¡Ha nacido una estrella!

Si eres de los que la astrofísica te da cierta curiosidad, en algún momento te has preguntado cómo se forman las estrellas. La respuesta corta es a partir de una nube de gas que se comprime por gravedad. Pero en esa historia hay más, mucho más. En este post vamos a meternos en los entresijos de este fenómeno, en las luchas de poder, los equilibrios y las sutilezas que dan lugar al nacimiento de las estrellas.

En primer lugar, definiremos en bruto una estrella como un elemento en el cual tienen lugar reacciones termonucleares de fusión. Esta reacción puede darse de varias formas, pero a grandes rasgos lo que ocurre es que se unen átomos de elementos ligeros para dar lugar a átomos de elementos más pesados, produciéndose una gran cantidad de energía. Es justo lo contrario de lo que hacemos en las centrales nucleares, donde dividimos átomos de elementos pesados en átomos de elementos ligeros, lo cual también produce energía, aunque mucha menos en la fusión. ¿Qué se necesita para profucir fusión?


Necesitamos gas de hidrógeno a una altísima temperatura


Para conseguirlo, entra en escena nuestra heroína: la gravedad. Partimos de una gran nube de gas de hidrógeno molecular (moléculas constituidas por dos átomos de hidrógeno), y la gravedad comienza a colapsarla, a comprimirla. En este proceso aumenta la densidad y, por tanto, también la temperatura. Sin embargo, el colapso gravitatorio tiene enemigos:

  • Presión hidrostática: los gases al calentarse tienden a expandirse, no a contraerse, lo que provoca una presión que evita el colapso gravitatorio.
  • Conservación del momento angular: podemos entender el momento angular como la cantidad de giro, que es mayor cuando más lejos se está del eje alrededor del cual se gira, y menor cuanto más cerca. Esta cantidad debe conservarse, con lo cual también será un impedimento a la compresión, que disminuiría esta cantidad de giro.
  • Presión magnética: hay una fuerza repulsiva entre las moléculas, tal y como en los polos iguales de dos imanes, lo que también luchará frente al colapso.

Para poder vencer a estos enemigos necesitamos partir de una nube lo suficientemente grande y fría


Hay una masa mínima por debajo de la cual, por mucho que yo colapse la nube, no puedo conseguir formar una estrella. Esta masa viene determinada por la Masa de Jeans, que es directamente proporcional a la temperatura (cuando aumenta la temperatura aumenta la masa de Jeans y por tanto se requiere más masa para formas una estrella) e inversamente proporcional a un parámetro llamado opacidad. La opacidad va íntimamente ligada a la densidad y da cuenta de la dificultad que las partículas y la energía encuentran para salir de la nube: a mayor opacidad, más dificultad para escapar. Por tanto, si aumenta la opacidad, disminuye la masa de Jeans, por lo que se requiere menos masa para formar una estrella.

Jugando con estas sutilezas, el proceso se vuelve cíclico, buscando el equilibrio:

Esquema de la evolución hasta protoestrella

Debido a la contracción gravitatoria inicial, aumenta la opacidad, lo que a su vez disminuye la temperatura, por lo que se requiere menos masa y la nube se fragmenta, dando lugar a varios núcleos de contracción que evolucionan de forma independiente. Esta fragmentación ocurre en cada núcleo una y otra vez hasta que la opacidad crece tanto, que a la energía le cuesta mucho escapar de la nube, lo que produce un aumento de la temperatura. Esto significa que aumenta la masa de Jeans y la fragmentación se detiene. Es sencillo, es elegante, es sutil… y también es la explicación de por qué la mayoría de las estrellas se forman en cúmulos y asociaciones de estrellas de composición y edades similares.


La fragmentación de la nube inicial debido al juego entre opacidad, temperatura y masa de Jeans es el motivo por el cual las estrellas suelen encontrarse en grupos.


Una vez tenemos los núcleos definitivos, que ya no se fragmentarán más, la temperatura sigue aumentando hasta llegar aproximadamente a los 1800K. En este momento, las moléculas formadas por dos átomos de hidrógeno que teníamos en la nube inicial se disocia, es decir, se rompe y los dos átomos de hidrógeno quedan libres por separado, lo cual consume energía y por tanto la temperatura desciende. Al descender la temperatura, los enemigos de la gravedad pierden fuerza y ésta gana terreno, contrayendo aún más la nube. Cuando la temperatura alcanza los 10⁵K, todo el gas está ionizado, lo que eleva la presión que contrarresta la gravedad, deteniendo el colapso. En este punto diremos que tenemos una Protoestrella.


Una protoestrella es una bola de gas en equilibrio hidrostático que, a pesar de su alta temperatura, aún no puede producir la fusión.


Hablemos de parámetros. Hemos pasado de un radio inicial de la nube de 100UA a 0.25UA, la opacidad es muy alta y la temperatura en superficie ronda los 2000-3000K. Por su alta temperatura, estos objetos son muy luminosos pero también muy difíciles de ver, ya que están imersos en un ambiente con mucho gas. Este brillo recordemos que aún no se debe a la fusión. Sin embargo, nada dura para siempre. Y es que rodeando a nuestra protoestrella hay un disco de acreción con gas y material sobrante que comienza a caer en ella, rompiendo el equilibrio. Se reinicia el colapso.


Senda de Hayashi


En esta fase, la opacidad es muy alta, por lo que aunque la temperatura sigue aumentando, la energía no escapa, siendo que la temperatura superficial se mantiene constante mientras que la temperatura en el interior de la protoestrella sigue aumentando. Es un colapso isotermo.

Llega un momento en el que la opacidad disminuye, la energía escapa abruptamente y se entra en una fase radiativa, en la que la energía se propaga por radiación. Todo esto ocurre mientras el colapso continúa y toca enfrentarse al segundo enemigo: el momento angular. A la protoestrella le sobra parte de este momento angular y para librarse de él usa tres armas:

  • Frenado magnético: la velocidad disminuye por una interacción magnética con la nube.
  • Chorros colimados: son chorros de partículas a gran velocidad perpendiculares al disco.
  • Vientos estelares: son fuertes vientos de materia que al escapar se llevan parte de ese momento angular. Esto es lo que conocemos como estrellas T-Tauri (aunque estrictamente hablando, no son estrellas aún)
Esquema de protoestrella

La temperatura sigue aumentando


Llega un momento en el que la temperatura en el núcleo de la protoestrella es tan alta que pueden producirse reacciones de fusión. La energía liberada en esta reacción contrarresta el colapso gravitatorio y se alcanza el equilibrio hidrostático, con su característica forma esférica: ha nacido una estrella.