Formación de una estrella.

El nacimiento de una estrella es un fenómeno interesante que ha sucedido a lo largo de miles de millones de años y continúa ocurriendo. Todo comienza con una gigantesca y fría acumulación de gas y polvo, una nebulosa, la cual por fuerzas gravitacionales comienza un proceso en el cual la materia se atrae mutuamente hacia un centro común en un proceso que lleva a compactarla. La nebulosa es casi toda gas; el 99% se compone principalmente de hidrógeno y un poco de helio, y una pequeña proporción de 1 ó 2% se forma de elementos más pesados.

Conforme la materia se compacta, la enorme nube comienza a girar. La fría masa adquiere temperaturas más elevadas debido al constante choque que las partículas experimentan entre sí al acercarse más y más a un centro común. La presión aumenta y los choques se intensifican, elevando aun más la temperatura.
A la vez, la masa de gas y polvo aumenta la velocidad a la que gira, debido a sus proporciones cada vez más compactas. La nebulosa original podía tener dimensiones muy grandes, de hasta varios años luz, donde la materia se dispersaba en el vacío del espacio manteniendo densidades sumamente bajas. A esta altura del desarrollo, la materia se encuentra mucho más compacta, distribuyéndose en un cuerpo plano parecido a un disco, forma adquirida como efecto de la rotación y de las colisiones entre las partículas. No toda la materia llegará a ser parte de la estrella. Una fracción podría formar planetas, asteroides, cometas y demás cuerpos estelares.
El ciclo continúa, convirtiéndose en un cuerpo cada vez más compacto y más caliente, hasta que la densidad se incrementa y la interacción de las partículas aumenta, generando una considerable cantidad adicional de calor. Entonces, la estrella en formación comienza a estabilizar sus dimensiones y la contracción se torna más lenta: por un lado, la fuerza gravitacional tiende a concentrar la materia en el núcleo, pero por el otro, la elevada temperatura al centro ha comenzado a ejercer una presión térmica que se opone a la gravedad. Así nace una protoestrella: un cuerpo que algunas decenas de miles de años atrás se encontraba disperso en una nube de gas y que ahora está en camino a transformarse en una estrella. Las protoestrellas son difíciles de observar dado que usualmente el gas y polvo que se encuentran a su alrededor, bloquean la luz generada por el cuerpo. Sin embargo, pueden llegar a ser detectadas en el espectro infrarrojo, ya que la luz absorbida por la nube también la calienta, provocando que irradie en esa longitud de onda.

Para que una estrella sea considerada como tal, debe obtener su energía de procesos de fusión nuclear. Las protoestrellas no presentan este fenómeno, y su energía es consecuencia de los efectos gravitatorios incrementando su presión interior. La nebulosa requirió de un corto periodo para dar lugar a una protoestrella, en comparación con el lapso, mucho mayor, que será necesario para convertirse en estrella1.
La protoestrella muestra cambios mucho más lentos y paulatinos, pero continúa evolucionando. La presión aumenta de a poco, y a la vez lo hace la temperatura, hasta llegar al punto en el cual el núcleo alcanza temperaturas mayores a los 10 millones de Kelvin. Entonces comienzan a presentarse procesos de fusión nuclear; átomos de hidrógeno son fusionados en átomos de helio liberando enormes cantidades de energía en forma de luz y calor. Han transcurrido decenas de millones de años, y una estrella ha nacido2.
La fusión nuclear aumenta su actividad hasta llegar al equilibro, el cual se logra cuando la fuerza producida en el núcleo de la estrella es igual a la fuerza generada por la gravedad de la estrella. Al llegar a dicho equilibrio, la estrella finalmente deja de contraerse.

Se cree que cuando la materia de una nebulosa se compacta y gira, puede separarse en dos o más nubes más pequeñas, lo cual explicaría la razón por la cual la mayoría de las estrellas forman sistemas dobles o múltiples que giran con respecto a un centro gravitatorio común.

Los procesos de fusión nuclear en las estrellas son los responsables directos de la existencia de los elementos químicos. La mayor parte de la vida de la estrella transcurrirá fusionando hidrógeno en helio, en el periodo conocido como secuencia principal de una estrella, etapa que durará hasta el momento en el que comience el desencadenamiento de la muerte de la estrella. A pesar de que la mayor parte de la materia de la que se formó la estrella era hidrógeno y a lo largo de su vida lo fusionará principalmente en helio, posteriormente comenzará a fusionar elementos más pesados, como átomos de carbono y nitrógeno, fenómeno que tendrá inicio cuando la estrella se aproxime a su vejez.

 


1. El tiempo que toma una nebulosa en evolucionar hasta este punto depende de diversos factores. Se estima que al Sol le llevó 100,000 años pasar de una nebulosa rotativa a una protoestrella.
2. Se calcula que el tiempo necesario para que una nebulosa dé lugar a una estrella es aproximadamente equivalente al 1% del tiempo de vida de la estrella. En el caso del Sol, algunas aproximaciones indican que pudo haber tardado 50 millones de años o más. Sin embargo, dado que los tiempos dependen en buena medida de la masa de la estrella, éstos pueden ser muy variados, considerando que la masa inicial puede encontrarse dentro del rango de 0.08 masas solares como mínimo y 150 masas solares como máximo.

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