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El medio interestelar
El polvo interestelar
El gas interestelar
La formación de las estrellas
El nacimiento de las estrellas
Las estrellas T Tauri, objetos Herbig-Haro y región HII
La Galaxia
Los primeros estudios de la Vía Láctea
Las Cefeidas y el tamaño de la Vía Láctea
La Galaxia
El centro de la Galaxia
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.
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.
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. |