FORMACION ESTELAR

1.Introducción De la observación astronómica de estrellas de la vecindad solar y,

especialmente, del estudio de los cúmulos globulares se observa que la edad de las estrellas es muy variable. Algunas, propiamente, han dejado de serlo y lo que nos queda de ellas son remanentes compactos que conocemos como enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros, objetos que serán estudiados en otro capítulo. Otras estrellas se encuentran en etapas más evolucionadas, como la fase de gigantes rojas. Algunas estrellas se mantienen en plena madurez de su vida, en secuencia principal, y otras son realmente muy jóvenes, con edades muy inferiores a la de La Galaxia, mientras que las hay que, propiamente, no alcanzan aún la denominación de estrellas.

Existe, pues, un equilibrio dinámico y, de manera continua, se forman estrellas a partir de inhomogeneidades de nubes de gas y polvo que existen en lo que se conoce como medio interestelar.

2.- Condiciones del gas interestelar El medio interestelar es un medio continuo compresible y a través de él se

propagan las ondas, por ejemplo, de choque. Por lo tanto, el medio interestelar posee un carácter turbulento. Además posee una alta conductividad eléctrica, puesto que está ionizado total o parcialmente. Debido a esta alta conductividad las líneas de fuerza están congeladas en el medio interestelar y siguen a las nubes moleculares en su movimiento.

Es una evidencia observacional que las estrellas se forman a partir del medio interestelar.

Podemos pensar que el gas se encuentra inicialmente distribuido sobre el disco galáctico. En parte, se trata de gas expulsado por estrellas y en parte se trata de gas acrecentado por el disco a partir de una corona de gas caliente o del medio intergaláctico. No hay razón por la cual esta distribución haya de ser uniforme. De hecho, existen numerosas evidencias que apoyan lo contrario.

Por otra parte la temperatura del gas es muy importante, pues está relacionada directamente con la velocidad promedio de sus átomos y moléculas. Si una nube interestelar está caliente, sus átomos se moverán tan rápidamente que no hay posibili-dad para que una estrella condense en esos gases agitados. Si la temperatura de la nube es baja los átomos se mueven lo suficientemente despacio como para que las porciones más densas de la nube se contraigan bajo su propio peso. Vemos pues que en el medio interestelar puede haber zonas muy vacías de 1 partícula por cm3, zonas medianamente densas, de unas 1000 partículas por cm3 y zonas muy densas, de 106 a 108 partículas por cm3. Las regiones de mayor densidad se llaman nubes moleculares y son muy estudiadas pues constituyen el lugar de formación de estrellas.

Algunas nubes moleculares son pequeñas y se denominan glóbulos de Bok. Los glóbulos de Bok son las menos masivas de las nubes moleculares de la Galaxia. Fueron descubiertos por el astrónomo danés Bart J. Bok y él, junto con Edith Reilly, apuntaron su posible papel en la formación de estrellas. Son glóbulos pequeños de nube interestelar relativamente densa que tienen forma redonda o elipsoidal y que parecen estar asociados con la formación de estrellas individuales pequeñas. Los

glóbulos de Bok más grandes son de pocos años luz de diámetro y pueden tener densidades del orden de 106 partículas por centímetro cúbico y velocidades de movimiento de gases de unos 300 m s-1. Otras nubes moleculares son complejos mucho mayores de muchos cientos de años luz de diámetro que poseen masas de varios millones de veces la solar como, por ejemplo, el complejo gas-polvo de Orión. La existencia de estos grandes complejos hay que buscarla en ciertas propiedades del campo magnético interestelar, en concreto la de su elasticidad: Las líneas del campo siguen una dirección paralela al plano del ecuador galáctico. Puesto que las nubes se forman a partir de inestabilidades térmicas del medio interestelar, se encuentran ionizadas en mayor o menor grado y constituyen un medio conductor. No se pueden mover a través de las líneas de fuerza ya que las curvarían induciendo una fuerza opuesta al movimiento. Sólo pueden deslizarse a lo largo de las líneas del campo magnético. Si, por algún motivo, se produjera una depresión en las líneas del campo, las nubes se deslizarían por ellas hacia esta depresión debido a la fuerza de gravedad. La masa del gas en la depresión aumentaría por tanto el flujo del gas. Esto se conoce con el nombre de "inestabilidad de Rayleigh-Taylor". De esta manera nace un complejo de gas-polvo.

3.- Colapso de una nube. Masa de jeans. Fragmentación Vamos a centrarnos en las nubes moleculares grandes, aunque el proceso,

básicamente, es el mismo para nubes moleculares pequeñas. Hemos mencionado ya que en las nubes moleculares la densidad varía entre 100 a 108 partículas cm-3, siendo el valor menor el más general. Densidades por encima de 104 partículas cm-3 se asocian casi siempre a lugares de formación de estrellas. Podemos calcular, en base a principios fundamentales, la masa que tiene que poseer una nube para comenzar a colapsar. Igualando la suma de la energía potencial gravitatoria de la nube y la energía interna de las partículas en la misma, a cero obtendríamos una configuración en equilibrio, que ni se expandería ni se contraería. La masa que cumple esta condición se denomina masa de Jeans y cualquier nube de masa superior a ella podría colapsar.

