21.1: Formación Estelar
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Identificar los procesos a veces violentos por los cuales partes de una nube molecular colapsan para producir estrellas
- Reconocer algunas de las estructuras que se ven en imágenes de nubes moleculares como la de Orión
- Explicar cómo el entorno de una nube molecular permite la formación de estrellas
- Describir cómo el avance de las ondas de formación estelar hacen que una nube molecular evolucione
Al comenzar nuestra exploración de cómo se forman las estrellas, repasemos algunos conceptos básicos sobre las estrellas discutidos en capítulos anteriores:
- Estrellas estables (secuencia principal) como nuestro Sol mantienen el equilibrio produciendo energía a través de la fusión nuclear en sus núcleos. La capacidad de generar energía por fusión define una estrella.
- Cada segundo en el Sol, aproximadamente 600 millones de toneladas de hidrógeno se funden en helio, con alrededor de 4 millones de toneladas convirtiéndose en energía en el proceso. Esta tasa de uso de hidrógeno significa que eventualmente el Sol (y todas las demás estrellas) se quedarán sin combustible central.
- Las estrellas vienen con muchas masas diferentes, que van desde 1/12 masas solares\(M_{\text{Sun}}\) hasta aproximadamente 100—200\(M_{\text{Sun}}\). Hay muchas más estrellas de baja masa que de alta masa.
- Las estrellas de secuencia principal más masivas (tipo espectral O) también son las más luminosas y tienen la temperatura superficial más alta. Las estrellas de menor masa en la secuencia principal (tipo espectral M o L) son las menos luminosas y las más frías.
- Una galaxia de estrellas como la Vía Láctea contiene enormes cantidades de gas y polvo, suficientes para hacer miles de millones de estrellas como el Sol.
Si queremos encontrar estrellas aún en proceso de formación, debemos buscar en lugares que tengan abundancia de la materia prima a partir de la cual se ensamblan las estrellas. Dado que las estrellas están hechas de gas, enfocamos nuestra atención (y nuestros telescopios) en las densas y frías nubes de gas y polvo que salpican la Vía Láctea (ver la miniatura del capítulo y Figura\(\PageIndex{1}\)).
Nubes Moleculares: Viveros Estelares
Como vimos en Between the Stars: Gas and Dust in Space, los reservorios más masivos de materia interestelar, y algunos de los objetos más masivos de la Galaxia de la Vía Láctea, son las nubes moleculares gigantes. Estas nubes tienen interiores fríos con temperaturas características de solo 10—20 K; la mayoría de sus átomos de gas están unidos en moléculas. Estas nubes resultan ser los lugares de nacimiento de la mayoría de las estrellas de nuestra Galaxia.
Las masas de nubes moleculares van desde mil veces la masa del Sol hasta alrededor de 3 millones de masas solares. Las nubes moleculares tienen una estructura filamentaria compleja, similar a las nubes cirros en la atmósfera terrestre, pero mucho menos densas. Los filamentos de nubes moleculares pueden tener una longitud de hasta 1000 años luz. Dentro de las nubes se encuentran regiones frías, densas con masas típicas de 50 a 500 veces la masa del Sol; le damos a estas regiones el nombre altamente técnico de grumos. Dentro de estos grupos, hay regiones aún más densas y más pequeñas llamadas núcleos. Los núcleos son los embriones de las estrellas. Las condiciones en estos núcleos, baja temperatura y alta densidad, son justo lo que se requiere para hacer estrellas. Recuerda que la esencia de la historia de vida de cualquier estrella es la competencia continua entre dos fuerzas: la gravedad y la presión. La fuerza de la gravedad, tirando hacia adentro, trata de hacer que una estrella colapse. La presión interna producida por los movimientos de los átomos de gas, empujando hacia afuera, intenta forzar a la estrella a expandirse. Cuando una estrella se está formando por primera vez, baja temperatura (y por lo tanto, baja presión) y alta densidad (de ahí, mayor atracción gravitacional) trabajan ambas para darle la ventaja a la gravedad. Para formar una estrella, es decir, una bola de materia densa y caliente capaz de iniciar reacciones nucleares en lo profundo, necesitamos un núcleo típico de átomos y moléculas interestelares para encogerse en radio y aumentar la densidad en un factor de casi 1020. Es la fuerza de la gravedad la que produce este drástico colapso.
