Formación estelar
La formación estelar es el proceso mediante el cual regiones densas dentro de nubes moleculares en el espacio interestelar, a veces denominadas "guarderías estelares" o "regiones de formación de estrellas", colapsan y forman estrellas. Como rama de la astronomía, la formación estelar incluye el estudio del medio interestelar (ISM) y las nubes moleculares gigantes (GMC) como precursores del proceso de formación estelar, y el estudio de protoestrellas y objetos estelares jóvenes como sus productos inmediatos. Está estrechamente relacionado 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 denominado cúmulos de estrellas o asociaciones estelares.
Viveros estelares
Nubes interestelares
Una galaxia espiral como la Vía Láctea contiene estrellas, restos estelares y un medio interestelar difuso (ISM) de gas y polvo. El medio interestelar consta de 104 a 106 partículas por cm3 y normalmente se compone de aproximadamente un 70 % de hidrógeno en masa, con la mayor parte el gas restante consiste en 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 a medida que pasaban del final de su secuencia principal de vida. Las regiones de mayor densidad del medio interestelar forman nubes, o nebulosas difusas, donde tiene lugar la formación estelar. A diferencia de las espirales, una galaxia elíptica pierde el componente frío de su medio interestelar en aproximadamente mil millones de años, lo que impide que la galaxia forme nebulosas difusas, excepto a través de fusiones con otras galaxias.
En las densas nebulosas donde se producen las estrellas, gran parte del hidrógeno se encuentra en forma molecular (H2), por lo que estas nebulosas se denominan nubes moleculares. El Observatorio Espacial Herschel ha revelado que los filamentos son verdaderamente ubicuos en las nubes moleculares. Los filamentos moleculares densos, que son fundamentales para el proceso de formación de estrellas, se fragmentarán en núcleos ligados gravitacionalmente, la mayoría de los cuales evolucionarán en estrellas. La acumulación continua de gas, la flexión geométrica y los campos magnéticos pueden controlar la forma detallada de fragmentación de los filamentos. En las observaciones de filamentos supercríticos se han revelado cadenas cuasi periódicas de núcleos densos con un espacio comparable al ancho interno del filamento, e incluye protoestrellas incrustadas con flujos de salida. Las observaciones indican que las nubes más frías tienden a formar estrellas de baja masa, observadas primero en el infrarrojo dentro de las nubes, luego en luz visible en su superficie cuando las nubes se disipan, mientras que las nubes moleculares gigantes, que generalmente son más cálidas, producen estrellas de todas las masas.. Estas nubes moleculares gigantes tienen densidades típicas de 100 partículas por cm3, diámetros de 100 años luz (9,5×1014 km), masas de hasta 6 millones de masas solares (M☉), y una temperatura interior promedio de 10 K. Aproximadamente la mitad de la masa total del ISM galáctico se encuentra en nubes moleculares y en la Vía Láctea. se estima que hay 6000 nubes moleculares, cada una con más de 100 000 M☉. La nebulosa más cercana al Sol donde se están formando estrellas masivas es la Nebulosa de Orión, 1300 ly (1,2×1016 km) fuera. Sin embargo, la formación de estrellas de menor masa se está produciendo a unos 400-450 años luz de distancia en el complejo de nubes ρ Ophiuchi.
Un sitio más compacto de formación de estrellas son las nubes opacas de gas denso y polvo conocidas como glóbulos de Bok, llamados así por el astrónomo Bart Bok. Estos pueden formarse en asociación con el colapso de las nubes moleculares o posiblemente de forma independiente. Los glóbulos de Bok suelen tener hasta un año luz de diámetro y contienen unas pocas masas solares. Se pueden observar como nubes oscuras recortadas contra nebulosas de emisión brillantes o estrellas de fondo. Se ha descubierto que más de la mitad de los glóbulos de Bok conocidos contienen estrellas de formación reciente.
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Colapso de nubes
Una nube interestelar de gas permanecerá en equilibrio hidrostático siempre que la energía cinética de la presión del gas esté en equilibrio con la energía potencial de la fuerza gravitacional interna. Matemáticamente esto se expresa mediante el teorema del virial, que establece que, para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitatoria debe ser igual al doble de la energía térmica interna. Si una nube es lo suficientemente masiva como para que la presión del gas sea insuficiente para sostenerla, la nube sufrirá un colapso gravitatorio. La masa por encima de la cual una nube sufrirá tal colapso se llama masa de Jeans. La masa de Jeans depende de la temperatura y la densidad de la nube, pero suele ser de miles a decenas de miles de masas solares. Durante el colapso de la nube, se forman docenas a decenas de miles de estrellas más o menos simultáneamente, lo que se puede observar en los llamados cúmulos incrustados. El producto final de un colapso del núcleo es un cúmulo abierto de estrellas.
