Como se forman las estrellas

estrella de neutrones

Se crearon dos modelos informáticos correlacionados basados en las observaciones en luz visible del telescopio espacial Hubble y en las observaciones en luz infrarroja del telescopio espacial Spitzer. El resplandeciente paisaje gaseoso ha sido iluminado y esculpido por la radiación de alta energía y los fuertes vientos estelares de las masivas estrellas calientes del cúmulo central. Las observaciones en el infrarrojo muestran, en general, gas a temperaturas más frías en una capa más profunda de la nebulosa que se extiende mucho más allá de la imagen visible. Además, el infrarrojo muestra muchas estrellas débiles que brillan principalmente en longitudes de onda más largas. Las observaciones visibles de mayor resolución muestran detalles más finos, como los choques de arco y los propulsores en forma de renacuajo. De este modo, la película ilustra las características contrastadas que descubre la astronomía de múltiples longitudes de onda. Crédito: NASA, ESA, F. Summers, G. Bacon, Z. Levay, J. DePasquale, L. Hustak, L. Frattare, M. Robberto y M. Gennaro (STScI), y R. Hurt (Caltech/IPAC) COMUNICADO DE PRENSA: 2018-04 >

Las estrellas nacen en nubes de gas y polvo. Una de estas guarderías estelares es la nebulosa de Orión, una enorme nube de gas y polvo de muchos años luz de diámetro. Las turbulencias de las profundidades de estas nubes crean regiones de alta densidad llamadas nudos. Estos nudos contienen suficiente masa como para que el gas y el polvo empiecen a colapsar por la atracción gravitatoria. Al colapsar, la presión de la gravedad hace que el material del centro se caliente, creando una protoestrella. Un día, este núcleo se calienta lo suficiente como para iniciar la fusión y nace una estrella.

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Una estrella nace cuando los átomos de los elementos ligeros son comprimidos bajo una presión suficiente para que sus núcleos sufran una fusión. Todas las estrellas son el resultado de un equilibrio de fuerzas: la fuerza de la gravedad comprime los átomos del gas interestelar hasta que comienzan las reacciones de fusión. Y una vez que comienzan las reacciones de fusión, éstas ejercen una presión hacia el exterior. Mientras la fuerza de gravedad hacia dentro y la fuerza hacia fuera generada por las reacciones de fusión sean iguales, la estrella permanece estable.

Las nubes de gas son comunes en nuestra galaxia y en otras galaxias como la nuestra. Estas nubes se llaman nebulosas. Una nebulosa típica tiene muchos años luz de diámetro y contiene suficiente masa para formar varios miles de estrellas del tamaño de nuestro sol. La mayor parte del gas de las nebulosas consiste en moléculas de hidrógeno y helio, pero la mayoría de las nebulosas también contienen átomos de otros elementos, así como algunas moléculas orgánicas sorprendentemente complejas. Estos átomos más pesados son restos de estrellas más antiguas, que han explotado en un evento que llamamos supernova. El origen de las moléculas orgánicas sigue siendo un misterio.

cuáles son las pruebas de la formación de estrellas

La gravedad del gas y el polvo de las nubes hace que se contraigan lentamente y colapsen en una serie de puntos (o núcleos). Justo en medio de estos núcleos, puede llegar a ser muy caliente y denso. Cuando esto ocurre, puede comenzar la fusión nuclear y nacer una estrella. Esto se llama ignición estelar.

Una estrella típica como el Sol vivirá unos 10.000 millones de años, hasta que se quede sin combustible. Todas las estrellas pasan por un ciclo de vida igual que nosotros, sólo que viven más tiempo. Cuando se queden sin combustible, terminarán sus días de forma espectacular.

sol

La formación estelar es el proceso por el cual las regiones densas dentro de las nubes moleculares en el espacio interestelar, a veces denominadas «viveros estelares» o «regiones de formación estelar», colapsan y forman estrellas[1] Como rama de la astronomía, la formación estelar incluye el estudio del medio interestelar (ISM) y de las nubes moleculares gigantes (GMC) como precursores del proceso de formación estelar, y el estudio de las protoestrellas y los objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. Está estrechamente relacionada con la formación de planetas, otra rama de la astronomía. La teoría de la formación estelar, además de dar cuenta de la formación de una sola estrella, también debe tener en cuenta las estadísticas de las estrellas binarias y la función de masa inicial. La mayoría de las estrellas no se forman de forma aislada, sino como parte de un grupo de estrellas denominadas cúmulos estelares o asociaciones estelares[2].

Una galaxia espiral como la Vía Láctea contiene estrellas, restos estelares y un medio interestelar (ISM) difuso de gas y polvo. El medio interestelar está formado por entre 10-4 y 106 partículas por cm3 y suele estar compuesto por aproximadamente un 70% de hidrógeno en masa, mientras que la mayor parte del gas restante está formado por helio. Este medio se ha enriquecido químicamente con trazas de elementos más pesados que se produjeron y expulsaron de las estrellas a través de la fusión del helio cuando éstas superaron el final de su vida en la secuencia principal. Las regiones de mayor densidad del medio interestelar forman nubes, o nebulosas difusas,[3] donde tiene lugar la formación de estrellas[4] A diferencia de las espirales, una galaxia elíptica pierde el componente frío de su medio interestelar en un plazo aproximado de mil millones de años, lo que impide que la galaxia forme nebulosas difusas, salvo mediante fusiones con otras galaxias[5].