Las estrellas se han ido formando continuamente en las galaxias desde la formación de estas hace ya unos 10000 millones de años. La observación estelar nos indica una correlación entre estrellas jóvenes y nubes de gas. Donde encontramos estrellas muy jóvenes, encontramos también grandes nubes de gas iluminadas por ellas, lo que nos lleva a sospechar que las estrellas se forman a partir de estas nubes, como si fueran gotas condensadas a partir del vapor de agua en una nube de tormenta.
El medio estelar esta formado por gas y polvo con una composición de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio con trazas de carbono, nitrógeno, oxígeno, calcio y algunos átomos más pesados. Los granos de polvo con un tamaño parecido al de las partículas del humo de un cigarrillo, están formados por unos mil millones de átomos de carbono, hierro, silicatos etc. Y aunque representan solo el uno o el dos por ciento del medio estelar desempeñan un papel vital en la formación de las estrellas.
Estas nubes de gas y polvo que forman el medio interestelar no están uniformemente distribuidas en todo el espacio, sino que éste esta formado por una mezcla heterogénea de nubes densas( de 10 a 1000 átomos centímetro cúbico) y frías, con otras calientes y de baja densidad( 0,1 átomos centímetro cúbico) y otras frías y de baja densidad
Estas nubes densas afectan la luz de las estrellas situadas en segundo plano, atenuando su brillo o incluso oscureciéndolas por completo, las fotografías de estas nubes revelan que en general no son esféricas sino completamente irregulares, tomando formas como
columnas de humo retorcidas por el viento, algunas de ellas son tan grandes y densas que los átomos colisionando entre ellos pueden unirse para formar moléculas como CO, CN, OH, CS, NH3 y otras cincuenta más, cosa prácticamente imposible sin la protección de la gran cantidad de polvo que hay en ellas ya que sin él la radiación ultravioleta impediría su formación o las rompería una vez formadas.
Muchos investigadores opinan que la formación de las nubes moleculares y particularmente las gigantes, tienen lugar en los brazos espirales de las galaxias desempeñando el campo magnético galáctico un papel significativo.
Estas nubes moleculares se identifican por la radiación radio que producen y cuando los radioastrónomos las detectan podemos asegurar que nos encontramos con una región de gas y polvo de considerable densidad ( las ondas radioeléctricas atraviesan sin dificultad el polvo que las rodea, no así los fotones ultravioletas que por allí circulan).
Aparte de oscurecer las estrellas situadas en segundo plano el polvo de las nubes hace que la luz de éstas aparezca más rojiza ya que los granos de polvo al tener diámetros comparables con la longitud de onda de la luz estelar, desvía más fácilmente los fotones de longitud de onda más corta que los fotones de luz roja que tienen mayor longitud de onda. (Esta propiedad denominada extinción, aumenta en razón inversa a la longitud de onda de la radiación)
Este enrojecimiento estelar es una fuente importante de información sobre la naturaleza y distribución de las nubes interestelares así como del tamaño y composición del polvo de las mismas.
Cuando la luz de una estrella pasa a través de una nube, los átomos de los elementos que la forman, absorben sus correspondientes longitudes de onda, produciendo en su espectro estrechas líneas de absorción. La estrechez de las líneas nos indica que las nubes son muy frías del orden de 10 a 50 K, y que por lo tanto los átomos tienen poca velocidad, Si la nube fuese mas caliente los átomos estarían animados de mayor velocidad y su movimiento aleatorio produciría por efecto Doppler un ensanchamiento de las líneas de absorción.