En la formación estelar desencadenada, podría ocurrir uno de varios eventos para comprimir una nube molecular e iniciar su colapso gravitatorio. Las nubes moleculares pueden chocar entre sí, o una explosión de supernova cercana puede ser un desencadenante, enviando materia impactada a la nube a velocidades muy altas. (Las nuevas estrellas resultantes pueden producir pronto supernovas, produciendo la formación estelar autopropagante). Alternativamente, las colisiones galácticas pueden desencadenar estallidos masivos de formación estelar a medida que las nubes de gas en cada galaxia son comprimidas y agitadas por las fuerzas de marea. Este último mecanismo puede ser responsable de la formación de cúmulos globulares.
Un agujero negro supermasivo en el núcleo de una galaxia puede servir para regular la tasa de formación de estrellas en un núcleo galáctico. Un agujero negro que acumula materia que cae puede volverse activo, emitiendo un fuerte viento a través de un chorro relativista colimado. Esto puede limitar la formación de nuevas estrellas. Los agujeros negros masivos que expulsan partículas emisoras de radiofrecuencia a una velocidad cercana a la de la luz también pueden bloquear la formación de nuevas estrellas en galaxias envejecidas. Sin embargo, las emisiones de radio alrededor de los chorros también pueden desencadenar la formación de estrellas. Del mismo modo, un chorro más débil puede desencadenar la formación de estrellas cuando choca con una nube.
A medida que colapsa, una nube molecular se rompe en pedazos cada vez más pequeños de manera jerárquica, hasta que los fragmentos alcanzan una masa estelar. En cada uno de estos fragmentos, el gas que colapsa irradia la energía ganada por la liberación de energía potencial gravitatoria. A medida que aumenta la densidad, los fragmentos se vuelven opacos y, por lo tanto, son menos eficientes para irradiar su energía. Esto eleva la temperatura de la nube e inhibe una mayor fragmentación. Los fragmentos ahora se condensan en esferas giratorias de gas que sirven como embriones estelares.
Para complicar esta imagen de una nube que se derrumba están los efectos de la turbulencia, los flujos macroscópicos, la rotación, los campos magnéticos y la geometría de la nube. Tanto la rotación como los campos magnéticos pueden impedir el colapso de una nube. La turbulencia es fundamental para causar la fragmentación de la nube y, en las escalas más pequeñas, promueve el colapso.
Protoestrella
Una nube protoestelar seguirá colapsando mientras se pueda eliminar la energía de enlace gravitacional. Este exceso de energía se pierde principalmente a través de la radiación. Sin embargo, la nube que colapsa eventualmente se vuelve opaca a su propia radiación, y la energía debe eliminarse por otros medios. El polvo dentro de la nube se calienta a temperaturas de 60–100 K, y estas partículas irradian en longitudes de onda en el infrarrojo lejano donde la nube es transparente. Así, el polvo interviene en el posterior colapso de la nube.
Durante el colapso, la densidad de la nube aumenta hacia el centro y, por lo tanto, la región central se vuelve ópticamente opaca primero. Esto ocurre cuando la densidad es de unos 10−13 g/cm3. Una región central, denominada primer núcleo hidrostático, se forma donde el colapso se detiene esencialmente. Continúa aumentando de temperatura según lo determinado por el teorema virial. El gas que cae hacia esta región opaca choca con ella y crea ondas de choque que calientan aún más el núcleo.
Cuando la temperatura central alcanza unos 2000 K, la energía térmica disocia las moléculas de H2. Esto es seguido por la ionización de los átomos de hidrógeno y helio. Estos procesos absorben la energía de la contracción, lo que le permite continuar en escalas de tiempo comparables al período de colapso a velocidades de caída libre. Una vez que la densidad del material que cae alcanza aproximadamente 10−8 g/cm3, ese material es lo suficientemente transparente como para permitir que escape la energía radiada por la protoestrella. La combinación de convección dentro de la protoestrella y radiación desde su exterior permite que la estrella se contraiga aún más. Esto continúa hasta que el gas está lo suficientemente caliente como para que la presión interna sostenga a la protoestrella contra un mayor colapso gravitacional, un estado llamado equilibrio hidrostático. Cuando esta fase de acumulación está casi completa, el objeto resultante se conoce como protoestrella.