La masa de Jeans aumenta con la temperatura de la nube y disminuye con su densidad. Es decir, nubes más frías y más densas poseen masas de Jeans menores. Si inicialmente, se tienen nubes con temperaturas típicas de 100 K y densidades de 10-

22 g/cm3 entonces la masa de Jeans es mayor que 5x104 M , es decir una masa típica de un cúmulo globular y no de estrellas individuales. Sin embargo, a mediada que el colapso progrese y la nube se vaya haciendo más densa, la masa de Jeans disminuirá y la nube que está colapsando se dividirá en partes más pequeñas. Este proceso se conoce con el nombre de fragmentación.

Figura 1. Fragmentación de una nube molecular

Uno de los problemas que presenta este escenario es el de la conservación del

momento angular. De acuerdo con las leyes de la mecánica, si la nube estuviera aislada, a medida que se contrae debido a su propia gravedad, su momento angular debería conservarse, es decir la nube debería girar más rápidamente de lo que lo hacía al iniciarse la contracción. La contracción de una nube de gas desde una densidad inicial de 10-22 g cm-3 hasta una final de 1 g cm-3 implica una reducción en dimensiones de aproximadamente 107 y si el momento angular se conserva, conduciría a un aumento en la velocidad rotacional de la nube en un factor comparable. La rotación galáctica con una velocidad de unos 0,03 km s-1 pc-1 imprimiría una velocidad rotacional a una nube de aproximadamente 6000 cm s-1 que se convertirían en 6 x105 km s-1, es decir, mayor a la velocidad de la luz, para cuando la nube hubiera alcanzado dimensiones estelares, lo que resulta imposible. Sin embargo, las nubes no se encuentran aisladas sino que están rodeadas de otras nubes y del campo magnético asociado con ellas. Aproximadamente el 99 % del momento angular de la nube se disiparía a lo largo de estas líneas de fuerza. Mientras el material de la nube tenga una conductividad eléctrica elevada, las líneas de campo estarán congeladas dentro de él y el momento angular será bombeado de las nubes en contracción al medio interestelar circundante. Este proceso continuará hasta que el aumento de la densidad de la nube reduzca la ionización y, por tanto, la conductividad.

Este mecanismo puede explicar las velocidades observadas en estrellas masivas (del orden de 100 km s-1). Las estrellas más tardías precisarían de otros mecanismos para disminuir su momento angular rotacional. Una manera sería convertirlo en momento angular orbital si las estrellas forman sistemas binarios o múltiples. Las estrellas de tipo solar, podrían formar sistemas planetarios a los cuales se transferiría la mayor parte del momento angular inicial. Así, en el Sistema Solar, encontramos que Júpiter y Saturno poseen el 98 % del momento angular de todo el sistema. En estas estrellas, a medida que se produce el colapso, la rotación da lugar a la formación de un disco aplanado. La disipación del momento angular se transfiere al exterior del disco, lo

que produce un flujo hacia el interior de masa que formará la nueva estrella. Existe, a la vez, un flujo bipolar de esos jóvenes objetos estelares. Se piensa que es en esos discos rotatorios de polvo y gas (que pueden alcanzar distancias de pocas decenas de UA, aunque algunas veces se han detectado de hasta varios cientos de UA) donde se formarían los protoplanetas. La cantidad de polvo en el disco puede ser de 0,001 a 0,01 M . Evidencia de estos discos de gas se han obtenido con estudios en radio e infrarrojo.

Veamos qué sucede cuando tiene lugar el colapso. Bajo condiciones estelares, la contracción de una nube elevaría automáticamente la temperatura y por tanto la presión. La fuerza debida a esta presión equilibraría la fuerza de la gravedad y pararía el colapso.

Sin embargo, en las nubes interestelares en contracción, las condiciones son diferentes. En estas nubes la mayor parte del hidrógeno se encuentra en forma molecular. La excitación colisional de los niveles rotacionales de la molécula de hidrógeno seguida de la emisión de la línea de 28 μ en el infrarrojo mantiene la temperatura de la nube aproximadamente constante. La nube es, al comienzo, transparente a esta radiación que abandona la nube. Esta nube masiva de gas y polvo de miles de masas solares se separará en partes más pequeñas y se formarán agrupaciones de estrellas, binarias y múltiples y grandes asociaciones. A medida que sigue adelante el colapso gravitatorio, se formarán objetos que se encuentran casi en equilibrio por los efectos combinados de la gravedad, la presión del gas, los campos magnéticos y la rotación. Esas condensaciones de gas que se han producido por fragmentación de la nube molecular colapsante se conocen como protoestrellas.

