• Nubes interestelares
• Protoestrella
• Traza de Hayashi
• Secuencia principal de edad cero

El proceso de formación de una estrella se puede resumir de la forma siguiente: se inicia en el interior de una nube fría de polvo y gas interestelar que empieza a colapsarse bajo la acción de su gravedad (su propio peso). La nube se fragmenta y la contracción calienta los fragmentos hasta que eventualmente el centro se hace lo suficientemente caliente para que las reacciones nucleares se inicien. En este punto la contracción se detiene y ha nacido una estrella.

Las grandes nubes moleculares son los lugares de formación de estrellas ¿cuales son las condiciones para que ocurra el colapso ?. La temperatura de la nube debe ser pequeña para que los átomos y moléculas que constituyen estas nubes, se muevan lentamente y permitan a las partes más densas de la nube contraerse bajo la acción de su propia gravedad (peso) formando unos coágulos o fragmentos más pequeños que darán lugar a las nuevas estrellas.

Figura 3-1-1: Fotografía de la Nebulosa de Orión donde tiene lugar la formación de estrellas.

La primera fase en el proceso de formación de una estrella es una gran nube interestelar de decenas de parsecs (10¹⁴ - 10¹⁵ km) de diámetro, con una temperatura de 10 a 100 K y una masa de miles de veces la masa del Sol en forma de gas atómico y molecular (Figura 3-1-1). Esta nube se hace inestable y eventualmente se fragmenta en nubes más pequeñas. El colapso inicial ocurre porque partes de la nube se hacen inestables gravitacionalmente, quizás ayudadas por factores externos como pueden ser ondas de presión producidas por estrellas de tipo O y B cercanas o explosiones de supernovas. Una vez que se inicia el colapso, la teoría sugiere, que una consecuencia natural es la fragmentación en nubes más pequeñas mientras continúen las inestabilidades gravitacionales en el gas. Una nube típica puede romperse en diez, cien y hasta miles de fragmentos cada uno de los cuales sigue el comportamiento de la nube parental y continua contrayéndose cada vez más rápido. Este proceso dura unos pocos millones de años.

De esta forma, una nube interestelar puede producir muchas estrellas al mismo tiempo, incluso un cúmulo con cientos de estrellas cada una de ellas comparable o más pequeña que el Sol. Hay poca evidencia de que las estrellas nazcan aisladas, la mayoría se originan como miembros de sistemas múltiples o de cúmulos.

Un fragmento destinado a formar una estrella similar al Sol contiene entre 1 y 2 masas solares, con un tamaño de unas 100 veces el tamaño del sistema solar. Aunque ha disminuido substancialmente su tamaño por la contracción, la temperatura no es muy diferente de la que tenia la nube parental. Esto es debido a que el gas emite constantemente grandes cantidades de energía al exterior. La materia de los fragmentos es tan transparente que los fotones creados dentro escapan fácilmente sin ser absorbidos de nuevo por la nube. Así toda la energía cedida en el colapso escapa y no produce un aumento de la temperatura. El gas en esta fase se encuentra a unos 100 K.

Como los fragmentos continúan contrayéndose, eventualmente se hacen más densos y la radiación empieza a no poder escapar fácilmente. La radiación atrapada hace que la temperatura suba, y aumente la presión y la fragmentación cesa. Varias decenas de miles de años después de que empezó a contraerse, un fragmento típico tiene la forma de una esfera gaseosa con un diámetro aproximadamente como él de nuestro sistema solar. La región más interior del fragmento se ha hecho opaca a su propia radiación y ha empezado a calentarse, la temperatura central alcanza los 10 000 K. Sin embargo la temperatura en la periferia del fragmento no ha aumentado mucho, ya que la densidad aumenta mucho más rápidamente en el núcleo de los fragmentos que en la periferia.

La región central opaca y densa se conoce como una protoestrella, su masa aumenta conforma más materia cae de la zona exterior y su radio continua disminuyendo porque su presión no es suficiente para soportar el empuje de la gravedad. Ahora se puede distinguir una superficie en la protoestrella, su fotosfera.

Conforme evoluciona la protoestrella va disminuyendo de tamaño, aumentando su densidad y su temperatura en el centro y en la fotosfera. Ahora las propiedades físicas de la protoestrella pueden representarse en el diagrama H-R. Conociendo el radio y la temperatura superficial de la protoestrella se puede calcular su luminosidad. Esta puede ser del orden de varios miles de veces la luminosidad solar, porque aunque su temperatura superficial sea pequeña, del orden de la mitad de la solar, su tamaño es mucho mayor, unas cien veces el solar. Como todavía no han empezado las reacciones nucleares, esta luminosidad se debe a la energía gravitacional cedida en la contracción.

La protoestrella aparecerá en el diagrama H-R por la derecha (por el lado rojo o frío), como continua contrayéndose se mueve en este diagrama hacia abajo (hacia luminosidades menores) y ligeramente hacia la izquierda (hacia temperaturas mayores). Este camino recorrido en el diagrama H-R (traza evolutiva) se denomina la traza de Hayashi (Figura 3-1-2). Las protoestrellas en esta fase muestran una violenta actividad superficial, por ejemplo, intensos vientos protoestelares mucho más densos que el viento solar. Las estrellas T Tauri se encuentran en esta fase y son su evidencia observacional, realmente son protoestrellas en la traza de Hayashi a pesar de llamarlas estrellas.