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La acumulación de material en la protoestrella continúa parcialmente desde el disco circunestelar recién formado. Cuando la densidad y la temperatura son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio y la presión hacia el exterior de la radiación resultante ralentiza (pero no detiene) el colapso. El material que comprende la nube continúa "lloviendo" sobre la protoestrella. En esta etapa se producen chorros bipolares llamados objetos Herbig-Haro. Este es probablemente el medio por el cual se expulsa el exceso de momento angular del material que cae, lo que permite que la estrella continúe formándose.
Cuando la envoltura de gas y polvo circundante se dispersa y el proceso de acumulación se detiene, la estrella se considera una estrella anterior a la secuencia principal (estrella PMS). La fuente de energía de estos objetos es la contracción gravitatoria, a diferencia de la quema de hidrógeno en las estrellas de la secuencia principal. La estrella de PMS sigue una pista de Hayashi en el diagrama de Hertzsprung-Russell (H-R). La contracción continuará hasta que se alcance el límite de Hayashi y, a partir de entonces, la contracción continuará en una escala de tiempo Kelvin-Helmholtz con la temperatura estable. Las estrellas con menos de 0,5 M☉ luego se unen a la secuencia principal. Para las estrellas PMS más masivas, al final de la trayectoria de Hayashi colapsarán lentamente en un equilibrio casi hidrostático, siguiendo la trayectoria de Henyey.
Finalmente, el hidrógeno comienza a fusionarse en el núcleo de la estrella y el resto del material envolvente se elimina. Esto finaliza la fase protoestelar y comienza la fase de secuencia principal de la estrella en el diagrama H-R.
Las etapas del proceso están bien definidas en estrellas con masas alrededor de 1 M☉ o menos. En estrellas de gran masa, la duración del proceso de formación estelar es comparable a las otras escalas de tiempo de su evolución, mucho más cortas, y el proceso no está tan bien definido. La evolución posterior de las estrellas se estudia en evolución estelar.
| Protostar |
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 Outburst Protostar - HOPS 383 (2015). |
Observaciones
Los elementos clave de la formación estelar solo están disponibles mediante la observación en longitudes de onda distintas a la óptica. La etapa protoestelar de la existencia estelar está casi invariablemente escondida en lo profundo de densas nubes de gas y polvo que quedan del GMC. A menudo, estos capullos de formación de estrellas, conocidos como glóbulos de Bok, se pueden ver en silueta contra la emisión brillante del gas circundante. Las primeras etapas de la vida de una estrella se pueden ver en la luz infrarroja, que penetra en el polvo más fácilmente que la luz visible. Las observaciones del Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) han sido especialmente importantes para descubrir numerosas protoestrellas galácticas y sus cúmulos de estrellas progenitoras. Ejemplos de tales cúmulos de estrellas incrustados son FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64 y Majaess 98.
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La estructura de la nube molecular y los efectos de la protoestrella se pueden observar en mapas de extinción en el infrarrojo cercano (donde el número de estrellas se cuenta por unidad de área y se compara con un área cercana de extinción cero del cielo), emisión continua de polvo y transiciones rotacionales de CO y otras moléculas; estos dos últimos se observan en el rango milimétrico y submilimétrico. La radiación de la protoestrella y la estrella temprana tiene que ser observada en longitudes de onda astronómicas infrarrojas, ya que la extinción provocada por el resto de la nube en la que se está formando la estrella suele ser demasiado grande para permitirnos observarla en la parte visual del espectro.. Esto presenta dificultades considerables ya que la atmósfera de la Tierra es casi completamente opaca desde 20 μm hasta 850 μm, con ventanas estrechas a 200 μm y 450 μm. Incluso fuera de este rango, se deben utilizar técnicas de sustracción atmosférica.
Las observaciones de rayos X han resultado útiles para estudiar estrellas jóvenes, ya que la emisión de rayos X de estos objetos es entre 100 y 100 000 veces más intensa que la emisión de rayos X de las estrellas de la secuencia principal. Las primeras detecciones de rayos X de las estrellas T Tauri fueron realizadas por el Observatorio de rayos X de Einstein. Para las estrellas de baja masa, los rayos X se generan por el calentamiento de la corona estelar a través de la reconexión magnética, mientras que para las estrellas de gran masa O y tipo B temprano, los rayos X se generan a través de choques supersónicos en los vientos estelares. Los fotones en el rango de energía de rayos X blandos cubiertos por el Observatorio de rayos X Chandra y XMM-Newton pueden penetrar el medio interestelar con solo una absorción moderada debido al gas, lo que hace que los rayos X sean una longitud de onda útil para ver las poblaciones estelares dentro de las nubes moleculares.. La emisión de rayos X como evidencia de la juventud estelar hace que esta banda sea especialmente útil para realizar censos de estrellas en regiones de formación estelar, dado que no todas las estrellas jóvenes tienen excesos de infrarrojo. Las observaciones de rayos X han proporcionado censos casi completos de todos los objetos de masa estelar en el cúmulo de nebulosas de Orión y la nube molecular de Tauro.
