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Mapa de la Vía Láctea. Crédito: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt

 

El nacimiento de las estrellas

Las nubes moleculares gigantes son capaces de resistir a la fuerza de gravedad que debería hacerlas colapsarse sobre ellas mismas. Varios procesos intervienen para asegurar una estabilidad relativa. Primero, las estrellas próximas recalientan el gas de las nubes, lo que se traduce por una agitación de las moléculas, así pues, por una fuerza de presión interna que puede resistir a la gravedad. Luego, la nube no está inmóvil, sino gira sobre sí misma. Las moléculas de gas están, de hecho, sometidas a una fuerza centrífuga que les impide caer hacia el centro de la nube. Por fin, el campo magnético interestelar también es el origen de una fuerza que contribuye a la estabilidad.

 

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Una región de formación estelar dentro de nebulosa Messier 17, observada por el telescopio espacial en 1999. Crédito: NASA / ESA / J. Hester (ASU)

Esta situación no dura, sin embargo, eternamente porque ciertos factores pueden romper el equilibrio y poner en marcha un colapso gravitacional. Una primera posibilidad es el paso de la nube por una zona de alta densidad de materia. Nuestra Galaxia no tiene un reparto de materia uniforme, sino contiene zonas más densas que la media. Cuando una nube molecular gigante atraviesa una de estas zonas, sufre una fuerza de compresión que puede romper el equilibrio y provocar un colapso gravitacional.

Otra causa posible es la explosión de una supernova. Este acontecimiento da lugar a una formidable onda de choque que comprime violentamente las regiones que atraviesa y puede, así pues, provocar el colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Es, por otra parte, el guión que es aceptado para explicar la formación del Sol.

La masa de Jeans

Una vez rota la estabilidad, una nube molecular gigante no va simplemente a contraerse. Comienza primero por fragmentarse en bloques cada vez más pequeños. Este proceso fue estudiado por el físico británico James Jeans que mostró a principios del siglo que una nube de gas, sometida a las exigencias opuestas de la fuerza de gravitación y a la presión interna, termina por contraerse si su masa es superior a un cierto umbral llamado masa de Jeans.

Este umbral es tanto más bajo cuanto la nube es densa, y tanto más grande cuanto la temperatura es elevada. Así, una nube densa se contraerá más fácilmente que una nube tenue y, para una densidad dada, una nube fría se colapsará más fácilmente que una nube caliente. La masa de Jeans dicta el tamaño de las nubes susceptibles de colapsarse, y son las variaciones de esta masa crítica con la temperatura y densidad que determinan el desarrollo de los acontecimientos después de la ruptura del equilibrio.

La fragmentación de una nube molecular

Dentro de la nube molecular gigante, cuyo equilibrio acaba de romperse, bloques de la masa de Jeans se vuelven independientes del conjunto y comienzan a contraerse. A medida de la compresión, la densidad aumenta en cada uno de estos bloques, lo que lo hace bajar el umbral crítico de Jeans. En consecuencia, comienza una nueva serie de fragmentaciones, y cada uno de los bloques se subdivide él mismo en nubes más pequeñas y más densas. La masa de Jeans continúa, pues, bajando, y así sucesivamente. Una sucesión de divisiones se desarrollan dando origen, a partir de una nube gigante, a una gran cantidad de fragmentos cada vez más pequeños.

El proceso de fragmentación termina por pararse. Mientras las nubes eran transparentes, la radiación podía escaparse libremente y liberaba la nube de su excedente de energía. Pero en un determinado momento, los bloques de gas alcanzan una densidad suficiente para volverse opacos e impedir la radiación de eliminar el exceso de energía. Por consiguiente, la temperatura de la nube, que hasta allí era estable, comienza a subir, lo que se traduce en un aumento de la masa de Jeans. Las nubes más pequeñas, aparecidas cuando el umbral crítico era más bajo, son entonces muy poco masivas para fragmentarse, y todo el proceso se para.

 

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Barnard 68, un glóbulo de Bok compuesto de gas y polvo situado a 410 años-luz. Su temperatura es de 16 grados por encima del cero absoluto; su masa, dos veces la del Sol, y su tamaño, medio año-luz. Las fuerzas de gravedad y presión todavía están en equilibrio, pero las observaciones muestran que la nube corre peligro en cualquier momento de colapsarse sobre sí misma para dar origen a una nueva estrella. Crédito: ESO / VLT

El nacimiento de una estrella

Cuando la fragmentación se para, cada pequeña nube de gas se vuelve una proto-estrella que continúa contrayéndose y calentándose, convirtiendo su energía gravitacional en energía térmica. La radiación todavía puede escaparse parcialmente. La temperatura se mantiene entonces moderada, y la luz de la estrella se sitúa en el infrarrojo.

Pero la contracción continúa, y el gas se vuelve finalmente opaco. La temperatura de la proto-estrella alcanza entonces varios millares de grados, y el astro se pone a brillar en el dominio visible. Como sus dimensiones son enormes, la proto-estrella es entonces extremadamente brillante. En este período de su vida, el proto-sol, por ejemplo, era cien veces más brillante que en nuestros días.

En el centro del astro, la densidad y temperatura aumentan cada vez más. Finalmente, llega el momento donde la temperatura central alcanza diez millones de grados y se desencadenan las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno. En este momento, se produce una enorme cantidad de energía que da origen a una presión interna que se opone a la fuerza de gravedad y estabiliza el astro. La contracción se para, y es el principio de la vida de la estrella en la secuencia principal.

La duración de la formación de una estrella es mucho más corta que su longevidad en la secuencia principal. Depende en gran medida de la masa de la estrella en cuestión. Es, pues, varias decenas de millones de años para una estrella como el Sol, pero menos de 100.000 años para una estrella de diez masas solares.

Tengamos en cuenta aún para completar, que todas las estrellas no nacen en nubes moleculares gigantes. Algunas, entre las menos masivas, se forman a partir de pequeñas nubes moleculares llamadas los glóbulos de Bok, cuyas dimensiones pueden descender hasta menos de un año-luz.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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