Al final de la traza de Hayashi la protoestrella tiene aproximadamente 1 masa solar, un radio de unos 1 000 000 km y la contracción ha aumentado la temperatura hasta 10⁷ K, suficiente para iniciar las reacciones nucleares. En el centro de la estrella los núcleos de hidrógeno empiezan a fusionarse para dar núcleos de helio, y una estrella ha nacido. Durante aproximadamente los 30 millones de años siguientes la estrella se contrae un poco más aumentando su densidad central y su temperatura alcanza los 15 millones de grados mientras que en la superficie es de unos 6 000 K. Finalmente la estrella alcanza la secuencia principal en la posición en que se encuentra el Sol. La presión ahora equilibra a la gravedad y la energía nuclear generada en el núcleo es la emitida por la superficie de la estrella.

Toda la fase evolutiva anterior a la secuencia principal, que se acaba de describir, tiene una duración de 40 a 50 millones de años, que aunque es mucho tiempo es menos del 1% de la vida del Sol en la secuencia principal que dura del orden de10 mil millones de años.

Los fragmentos más masivos dentro de la nube interestelar tienden a producir protoestrellas más masivas y en consecuencia estrellas más masivas. El comportamiento de estos fragmentos masivos es similar al descrito anteriormente pero las densidades, radios y temperaturas alcanzados son diferentes, así como la traza evolutiva seguida, que en algunos casos difiere considerablemente. En la Figura 3-1-3 se dan las trazas evolutivas presecuencia principal para objetos de diferentes masas.

Los fragmentos de la nube que formaran estrellas masivas se acercan a la secuencia principal a lo largo de trazas más altas en el diagrama H-R, es decir con luminosidades y temperaturas mayores.

El tiempo requerido para que una nube interestelar llegue ser una estrella de la secuencia principal depende de la masa. Los grandes fragmentos de nube se contraen en estrellas en sólo un millón de años. El caso opuesto son los objetos con masa menor que el Sol, aquellos fragmentos de nube que darán lugar a las estrellas poco masivas que son más pequeñas y más frías que el Sol. Una estrella típica de tipo espectral M tarda mil millones de años en su fase presecuencia principal, unas 20 veces más que el Sol.

La secuencia principal del diagrama H-R, donde las propiedades estelares adquieren valores estables y se producen fusiones nucleares durante un extenso periodo de tiempo, recibe el nombre de secuencia principal de edad cero. Es importante señalar que la secuencia principal no es una traza evolutiva, las estrellas no evolucionan a lo largo de ella. Es una parada en el diagrama H-R donde las estrellas pasan la mayor parte de su vida, las poco masivas en la parte baja y las muy masivas en la parte alta.

Sí las nubes de gas interestelar estuviesen compuestas por los mismos elementos químicos y en la misma cantidad, la masa sería el único factor que determinase la posición de una estrella en el diagrama H-R al nacer, y la secuencia principal de edad cero sería una línea bien definida en lugar de una banda ancha. Sin embargo, la composición química de las estrellas afecta a su estructura (debido a cambios en la opacidad de las capas más exteriores) y esto influye en los valores de la luminosidad y temperatura en la secuencia principal.

La composición química de las estrellas viene dada por su abundancia de hidrógeno, helio y metales (en Astrofísica consideramos metales a todos los elementos más pesados que el helio). La abundancia de los metales aumenta en las sucesivas generaciones estelares ya que conforme las estrellas evolucionan y envejecen, como veremos más adelante, pierden parte de su masa que contiene los elementos químicos que ella misma ha creado, por reacciones nucleares, y la ceden al medio interestelar que así se enriquece en metales, las nuevas generaciones de estrellas, nacidas en este medio más rico, contienen una abundancia mayor de elementos pesados.

Las estrella con elementos más pesados tienden a ser más frías y ligeramente menos luminosas que las estrellas que tienen la misma masa pero pocos elementos pesados (deficientes en metales). Como resultado de estas diferencias en composición entre las estrellas, la secuencia principal de edad cero es una banda ancha en lugar de una línea estrecha.

Algunos fragmentos de nube son demasiado pequeños para llegar a ser estrellas, el planeta gigante Júpiter es un ejemplo de ello. Júpiter se contrajo bajo la acción de la gravedad y la energía producida todavía es detectable, pero su masa no fue suficiente para que la gravedad la calentase hasta la temperatura necesaria para la fusión nuclear. Se estabilizó por el calor generado y la rotación antes de empezar a fusionar el hidrógeno. Júpiter nunca evolucionó más allá del estado de protoestrella. Sí Júpiter, o cualquier otro de los planetas jovianos, hubiese continuado acumulando gas de la nebulosa solar hubiese podido llegar a estrella.

Los fragmentos de gas interestelar poco masivos carecen de la masa necesaria para iniciar las reacciones nucleares, continuaran enfriándose y haciéndose compactos y oscuros. La masa mínima necesaria para generar las temperaturas de fusión nuclear es alrededor de 0.08 masas solares. Un gran número de objetos similares a Júpiter deben estar repartidos en el Universo, objetos pequeños, débiles y fríos muy difíciles de observar, reciben el nombre de "enanas marrones". Pueden ser planetas asociados a estrellas o fragmentos de nubes interestelares alejados de cualquier estrella.