¿CÓMO NACEN LAS ESTRELLAS?

La mayoría de nosotros, los aficionados a la astronomía, nos preguntamos a menudo: ¿cómo nacen las estrellas? ¿De dónde sale el material que compone una estrella? Y así, una y mil preguntas más.

Los humanos tenemos una prueba fehaciente del nacimiento y muerte de las estrellas: observar cómo nacen y cómo mueren, a pesar de que hoy día, los sofisticados ordenadores, son capaces de simular a la perfección con modelos visuales, el efecto de millones de años de una estrella desde su formación hasta su extinción. 

Pero volvamos a la segunda pregunta más frecuente, ¿dónde se encuentra el material del que se forma una estrella?.

Aparentemente, el espacio que existe entre una y otra estrella, está  vacío, no se ve nada. Pero digo bien, aparentemente, porque en realidad en el espacio interestelar hay miríadas de átomos libres de hidrógeno y helio. Estos átomos, forman nubes vastísimas que pueden llegar a medir cientos de años luz de diámetro, pero apenas se perciben porque su densidad es muy tenue, infinitamente más tenue, por ejemplo, que la estratosfera de la Tierra . Pero estos átomos no están solos, entre éstas inconmensurables nubes de gas se encuentran también partículas de polvo, que por lógica son opacas al paso de la luz.   

Por tal motivo, y gracias a la enorme distancia que estamos, es fácil detectar esas nubes enormes, pues impiden que la luz de las estrellas que están detrás de ellas, pase a su través. Ya tenemos el material del que se formará la futura estrella. Si, ¿pero, cómo se aglomera este material tan tenue y tan vasto?. Se supone que debido a alguna "perturbación", probablemente de índole gravitacional, una parte de ésa inmensa nube de partículas, ha empezado a contraerse y concentrarse con la ayuda de la lógica atracción mutua entre esas partículas de polvo que antes hemos mencionado.  La perturbación a la que hacía referencia, ya confirmada por un gran astrofísico, (gracias D. Artemio) es debida a la explosión en las inmediaciones de la nube, de una supernova, que debido a la fuerza expansiva de su onda de choque, ha comprimido de forma brutal las partículas de polvo y gases, propiciando así el inicio de la concentración en un punto dado de la nebulosa.

Todo este proceso, que por lógica dura  millones de años, llamado colapso gravitacional, ocasiona que nuestra nube inicial, vaya aumentando progresivamente su densidad al tiempo, que su fuerza gravitatoria y el momento angular del colapso,  le imprima un movimiento de rotación, que culminará con la formación  de la protoestrella que ve aumentada tanto su densidad interior como su temperatura. 

En la fotografía inferior, podemos apreciar visualmente, la explicación que hemos descrito. Una vastísima nube de polvo interestelar, que se torna visible gracias a la opacidad de su composición, al impedir que la luz de las jóvenes estrellas de su entorno, pase a su través.

 Como hemos descrito, la densidad que ya es enorme en el interior de esa nube compacta que tiene nuestra protoestrella, nos impide poder observar y estudiar el inicio de las emisiones de calor y luz de nuestra recién nacida estrella. Ésta nube, cada vez más densa y compacta , a causa de su rotación gravitacional, se va tornando cada vez más aplanada y posteriormente en un disco enorme, en cuyo centro eje de rotación y gravedad, la condensación está llegando al límite y empieza a emitir radiaciones infrarrojas y de radio, que ya sí pueden ser estudiadas por los astrofísicos. 

Pero no solamente en el centro de ésa inmensa esfera, que empieza a generar reacciones nucleares ocurre algo. También en el resto del disco protoestelar, ocurren procesos similares que culminan con la formación de protoplanetas que formarán parte del sistema planetario de la recién nacida estrella.

La rotación que ha resultado de ese colapso ha dado origen a las órbitas en el mismo plano, que ya tienen los planetas resultantes de ese inicial sistema planetario. La creación de discos alrededor del núcleo central de estrellas recién nacidas, es algo común en la formación del universo. 

Podemos verlo, no sólo en nuestro sistema solar como un todo, sino individualmente en planetas como Júpiter, o Saturno que tienen sus anillos y satélites con sus respectivas órbitas en el mismo plano. En ellos se observa como gradualmente, a través del tiempo los elementos menos pesados se van agrupando por atracción mutua formando grupos compactos, que a la postre, pueden formar lunas o asteroides de gran tamaño.  

En la representación artística inferior, podemos contemplar cómo sería esa formación de un sistema planetario con su estrella central, producida por el colapso rotacional de la nube original. 

 Por lógica, pensamos que a medida que el núcleo central de la recién nacida estrella, empieza a radiar calor y luz, consumiendo su combustible, el calor afectará más a los planetas cercanos, interiores o rocosos, que a los lejanos, exteriores,  gaseosos o jovianos.

Como todos sabemos, los planetas interiores o rocosos son Mercurio, Venus,  La Tierra y Marte. Los planetas gaseosos o jovianos, son  Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Plutón, catalogado recientemente como planeta enano, no encaja en ésa descripción. 

Esta distinción podría explicarse por el echo de que los grupos de polvo formados durante el colapso gravitacional, y su consecuente rotación, empezaran a chocar y a evaporarse la cáscara de hielos de agua, amoníaco y metano en los protoplanetas cercanos al recién nacido sol, quedando así formados los planetas rocosos.

A medida que la distancia fue mayor con respecto a ese sol, esa evaporación no ocurrió y su agrupación incluyó esa capa de hielos que al sublimarse formaron esferas de gran tamaño, pero gaseosas en su mayoría, quedando sólo los núcleos de esos planetas con composición rocosa.

Una vez finalizada su convulsa formación, la presión de la radiación y el viento solar, con la emisión de partículas de alta velocidad, van limpiando los residuos de gas que quedaron dentro del disco interplanetario. Ya libre ese sistema, de ésa envoltura gaseosa, los telescopios de los astrónomos ya pueden ver la luz visible y estudiar el nuevo sistema estelar recién alumbrado.

En el transcurso de su infancia, la joven estrella se estabiliza y entra en un largo período de madurez. Si la distancia de alguno de sus planetas hasta su sol, es la adecuada para una temperatura óptima para la vida, es posible que ésta aparezca durante la secuencia principal de su estrella, si se dan las condiciones precisas para ello.

Nuestro Sol, está ahora inmerso en ésa "secuencia principal", ha consumido durante 4.500 millones de años la mitad de su combustible termonuclear, pero su destino inexorable ocurrirá dentro de otros tantos millones de años, cuando agotado su combustible, se convierta en una gigante roja que reduzca a polvo, otra vez, los planetas interiores, posiblemente hasta Júpiter.