La nube molecular de Orión
Discutamos lo que sucede en las regiones de formación estelar considerando un sitio cercano donde las estrellas se están formando en este momento. Uno de los viveros estelares mejor estudiados se encuentra en la constelación de Orión, El Cazador, a unos 1500 años luz de distancia (Figura\(\PageIndex{2}\)). El patrón del cazador es fácil de reconocer por el conspicuo “cinturón” de tres estrellas que marcan su cintura. La nube molecular de Orión es mucho más grande que el patrón estelar y es realmente una estructura impresionante. En su larga dimensión, se extiende a lo largo de una distancia de unos 100 años luz. La cantidad total de gas molecular es aproximadamente 200,000 veces la masa del Sol. La mayor parte de la nube no brilla con luz visible sino que delata su presencia por la radiación que emite el gas polvoriento a longitudes de onda infrarrojas y de radio.
Las estrellas en el cinturón de Orión suelen tener alrededor de 5 millones de años, mientras que las estrellas cercanas a la mitad de la “espada” que cuelga del cinturón de Orión tienen solo 300.000 a 1 millón de años. La región a mitad de camino abajo de la espada donde todavía se está produciendo la formación estelar se llama Nebulosa de Orión. Alrededor de 2200 estrellas jóvenes se encuentran en esta región, que es sólo un poco más grande que una docena de años luz de diámetro. La Nebulosa de Orión también contiene un grupo apretado de estrellas llamado Trapezio (Figura\(\PageIndex{4}\)). Las estrellas Trapezium más brillantes se pueden ver fácilmente con un pequeño telescopio.
Compare esto con nuestro propio vecindario solar, donde el espaciamiento típico entre estrellas es de aproximadamente 3 años luz. Solo un pequeño número de estrellas en el cúmulo de Orión se puede ver con luz visible, pero las imágenes infrarrojas —que penetran mejor en el polvo— detectan las más de 2000 estrellas que forman parte del grupo (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Los estudios de Orión y otras regiones formadoras de estrellas muestran que la formación estelar no es un proceso muy eficiente. En la región de la Nebulosa de Orión, alrededor del 1% del material en la nube se ha convertido en estrellas. Es por ello que aún vemos una cantidad sustancial de gas y polvo cerca de las estrellas Trapezium. El material sobrante se calienta eventualmente, ya sea por la radiación y los vientos de las estrellas calientes que se forman o por explosiones de las estrellas más masivas. (Veremos en capítulos posteriores que las estrellas más masivas pasan por sus vidas muy rápido y terminan explotando).
Haga un viaje a través de la Nebulosa de Orión para ver un agradable recorrido en video narrado por esta región.
Ya sea suave o explosivamente, el material en el vecindario de las nuevas estrellas es soplado en el espacio interestelar. Los grupos o cúmulos de estrellas más antiguos ahora se pueden observar fácilmente con luz visible porque ya no están envueltos en polvo y gas (Figura\(\PageIndex{5}\)).
Si bien no sabemos qué causó inicialmente que las estrellas comenzaran a formarse en Orión, hay buena evidencia de que la primera generación de estrellas desencadenó la formación de estrellas adicionales, lo que a su vez condujo a la formación de aún más estrellas (Figura\(\PageIndex{6}\)).
La idea básica de la formación estelar desencadenada es esta: cuando se forma una estrella masiva, emite una gran cantidad de radiación ultravioleta y expulsa gas de alta velocidad en forma de viento estelar. Esta inyección de energía calienta el gas alrededor de las estrellas y hace que se expanda. Cuando las estrellas masivas agotan su suministro de combustible, explotan, y la energía de la explosión también calienta el gas. Los gases calientes se amontonan en la nube molecular fría circundante, comprimiendo el material en ella y aumentando su densidad. Si este aumento de densidad es lo suficientemente grande, la gravedad superará la presión, y las estrellas comenzarán a formarse en el gas comprimido. Tal reacción en cadena, donde las estrellas más brillantes y calientes de un área se convierten en la causa de la formación estelar “al lado”, parece haber ocurrido no solo en Orión sino también en muchas otras nubes moleculares.
Hay muchas nubes moleculares que forman solo (o principalmente) estrellas de baja masa. Debido a que las estrellas de baja masa no tienen vientos fuertes y no mueren por la explosión, la formación estelar desencadenada no puede ocurrir en estas nubes. También hay estrellas que se forman en relativo aislamiento en núcleos pequeños. Por lo tanto, no toda la formación estelar es provocada originalmente por la muerte de estrellas masivas. Sin embargo, es probable que haya otros posibles desencadenantes, como las ondas de densidad espiral y otros procesos que aún no entendemos.
