[Principal] [Grupo] [Telescopios] [Atlas Lunar] [Constelaciones]

 

Nacimiento de las Estrellas

© 2003. Carlos Andrés Carvajal T.
Astrónomo Autodidacta.

Las estrellas se forman a partir de la materia del medio interestelar; las zonas mas probables de dar origen a  las estrellas son aquellas en las que hay mayor densidad, porque los átomos y granos de polvo se encuentran mas cercanos y esto permite que se ejerza una mayor fuerza de atracción gravitacional. Otro requisito es que exista una baja presión del medio lo que se facilita por la presencia de bajas temperaturas. Las únicas partes del medio interestelar en donde se cumplen estos requisitos son las nebulosas oscuras y las nubes moleculares en donde la densidad promedio es del rango de 100 a 10000 partículas por cm3 (el promedio es de 0.1 a 20 partículas por cm3) y la temperatura 10 K.

La gravedad tiende a hacer coalecer el material pero esta fuerza está contrarrestada por el magnetismo, movilidad de las partículas y rotación. Cuales son entonces los mecanismos que hacen que este material comience a reunirse para finalmente dar a luz una estrella?. Se han identificado varios probables:

  • Supernova: grandiosa explosión de una estrella masiva produce una fuerte onda de choque que ocasiona el desequilibrio necesario para engendrar una estrella.
  • Ondas de choque entre nubes moleculares
  • Ondas de densidad, producidas por los brazos espirales de las galaxias, por delante de estas ondas viajan ondas de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras.
  • Interacciones galácticas. En donde interactúan los medios interestelares de cada una de ellas resultando en ondas de choque.

Una vez que las estrellas empiezan a brillar liberan una onda de choque térmica que actúa como un efecto desencadenante para la formación de nuevas estrellas, no en vano se observan nacer en cúmulos.

Protoestrellas

 Una protoestrella es una estrella en su fase mas temprana de evolución. Al principio, un cúmulo de material frío varias veces mayor que el sistema solar comienza concentrarse debido a que ondas de choque u otros mecanismos alteran la estabilidad gravitacional de la nube haciendo que no pueda soportar su "peso" lo que acelera y mantiene el colapso sobre si misma. En la medida en que la nube se contrae su velocidad de giro se aumenta proporcionalmente, tanto que, si no hubiera un mecanismo de frenado ellas girarían mucho mas rápido de lo que lo hacen ahora. Este mecanismo de frenado es principalmente el campo magnético 

El aumento de presión y de temperatura que en solo unos cientos de años alcanzará los 2000 a 3000K en el centro la nube primigenia, comienza a irradiar energía por convección  hacia el exterior; esta energía se manifiesta en longitudes de onda de infrarrojo y microondas; en este punto, se tiene una protoestrella la cual al aumentar aun más la temperatura del gas que la circunda resulta ionizado formándose una nebulosa de emisión HII. En este momento la protoestrella no es visible directamente, pero con el uso de instrumentos que captan el infrarrojo es posible observar su estructura.

Este periodo de protoestrella varía de acuerdo a su masa, durante él la temperatura en el interior se hace tan grande, alrededor de 10 millones K, que las reacciones termonucleares se inician fusionándose el hidrogeno en helio liberando una inmensa cantidad de energía. 

61H+ ® 4He++ + 2e+ + 2n + 2g  + 21H+
 6 átomos de hidrogeno se fusionan para convertirse en un núcleo de helio, dos positrones, dos neutrinos, rayos gamma y  de nuevo dos átomos de hidrogeno. 

Esta energía evita que la estrella se siga contrayendo alcanzando el denominado equilibrio hidrostático (gravedad hacia el colapso - temperatura hacia la expansión) y es en este momento que la protoestrella deja de serlo para ser una estrella de la secuencia principal, en donde pasará la mayor parte del resto de su vida.

La evolución de una protoestrella depende de la masa que posea:

  • Protoestrellas entre 0.8 y 11 masas solares. Inicialmente poseen una capa externa relativamente fría y son opacas, posteriormente al iniciase las reacciones termonucleares aumentan su brillo y alcanza la secuencia principal.
  • Protoestrellas mas masivas entre 11 y más de 50 masas solares se contraen y calientan rápidamente y estabilizan su brillo mas rápidamente.
  • Protoestrellas de poca masa, menores a 0.8 la del sol pueden no desarrollar nunca la presión y la temperatura suficientes para iniciar la fusión del hidrogeno convirtiéndose en enanas cafés.
  • Protoestrellas de mas de 100 masas solares: pueden no alcanzar nunca la secuencia principal por que resultan rápidamente en tremendas presiones que sobrepasan la fuerza gravitatoria expeliendo el material externo al espacio.

La energía producida por una estrella recién nacida "barre" todo el material que la rodea y entonces se hace claramente visible. Durante este fase inicial las estrellas aun no acaban de ajustar por completo su estructura y presentan frecuentemente variaciones de brillo, a ellas por la variación en su brillo se les denomina variables y las relacionadas con las recién nacidas son las T Tauri y las FU Orionis.  

Estrellas T Tauri y FU Orionis

Son una fase en evolución de protoestrellas de 3 veces la masa solar en las que se presentan eyecciones de masa a velocidades de alrededor de 80 Km/seg., en las cuales ellas pierden alrededor de 10-7 a 10-8 masas solares por año, de esta manera, la masa de la estrella resultante siempre será mucho menor que la de la protoestrella. La característica de ellas es que poseen líneas de emisión y absorción en sus espectros y un cambio irregular en su luminosidad.

FU Orionis. Ocasionalmente una T Tauri se vuelve inestable liberando gran cantidad de energía convirtiéndose temporalmente en una estrella mucho mas brillante durante años. Las estrellas con más de 3 masas solares no pasan por esta fase, sin embargo también pierden masa por la presión de radicación en sus superficies. También se ha descubierto que muchas protoestrellas, incluidas la T Tauri pierden masa a través de dos chorros opuestos llamados flujo bipolar tambien conocidos como Objetos Herbig-Haro. 

Disco de acrecentamiento

Así como las estrellas pierden material también lo ganan a través del que las circunda. En la medida en que nebulosa se contrae para producir la protoestrella su velocidad de rotación aumenta (como el patinador de hielo al girar cerrando los brazos), este mismo movimiento se produce en el disco nebular que la rodea, las partículas dentro del disco colisionan unas con otras disminuyendo su velocidad cayendo en la protoestrella. También es en este disco que el material se reúne para formar discos protoplanetarios y finalmente planetas alrededor de muchas estrellas.

La mayoría de las estrellas nacen formando cúmulos abiertos. Las estrellas masivas calientan el gas remanente a temperaturas mayores a 10.000 K haciendo que el gas se escape, como resultado de este proceso la masa total de los cúmulos jóvenes se reduce haciendo que las estrellas puedan escapar a su atracción gravitacional y separarse, de esta manera es frecuente observar estrellas dispersas mas que las que se encuentran en cúmulos.