Las estrellas nacen en las regiones mas densas de las grandes nubes moleculares en lugares donde la densidad puede alcanzar del orden de 
átomos de hidrógeno por centímetro cúbico son las zonas más intrigantes del medio interestelar las zonas conocidas como glóbulos de Bok pequeñas nubes de entre 0,03 y 3,2 años luz de diámetro y que contienen el equivalente de entre 10 y 100 masas solares de gas y polvo
átomos de hidrógeno por centímetro cúbico son las zonas más intrigantes del medio interestelar las zonas conocidas como glóbulos de Bok pequeñas nubes de entre 0,03 y 3,2 años luz de diámetro y que contienen el equivalente de entre 10 y 100 masas solares de gas y polvo
Estos glóbulos solo pueden verse si están frente a nebulosas más brillantes tomando el aspecto de manchas oscuras. Mientras que algunos astrónomos consideran que éstos glóbulos son nubes colapsando y que terminarán formando estrellas, otros consideran que son fragmentos de nubes más grandes que se han roto en el violento proceso de formación estelar. En cualquier caso están todos de acuerdo en que están asociados de una u otra forma en el nacimiento de nuevas estrellas.
Observaciones realizadas en el infrarrojo por el satélite IRAS revelan que alguno de estos glóbulos contienen hasta cuatro protoestrellas (caso del glóbulo Barnar 5)
La atracción gravitatoria combinada de los átomos que la forman tienden a comprimir la nube arrastrando a sus átomos hacia el centro, pero dos factores se oponen a la gravedad, por un lado los átomos están impelidos por una cierta velocidad, incluso a una temperatura tan baja como 10 K (-263º C) la velocidad típica de un átomo de Hidrógeno es de 500 m/s (1800 Km/h) y por otro lado la turbulencia a que se puede encontrar sometido el gas y el polvo debido al calor producido por estrellas cercanas, a las colisiones con otras nubes de gas o por corrientes que empujan a través del medio interestelar debido a la explosión de estrellas distantes.
Si medimos el diámetro y la densidad de una de estas nubes de gas, podremos conocer su masa y por consiguiente la gravedad a que está sometida, si tenemos en cuenta su temperatura y estimamos al mismo tiempo los efectos de su turbulencia podremos saber si en la nube domina la gravedad y colapsará o si en cambio domina la turbulencia y terminará rompiéndose. El resultado de tales mediciones nos dará como resultado que en pocas nubes domina la gravedad y por lo tanto serán pocos los casos en que este mecanismo nos llevará a la formación estelar.
Recientes simulaciones por ordenador nos han abierto el camino que nos lleva a la formación de estrellas a partir de las nubes densas de gas y polvo interestelar y es que solamente cuando estas nubes están sometidas a la compresión por ondas de choque la balanza se inclina definitivamente por la gravedad iniciándose indefectiblemente el colapso. Afortunadamente en una galaxia abundan las ondas de choque, debidas a explosiones de supernovas, ignición de estrellas muy calientes etc.
Al dominar la gravedad en una zona determinada de la nube protoestelar (glóbulo de bok) la primera fase esta marcada por la acreción de la materia nebular hacia su centro aumentando con el tiempo y siendo mas intensa, de 100 a 1000 veces más en las protoestrellas masivas que en las de masa mas pequeña. Unas tasas de acreción tan altas permiten crecer la protoestrella antes de que la presión por radiación pueda detener el proceso. Así pues el mecanismo de formación por acreción facilita la formación de estrellas masivas ( masas de 10 a 30 veces la solar) siendo el tiempo invertido también bajo, del orden de los 100000 años.
En la figura anterior se muestra esquemáticamente las principales componentes de un sistema protoestelar: región central, disco circunestelar y la envoltura., la región central con un tamaño de unas 100 Unidades Astronómicas va aumentando de densidad, cuando obtenga la mitad de la masa del sistema, se denominará de clase 0 quedando la otra mitad en la envoltura, el proceso va siguiendo hasta que la mitad de la masa de la envoltura ha acretado quedando en la región central las ¾ partes de la masa original, es cuando a la protoestrella se la denomina de clase I.
Durante todo este proceso en la protoestrella se produce energía térmica por conversión de la gravitatoria y emite en el infrarrojo. El proceso prosigue, hasta que toda la envoltura ha sido significativamente acretada y es cuando a la protoestrella se la denomina de clase II. En esta etapa queda el núcleo que formará uclearesmente la estrella y un disco circunestelar que puede formar planetas.
