¿Cómo se forman las estrellas? Del gas frío a un reactor de fusión luminoso

Todo comienza en una nube heterogénea

Las nubes moleculares interestelares están compuestas principalmente de gas y una pequeña proporción de polvo. No están completamente en reposo ni tienen la misma densidad en todas sus regiones. Los flujos y la turbulencia generan condensaciones, mientras que la presión térmica y los campos magnéticos pueden oponerse a la contracción. Allí donde la gravedad adquiere suficiente fuerza, el material comienza a colapsar. Un núcleo de la nube se contrae y, al hacerlo, se calienta debido a la liberación de energía gravitatoria. Al principio, este proceso puede permanecer oculto, ya que la envoltura circundante atenúa considerablemente la luz visible. Por ello, las observaciones en el infrarrojo y en longitudes de onda milimétricas son especialmente importantes. Una fuente joven y luminosa no tiene por qué ser una estrella plenamente formada: incluso una protoestrella puede emitir una cantidad considerable de energía gracias a la caída de material sobre ella. Por eso, las observaciones distinguen distintas fases evolutivas, en lugar de tratar la formación estelar como un único episodio repentino de ignición.

El momento angular hace que el colapso dé lugar a un disco

Incluso una nube que gira lentamente posee momento angular. Durante la contracción, este adquiere mayor importancia, de forma similar a una patinadora sobre hielo que gira más rápido al acercar los brazos al cuerpo. Por eso, no todo el material cae simplemente en línea recta hacia el centro. Alrededor de la protoestrella puede formarse un disco a través del cual sigue fluyendo gas hacia el interior. Al mismo tiempo, en muchos sistemas jóvenes se observan flujos de salida y chorros estrechos. Los campos magnéticos y la dinámica del disco desempeñan un papel importante en esta interacción. Aún se investiga con qué eficiencia se transportan la masa y el momento angular en las distintas fases evolutivas. El disco es, además, el lugar donde más adelante pueden formarse planetas. Por tanto, la formación de estrellas y la de planetas están estrechamente relacionadas, aunque no sigan el mismo curso ni la misma evolución temporal en todos los sistemas.

La masa determina la evolución posterior

Si la presión y la temperatura en el centro aumentan lo suficiente, la fusión del hidrógeno puede convertirse en la fuente de energía a largo plazo. La estrella en formación alcanza una fase en la que la generación y la emisión de energía, junto con su estructura interna, constituyen un equilibrio aproximadamente estable. La duración de esta fase depende en gran medida de su masa. Las estrellas de gran masa poseen más combustible, pero lo consumen a un ritmo tan elevado que viven mucho menos que las estrellas de poca masa. No todas las condensaciones que colapsan alcanzan las condiciones necesarias para mantener la fusión del hidrógeno de forma sostenida; por debajo de una determinada masa se forman enanas marrones. Tampoco todo el material inicial se convierte en estrellas. La radiación, los vientos y las explosiones posteriores modifican la nube circundante. Así, la formación estelar es a la vez un proceso local de colapso y parte de un ciclo más amplio que influye en las generaciones posteriores.

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