El nacimiento de una estrella
Aunque regiones como Orión nos dan pistas sobre cómo comienza la formación estelar, las etapas posteriores aún están envueltas en misterio (y mucho polvo). Existe una enorme diferencia entre la densidad de un núcleo de nube molecular y la densidad de las estrellas más jóvenes que se pueden detectar. Las observaciones directas de este colapso a mayor densidad son casi imposibles por dos razones. En primer lugar, los interiores envueltos en polvo de nubes moleculares donde tienen lugar los nacimientos estelares no se pueden observar con luz visible. Segundo, la escala temporal para el colapso inicial —miles de años— es muy breve, astronómicamente hablando. Dado que cada estrella pasa una fracción tan diminuta de su vida en esta etapa, relativamente pocas estrellas están pasando por el proceso de colapso en un momento dado. Sin embargo, a través de una combinación de cálculos teóricos y las limitadas observaciones disponibles, los astrónomos han reunido una imagen de cuáles son las primeras etapas de la evolución estelar probablemente.
El primer paso en el proceso de creación de estrellas es la formación de núcleos densos dentro de un grupo de gas y polvo (Figura\(\PageIndex{7}\) (a)). Generalmente se piensa que todo el material para la estrella proviene del núcleo, la estructura más grande que rodea a la estrella en formación. Finalmente, la fuerza gravitacional del gas infalible se vuelve lo suficientemente fuerte como para abrumar la presión ejercida por el material frío que forma los núcleos densos. Luego, el material sufre un colapso rápido, y la densidad del núcleo aumenta enormemente como resultado. Durante el tiempo un núcleo denso se contrae para convertirse en una verdadera estrella, pero antes de que comience la fusión de protones para producir helio, llamamos al objeto una protoestrella.
La turbulencia natural dentro de un grupo tiende a dar a cualquier porción de él algún movimiento inicial de giro (incluso si es muy lento). Como resultado, se espera que cada núcleo colapsado gire. De acuerdo con la ley de conservación del momento angular (discutida en el capítulo sobre Órbitas y Gravedad), un cuerpo giratorio gira más rápidamente a medida que disminuye de tamaño. En otras palabras, si el objeto puede girar su material alrededor de un círculo más pequeño, puede mover ese material más rápidamente, como una patinadora que gira más rápidamente a medida que lleva sus brazos apretados a su cuerpo. Esto es exactamente lo que sucede cuando un núcleo se contrae para formar una protoestrella: a medida que se contrae, su tasa de giro aumenta.
Pero todas las direcciones en una esfera que gira no son iguales. A medida que la protoestrella gira, es mucho más fácil que el material caiga directamente sobre los polos (que giran más lentamente) que sobre el ecuador (donde el material se mueve más rápidamente). Por lo tanto, el gas y el polvo que caen hacia el ecuador de la protoestrella son “retenidos” por la rotación y forman un disco extendido giratorio alrededor del ecuador (parte b en la Figura\(\PageIndex{7}\)). Es posible que hayas observado este mismo “efecto ecuador” en el paseo del parque de diversiones en el que te paras de espaldas a un cilindro que gira cada vez más rápido. A medida que giras muy rápido, te empujan contra la pared con tanta fuerza que no puedes caer hacia el centro del cilindro. Sin embargo, el gas puede caer sobre la protoestrella fácilmente desde direcciones alejadas del ecuador de la estrella.
La protoestrella y el disco en esta etapa están incrustados en una envoltura de polvo y gas de la cual el material sigue cayendo sobre la protoestrella. Esta envolvente polvorienta bloquea la luz visible, pero la radiación infrarroja puede atravesar. Como resultado, en esta fase de su evolución, la protoestrella misma está emitiendo radiación infrarroja y por lo tanto solo es observable en la región infrarroja del espectro. Una vez que se ha acumulado casi todo el material disponible y la protoestrella central ha alcanzado casi su masa final, se le da un nombre especial: se llama estrella T Tauri, que lleva el nombre de uno de los miembros mejor estudiados y brillantes de esta clase de estrellas, que fue descubierta en el constelación de Tauro. (Los astrónomos tienden a nombrar tipos de estrellas después del primer ejemplo que descubren o llegan a comprender. No es un sistema elegante, pero funciona.) Sólo las estrellas con masas menores o similares a la masa del Sol se convierten en estrellas T Tauri. Las estrellas masivas no pasan por esta etapa, aunque sí parecen seguir el escenario de formación ilustrado en la Figura\(\PageIndex{7}\).