La formación de estrellas individuales solo se puede observar directamente en la galaxia de la Vía Láctea, pero en galaxias distantes se ha detectado la formación de estrellas a través de su firma espectral única.
La investigación inicial indica que los grupos de formación de estrellas comienzan como áreas gigantes y densas en materia turbulenta rica en gas en galaxias jóvenes, viven alrededor de 500 millones de años y pueden migrar al centro de una galaxia, creando la protuberancia central de una galaxia.
El 21 de febrero de 2014, la NASA anunció una base de datos muy mejorada para rastrear los hidrocarburos aromáticos policíclicos (HAP) en el universo. Según los científicos, más del 20% del carbono del universo puede estar asociado con los PAH, posibles materiales de partida para la formación de la vida. Los PAH parecen haberse formado poco después del Big Bang, están muy extendidos por todo el universo y están asociados con nuevas estrellas y exoplanetas.
En febrero de 2018, los astrónomos informaron, por primera vez, de una señal de la época de reionización, una detección indirecta de la luz de las primeras estrellas formadas, unos 180 millones de años después del Big Bang.
Un artículo publicado el 22 de octubre de 2019 informó sobre la detección de 3MM-1, una galaxia masiva de formación de estrellas a unos 12 500 millones de años luz de distancia que está oscurecida por nubes de polvo. Con una masa de alrededor de 1010,8 masas solares, mostró una tasa de formación estelar unas 100 veces mayor que la de la Vía Láctea.
Objetos pioneros notables
- MWC 349 fue descubierto por primera vez en 1978, y se estima que sólo tiene 1.000 años de edad.
- VLA 1623 – La primera protostar Clase 0 ejemplar, un tipo de protoestrella incrustada que aún no ha acumulado la mayoría de su masa. En 1993, es posiblemente menor de 10.000 años.
- L1014 – Un representante de objeto incrustado extremadamente débil de una nueva clase de fuentes que sólo se están detectando con los telescopios más recientes. Su estatus sigue siendo indeterminado, podrían ser las protoestrellas de baja masa más jóvenes de clase 0 aún vistas o incluso objetos evolucionados de muy baja masa (como enanas marrones o incluso planetas pícaros).
- GCIRS 8* – La estrella de secuencia principal más joven conocida en la región del Centro Galáctico, descubierta en agosto de 2006. Se estima que tiene 3,5 millones de años.
Formación de estrellas de baja y alta masa
Se cree que las estrellas de diferentes masas se forman mediante mecanismos ligeramente diferentes. La teoría de la formación de estrellas de baja masa, que está bien respaldada por la observación, sugiere que las estrellas de baja masa se forman por el colapso gravitacional de las mejoras de densidad rotatoria dentro de las nubes moleculares. Como se describió anteriormente, el colapso de una nube giratoria de gas y polvo conduce a la formación de un disco de acreción a través del cual la materia se canaliza hacia una protoestrella central. Sin embargo, para las estrellas con masas superiores a unos 8 M☉, el mecanismo de formación estelar no se comprende bien.
Las estrellas masivas emiten grandes cantidades de radiación que empujan contra el material que cae. En el pasado, se pensó que esta presión de radiación podría ser lo suficientemente importante como para detener la acumulación en la protoestrella masiva y evitar la formación de estrellas con masas superiores a unas pocas decenas de masas solares. Trabajos teóricos recientes han demostrado que la producción de un chorro y flujo de salida limpia una cavidad a través de la cual puede escapar gran parte de la radiación de una protoestrella masiva sin obstaculizar la acreción a través del disco y hacia la protoestrella. El pensamiento actual es que, por lo tanto, las estrellas masivas pueden formarse mediante un mecanismo similar al que se forma las estrellas de baja masa.
Cada vez hay más pruebas de que al menos algunas protoestrellas masivas están rodeadas de discos de acreción. Varias otras teorías de formación de estrellas masivas quedan por probar observacionalmente. De estos, quizás el más destacado es la teoría de la acumulación competitiva, que sugiere que las protoestrellas masivas son 'sembradas'. por protoestrellas de baja masa que compiten con otras protoestrellas para extraer materia de toda la nube molecular madre, en lugar de simplemente de una pequeña región local.
Otra teoría de la formación de estrellas masivas sugiere que las estrellas masivas pueden formarse por la unión de dos o más estrellas de menor masa.