Existen evidencias observacionales de que hay diez veces mas objetos de clase I que de clase 0 lo que nos indica que una protoestrella invierte la décima parte del tiempo en acretar la mitad de su envoltura que el que ha necesitado para adquirir la mitad restante. El tiempo total dependerá también de la masa total y cuando mayor es la masa, la temperatura en el interior será mas elevada y podrá alcanzar antes los valores que faciliten el desencadenamiento de las reacciones ucleares.
Hemos comentado los procesos que llevan al nacimiento de una estrella, pero una nebulosa tipo puede fragmentarse, y así lo hace, en diez, cien etc. fragmentos, naciendo así muchas estrellas al mismo tiempo.
Cuando una protoestrella está en la clase II le queda todavía un remanente de polvo y gas en la envoltura, rodeándola como un capullo y de aquí su nombre cocoon, que absorbe toda la luz del interior e irradiándola como hemos dicho en infrarrojo. Puede darse el caso que el calor en el interior sea tan alto que pueda arrojar esta envoltura al espacio, son los llamadosobjetos de Herbig-Haro
En esta espectacular imagen del Hubble se pueden ver dos jets expulsados por una protoestrella según su eje de rotación. La protoestrella originaria es invisible en la imagen ya que hay todavía polvo suficiente en la envoltura que no permite verla.
La causa de estos flujos bipolares no es del todo bien conocida pero parece ser debido a que en el proceso de acreción el polvo y el gas tienden a concentrarse debido a la rotación en el disco circunestelar en el ecuador de la protoestrella, este disco bloquearía el flujo hacia el exterior del viento estelar en este plano y obligaría a dirigir la expulsión de materia en sentido perpendicular al disco.
En otros casos la protoestrella de tipo II expulsa su envoltura de forma total y se dice que están en la fase T Tauri (llamada así por la variable conocida como T de la constelación de Taurus)
En este caso asistimos al nacimiento de una estrella doble separadas como la distancia del Sol a Plutón. No sabemos muy bien si son maneras distintas de expulsar el remanente de la envolvente o si una y otra no son excluyentes, el proceso dura miles de años y como es lógico no hemos podido asistir a un proceso completo, sino a imágenes congeladas de una realidad instantánea.
El proceso evolutivo de la protoestrella va llegando a su fin, la protoestrella que brilla por conversión de energía gravitatoria en térmica irá concentrándose hacia su interior aumentando la presión y por consiguiente su temperatura interna. Es ahora cuando la masa original decide su comportamiento final. Si la masa de la protoestrella está por debajo del 0,08 de la del Sol, su núcleo no podrá iniciar las reacciones termonucleares que la convertirían en estrella, ésta irá enfriándose convirtiéndose en un objeto, una enana marrón, y transcurridos unos cientos de millones de años, será inobservable.
Las estrellas tipo solar evolucionan desde una masa nebular de unas dos masas solares, su contracción por acreción las llevará a que su temperatura interna alcance los 15 millones de grados al cabo de unos cincuenta millones de años de iniciarse el proceso, parece mucho tiempo pero es solo el 1% de su vida estimada como estrella.
Si la protoestrella es muy masiva muy pronto alcanza la tempretaura de fusión y si las fases iniciales son las mismas independiente de la masa original, no sucede lo mismo en sus caminos evolutivos, siendo la masa y por ende la fuerza de la gravedad el juez final que determinará el final de cada estrella.
Estamos ahora en que la protoestrella va contrayéndose siendo su luminosidad el resultado de convertir energía gravitatoria en térmica pero al llegar su centro a los 15 millones de grados se inician las reacciones termonucleares que la convierten en estrella, llegando a su estabilidad definitiva en la que se produce el equilibrio entre la gravedad que la obliga a contraerse y el calor que la obliga a dilatarse. Se dice entonces que la estrella entra en la secuencia principal.
Fuentes de las imágenes:
es.wikipedia.org
acienciasgalilei.com
bitacoradegalileo.com
gabriel.astroalcoy.org
astronomiainiciacion.blogspot.com
taringa.net 2 imágenes
