok (1906-1983), que fue el primero en observarlos. Tienen una masa 200 veces mayor que el Sol.
Mientras el glóbulo de Bok se contrae, su masa crece por incorporación de cantidades de materia cada vez mayores tomadas de las zonas circundantes por atracción gravitatoria. Dado que la parte interior se contrae más rápidamente que la exterior, el glóbulo empieza a calentarse y a girar sobre sí mismo. Al cabo de cientos de miles de años de contracción se forma una protoestrella.
Evolución de una protoestrella
Debido al incremento de masa, la fuerza de gravedad va concentrando la materia en el centro de la protoestrella. La energía del gas se transforma en calor, y la presión, la densidad y la temperatura de la protoestrella aumentan. El aumento de temperatura la hace brillar con un color rojo oscuro.
La protoestrella alcanza un gran tamaño y su energía térmica se distribuye por toda la superficie; por lo tanto, esta última está relativamente fría. No obstante, en el núcleo la temperatura crece hasta alcanzar varios millones de grados. Entonces el movimiento de rotación aumenta tanto que la forma globular se aplana. Este proceso, llamado condensación, dura millones de años.
El núcleo de la protoestrella queda rodeado de un disco de materia en rotación, provisto de una capacidad de atracción cada vez mayor, y está tan caliente que expulsa materia por los dos polos, donde la resistencia es mínima. El disco de materia circundante también es conocido como disco de acreción, del que surgirá un futuro sistema planetario si la metalicidad es elevada.
La presión y la temperatura interna seguirán incrementando en la medida que la protoestrella continúe colapsando. Dependiendo de la masa, la protoestrella llegará a calentarse lo suficiente (10 millones de grados) como para que se produzca la fusión nuclear en su interior, provocando que la contracción gravitatoria se equilibre y, por tanto, se forme una estrella. En efecto, todo depende de la masa.
Hay que tener en cuenta que no toda la masa de la nube molecular llega a formar parte de la estrella. Gran parte del gas será expulsado cuando la nueva estrella comience a brillar, y cuanto más masiva sea más intenso será su viento estelar.
La masa determina su futuro
La temperatura de la superficie de la protoestrella alcanza los miles de grados. Lo que sucede a continuación depende de la masa del astro. Si la masa es pequeña, del orden del 10% de la masa del Sol, el astro no llegará a ser lo bastante caliente para iniciar una reacción nuclear y no se convertirá en una estrella.
En consecuencia, la estrella más pequeña posible tendrá una masa equivalente a cerca del 10% de la masa de nuestro Sol. Una nube de gas menos masiva seguirá contrayéndose bajo la acción de la gravedad, se irá enfriando paulatinamente y se convertirá en una enana marrón, también llamada «enana parda».
El planeta Júpiter es un ejemplo de cuerpo demasiado pequeño para llegar a ser una estrella. Si su masa hubiera sido un 60% mayor, en su seno se habrían desencadenado reacciones nucleares. En tal caso, nuestro Sol y el planeta Júpiter habrían llegado a constituir un sistema estelar binario.
En cambio, si la protoestrella tiene una masa igual o mayor que el 10% de la masa solar, sigue colapsando por obra de la gravedad. La presión y la temperatura del núcleo aumentan, y esta última alcanza un valor de unos 10 millones de grados. Se llega así al punto en que pueden ponerse en marcha las reacciones de fusión, convirtiendo el hidrógeno en helio. Por tanto, se activa entonces un «reactor nuclear» y se convierte en una verdadera estrella.
El detonante de una nueva estrella puede causar también ondas de choque que atraviesan la nebulosa y provocan condensaciones de nueva materia: el proceso prosigue a través de la nube de gas y polvo.
Las estrellas de más pequeñas dimensiones son tenues y frías, mientras que las más grandes son calientes y brillantes. Durante la mayor parte de su vida, la estrella se encuentra en una delicada situación de equilibrio entre la fuerza de gravedad y las reacciones nucleares. Mientras estas dos fuerzas se neutralicen, la estrella permanecerá estable y formará parte de la «secuencia principal».
Estrella T Tauri
Cuando se trata de una estrella muy joven se dice que es una estrella T Tauri. Aún no ha entrado en la «secuencia principal» del diagrama H-R. Las reacciones nucleares acaban de empezar y emite luz de un modo imprevisible. El astro expulsa chorros de materia, que al calentar los gases interestelares circundantes lo hacen tan brillante que se convierte en un objeto de tipo Herbig-Haro.
En este estadio, el fuerte viento estelar barre la envoltura de polvo y permite ver la luz del astro. La fase de T Tauri puede durar hasta 30 millones de años. A partir de los residuos de gas y polvo pueden nacer planetas.
Las estrellas jóvenes son difíciles de ver porque todavía están envueltas por una nube de polvo oscura, pero pueden ser identificadas mediante instrumentos sofisticados, como los telescopios de infrarrojos.
Objeto Herbig-Haro
Un objeto de tipo Herbig-Haro es una nebulosa asociada con estrellas recién formadas. Se trata de una mancha brillante de polvo y gas que cambia de aspecto en períodos muy breves. Este tipo de objetos son de vida muy corta, del orden de unos pocos miles de años. También se denominan «objetos HH».
Llega un momento en el que el astro alcanza el «equilibrio hidrostático», ya que la fuerza de gravedad, que atrae las partículas hacia el centro, se equilibra con los procesos de fusión nuclear, que rechazan las partículas hacia fuera. En este momento el astro ya es una estrella de la «secuencia principal», y su núcleo posee una enorme cantidad de combustible en forma de hidrógeno.
Las primeras estrellas
Las primeras estrellas se formaron porque la materia no estaba distribuida de forma uniforme en el universo mientras se expandía. La materia se fue agregando a medida que el gas se condensaba en nubes, a causa de la gravedad.
Algunas estrellas se formaron a partir de restos de explosiones de estrellas más viejas, y se les conoce como «estrellas de segunda generación». La explosión de una estrella puede producir ondas de choque que atraviesan una nebulosa y logran condensar gas y polvo. La fuerza de gravedad se vuelve tan intensa que parte de la nube de gas y polvo empieza a aglomerarse y a colapsar.