Figura 2. Formación de una protoestrella

Podemos estimar el tiempo característico requerido para que una nube se contraiga hasta el tamaño y densidad de una protoestrella, aplicando la ecuación de la mecánica que describe la caída libre de un cuerpo bajo la acción de la gravedad. El tiempo requerido para una contracción sustancial de la nube depende de la densidad inicial

media y resulta ser del orden de un millón de años. Durante esta primera fase de la contracción (la fase de caída libre) se libera

energía gravitatoria en una cantidad aproximadamente igual a GM2/R, donde R es el radio de la nube al final de esta fase, cuando la materia se hace opaca a su propia radiación. La mitad de la energía liberada, en virtud del teorema del virial, abandona la nube en forma de radiación infrarroja y la otra mitad va a calentar la nube. Una estimación de esta energía se puede obtener considerando que cuando la fase de caída libre ha concluído, todo el hidrógeno molecular se ha disociado. Esta energía corresponde a una luminosidad de entre 100 y 200 luminosidades , pero no se emite de manera constante a lo largo del tiempo de contracción sino que la mayor parte de ella se emite durante las fases finales del estadio de caída libre. La nube, por tanto, experimenta un máximo de radiación infrarroja que dura unos cuantos años durante los que tendrá una luminosidad de miles de veces la solar.

Cuando la nube se hace opaca a su propia radiación, su luminosidad disminuye bruscamente. Continuará contrayéndose pero mucho más lentamente. Podemos considerar que tras la disociación de hidrógeno, la nube se ha convertido en una protoestrella.

En 1950, el astrofísico L. Heneyey en Estados Unidos y C. Hayashi en Japón hicieron cálculos para describir las primeras etapas de evolución de la protoestrella. Los cálculos de Hayashi indican que al principio esa protoestrella consiste básicamente en una extensa zona de hidrógeno convectiva. Hayashi demostró que dichas estructuras son inestables. Para estrellas completamente convectivas no es posible construir un modelo hidrostático si la temperatura se sitúa por debajo de un cierto valor, por lo que existe una "región prohibida" en el diagrama HR. El límite de esta región prohibida es casi vertical para una protoestrella de masa determinada y a medida que la protoestrella continúa su contracción, evoluciona a temperatura efectiva constante a lo largo de los límites de la región prohibida en lo que se conoce como línea de Hayashi. Este límite separa las protoestrellas estables, a la izquierda de la línea, de las inestables, a la derecha de la misma.

Figura 3. Trazas evolutivas en el Diagrama H-R de objetos jóvenes en las fases previas a la secuencia principal

Las protoestrellas son relativamente frías cuando empiezan a brillar a longitudes

de onda del visible. Así que en esos momentos están cerca del lado derecho del diagrama H-R. Sin embargo, la contracción gravitatoria continuada obliga a que la protoestrella se desplace rápidamente hacia la izquierda en el diagrama H-R con una luminosidad prácticamente constante. Una protoestrella de masa unas 5 veces la del sol se vuelve muy caliente pero muestra poco cambio en el conjunto de la luminosidad, porque el efecto de la disminución de su radio se equilibra con el incremento de su temperatura superficial. Así, el camino evolutivo de las protoestrellas masivas atraviesa el diagrama H-R horizontalmente de derecha a izquierda. En las protoestrellas menos masivas, el incremento de temperatura superficial es menos rápido, y la luminosidad decrece.

Estudios sistemáticos de las nubes moleculares donde se están formando estrellas ha llevado al descubrimiento de los objetos conocidos como estrellas T-Tauri, que son objetos de masa relativamente baja (<2M ) que presentan líneas de emisión de H, CaII, y FeII y que parecen ser estrellas en formación que están atravesando por una fase de fuerte pérdida de masa en forma de flujo bipolar a velocidades supersónicas. Estos chorros bipolares de materia se pueden estudiar en el infrarrojo por el efecto Doppler de las líneas de CO. La fase estelar correspondiente a las estrellas T-Tauri es de corta duración.

Directamente relacionado con las estrellas T-Tauri, se encuentran los objetos Herbig Haro, descubiertos independientemente en 1940 por los astrónomos George H. Herbig y Guillermo Haro que consisten en múltiples glóbulos (de 2 ó 3 segundos de arco de diámetro) que se encuentran en nebulosas difusas. Parece ser que el gas de las estrellas T-Tauri, empujado a velocidades supersónicas, origina los objetos Herbig- Haro al comprimir la nebulosa que le rodea.

La protoestrella continúa colapsando hasta que la temperatura en su centro alcanza unos pocos millones de grados, suficiente para que se inicien las reacciones de fusión del hidrógeno. Este proceso termonuclear genera una gran cantidad de energía, por lo que se para la contracción gravitatoria. Una vez que se ha establecido el equilibrio hidrostático y térmico, ha nacido una estrella estable. En este momento, la estrella entra en la secuencia principal. El tiempo que tarda en alcanzarla depende de la masa de la estrella, pues en estrellas masivas, el movimiento hacia la izquierda ocurre más rápidamente dado que la temperatura en el interior es mayor y las reacciones nucleares comienzan antes.

Una vez comenzadas las reacciones nucleares y de acuerdo al teorema del virial, la estrella se instala en un estadio de larga duración en el cual la energía térmica interna continúa siendo la mitad de la energía gravitatoria liberada pero en el cual la energía radiada al espacio proviene de las reacciones nucleares en el interior estelar.