Vientos y Chorros
Observaciones recientes sugieren que las estrellas T Tauri en realidad pueden ser estrellas en una etapa intermedia entre protoestrellas y estrellas que fusionan hidrógeno como el Sol. Las imágenes infrarrojas de alta resolución han revelado chorros de material así como vientos estelares provenientes de algunas estrellas T Tauri, prueba de interacción con su entorno. Un viento estelar consiste principalmente en protones (núcleos de hidrógeno) y electrones que fluyen lejos de la estrella a velocidades de unos cientos de kilómetros por segundo (varios cientos de miles de millas por hora). Cuando el viento arranca por primera vez, el disco de material alrededor del ecuador de la estrella bloquea el viento en su dirección. Donde las partículas de viento pueden escapar de manera más efectiva es en la dirección de los polos de la estrella.
Los astrónomos han visto evidencias de que estos haces de partículas se disparan en direcciones opuestas desde las regiones polares de las estrellas recién formadas. En muchos casos, estos haces apuntan de nuevo a la ubicación de una protoestrella que todavía está tan completamente envuelta en polvo que aún no podemos verla (Figura\(\PageIndex{8}\)).
En ocasiones, los chorros de partículas de alta velocidad que fluyen lejos de la protoestrella chocan con un trozo de gas algo más denso cercano, excitan sus átomos y hacen que emitan luz. Estas regiones brillantes, cada una de las cuales se conoce como objeto Herbig-Haro (HH) después de los dos astrónomos que las identificaron por primera vez, nos permiten trazar el progreso del chorro a una distancia de un año luz o más de la estrella que lo produjo. La figura\(\PageIndex{9}\) muestra dos espectaculares imágenes de objetos HH.
El viento de una estrella en formación finalmente barre el material que queda en la envolvente oscurecida de polvo y gas, dejando atrás el disco desnudo y protostar, que luego se puede ver con luz visible. Cabe señalar que en este punto, la protoestrella en sí misma sigue contrayéndose lentamente y aún no ha alcanzado la etapa de secuencia principal en el diagrama H—R (concepto introducido en el capítulo Las estrellas: un censo celeste). El disco puede detectarse directamente cuando se observa a longitudes de onda infrarrojas o cuando se ve recortado sobre un fondo brillante (Figura\(\PageIndex{10}\)).
Esta descripción de una protoestrella rodeada por un disco giratorio de gas y polvo suena muy parecido a lo que sucedió en nuestro sistema solar cuando se formaron el Sol y los planetas. En efecto, uno de los descubrimientos más importantes del estudio de la formación estelar en la última década del siglo XX fue que los discos son un subproducto inevitable del proceso de creación de estrellas. Las siguientes preguntas que los astrónomos se propusieron responder fueron: ¿los discos alrededor de las protoestrellas también formarán planetas? Y si es así, ¿con qué frecuencia? Volveremos a estas preguntas más adelante en este capítulo.
Para que las cosas sean simples, hemos descrito la formación de estrellas individuales. Muchas estrellas, sin embargo, son miembros de sistemas binarios o triples, donde varias estrellas nacen juntas. En este caso, las estrellas se forman casi de la misma manera. Los binarios ampliamente separados pueden tener cada uno su propio disco; los binarios cercanos pueden compartir un solo disco.
Resumen
La mayoría de las estrellas se forman en nubes moleculares gigantes con masas de hasta 3 × 106 masas solares. La nube molecular más estudiada es Orión, donde actualmente se está produciendo la formación estelar. Las nubes moleculares suelen contener regiones de mayor densidad llamadas grumos, que a su vez contienen varios núcleos de gas y polvo aún más densos, cada uno de los cuales puede convertirse en una estrella. Se puede formar una estrella dentro de un núcleo si su densidad es lo suficientemente alta como para que la gravedad pueda abrumar la presión interna y hacer que el gas y el polvo colapsen. La acumulación de material se detiene cuando una protoestrella desarrolla un fuerte viento estelar, lo que lleva a que se observen chorros de material provenientes de la estrella. Estos chorros de material pueden chocar con el material alrededor de la estrella y producir regiones que emiten luz que se conocen como objetos Herbig-Haro.
Glosario
- nubes moleculares gigantes
- nubes interestelares grandes y frías con diámetros de decenas de años luz y masas típicas de 105 masas solares; encontradas en los brazos espirales de las galaxias, estas nubes son donde se forman las estrellas
- Objeto Herbig-Haro (HH)
- nudos luminosos de gas en un área de formación de estrellas que se fijan para brillar por chorros de material de una protoestrella
- protostar
- una estrella muy joven aún en proceso de formación, antes de que comience la fusión nuclear
- viento estelar
- la salida de gas, a veces a velocidades tan altas como cientos de kilómetros por segundo, de una estrella