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La Formación de las Estrellas y sus Discos Protoplanetarios
Luis F. Rodríguez
Centro de Radioastronomía y Astrofísica
Campus Morelia
Universidad Nacional Autónoma de México
Resumen
En algunas regiones del espacio se están formando nuevas estrellas, rodeadas de su disco
protoplanetario, estructura de la cual se irán condensando planetas. Los astrónomos han avanzado
mucho en el entendimiento de cómo ocurre este proceso para las estrellas parecidas al Sol y ahora
tratan de entender que es lo que ocurre durante la formación de las estrellas tanto mucho más
grandes como mucho más pequeñas que el Sol.
Introducción
En una noche despejada podemos ver en el cielo un gran número de estrellas. Las estrellas son
grandes esferas de gas caliente en cuyas partes centrales se produce energía por el proceso de
fusión nuclear. En la mayoría de las estrellas este proceso involucra la fusión, en varios pasos, de
cuatro átomos de hidrógeno para formar uno de helio. Como cuatro átomos de hidrógeno pesan
0.7% más que un átomo de helio, la diferencia de masa (m) se transforma en energía (E) de acuerdo
a la famosa fórmula de Einstein, E = mc2. En esta ecuación c es la velocidad de la luz, que tiene un
valor muy grande (300,000 kilómetros por segundo), por lo que un poco de masa puede producir
mucha energía. La energía que produce el Sol es tan grande, que involucra la transformación de
300 mil millones de kilogramos de hidrógeno en helio por segundo. Esta masa es equivalente a la
de toda la humanidad.
Las estrellas son mucho más grandes y masivas que los planetas (los cuales no producen energía
propia). Por ejemplo, el Sol tiene un radio aproximadamente 100 veces más grande que el de la
Tierra y pesa aproximadamente 300,000 veces más que ella. En nuestro Sistema Solar el Sol es por
mucho el cuerpo más importante, con 99.9% de la masa total del sistema. No solo esto, sino que la
energía nuclear que se produce en su centro es en última instancia la que mantiene a la Tierra a una
temperatura adecuada para la vida.
Entonces, podemos pensar en las estrellas como una máquina que funciona consumiendo
combustible nuclear. Esto quiere decir que no pueden funcionar por siempre, sino que se tuvieron
que haber formado en el pasado y que no continuarán produciendo energía eternamente. Las
estrellas se forman, tienen una larga vida en la que producen grandes cantidades de energía y
finalmente “mueren”, lo cual en el lenguaje del astrónomo quiere decir que dejan de tener procesos
de fusión termonuclear. En el caso del Sol, esta vida tendrá una duración total de aproximadamente
10,000 millones de años, de los cuales ya transcurrió la mitad.
La formación de las estrellas podría haber tenido lugar en un solo momento en el pasado y que el
día de hoy ya no continuara ocurriendo. Sin embargo, sabemos que la formación de nuevas estrellas
continúa dándose en el Universo actual. Por otro lado, esto no está ocurriendo en todas partes del
espacio. De hecho, en la mayoría del espacio no existen las condiciones para que se formen nuevas
estrellas. Necesitamos grandes cantidades de gas al que la gravedad contraerá para formar una
estrella (y a la larga, sus planetas). Repasemos brevemente las condiciones que se requieren para la
formación de una estrella.
Comencemos recordando que buena parte de la materia “normal” (o bariónica, como se le conoce
más técnicamente) que forma al Universo se encuentra en galaxias, conglomerados de cientos de
miles de millones de estrellas que son como los “ladrillos” básicos del Universo. Ahora se sabe que
la mayoría de la materia que forma al Universo está en una misteriosa forma que llamamos la
materia oscura, pero las estrellas están constituidas por materia normal. La materia oscura, que no
trataremos aquí, está distribuida en el espacio de una manera mucho más difusa que la materia
normal y de hecho por su naturaleza no interacciona significativamente con la materia normal o
consigo misma (más que mediante la fuerza de gravedad). Debido a esto, no forma estructuras
compactas “interesantes” como estrellas, planetas o seres humanos.
Entre las galaxias, en el llamado medio intergaláctico, casi no existe material del cual puedan
formarse nuevas estrellas. Las galaxias se dan en dos grandes tipos: las galaxias elípticas y las
espirales. Existe también la categoría de las galaxias irregulares, para todo lo que no cae en las dos
clases anteriores. En la actualidad la formación estelar solo se da de manera importante en las
galaxias espirales e irregulares y no en las elípticas. Esto es así porque las galaxias elípticas
agotaron en el pasado todo su gas interestelar (o sea, existente entre las estrellas) en un derroche de
actividad de formación estelar que llevó a que el material disponible quedara atrapado en estrellas y
a que en la actualidad prácticamente ya no se formen nuevas estrellas. Si todas las galaxias fueran
elípticas, los astrónomos que investigamos la formación estelar tendríamos poco que estudiar en el
presente y seguramente nos dedicaríamos a estudiar la evidencia “fósil” (por llamarla de algún
modo) de la formación estelar que ocurrió en el pasado.
Estudiando la formación de las estrellas cercanas
Si queremos estudiar en gran detalle como se forman las estrellas, lo más práctico es enfocar
nuestros esfuerzos al estudio de las estrellas que se están formando en la actualidad, de preferencia
en cercanía al Sol. En cierto modo, somos afortunados de vivir en una galaxia espiral con
formación estelar activa el día de hoy. Si el Sol fuera parte de una galaxia elíptica, sería mucho más
difícil estudiar la formación estelar, porque lo tendríamos que hacer estudiando a lo lejos una
galaxia espiral. Pero podemos estudiar la formación de las nuevas estrellas en regiones cercanas.
Por ejemplo, en términos de distancia, las estrellas que se están formando ahora en la nebulosa de
Orión (a una distancia de 1,500 años-luz) están mil veces más cerca que las estrellas que están en la
galaxia de Andrómeda, la más cercana a nosotros. Y no hablemos de estudiar la formación de las
primeras estrellas del Universo, cuando éste era muy joven, porque éstas se hallan 10 millones de
veces más lejos que las de Orión (y por lo tanto en el pasado, porque en la astronomía los objetos
lejanos que estudiamos son objetos del pasado dado que su luz tarda en llegar a nosotros).
Pero para entender cómo se forman y cómo cambian en el tiempo las estrellas, es necesario primero
entender mejor qué son y cómo funcionan. Para tener un punto de referencia, tomaremos como
estrella típica a nuestro Sol. De hecho, ésta es una buena suposición porque nuestro Sol es una
estrella bastante común, ni muy grande ni muy pequeña.
Las estrellas se forman en la actualidad con distintas cantidades de masa, desde aproximadamente
una décima de la masa del Sol, hasta unas 100 veces la masa del Sol. Uno pensaría, a primera
aproximación, que mientras más masiva es la estrella, más combustible termonuclear tendrá y más
tardará en morir. Pero en realidad lo que ocurre es que las estrellas masivas, si bien tienen más
combustible para quemar, lo queman muy rápidamente, de modo que mientras una estrella como el
Sol vivirá unos 10,000 millones de años, una estrella con 100 veces la masa del Sol vive solamente
alrededor de un millón de años. En esto las estrellas difieren de los seres vivos, que como regla
general viven más mientras más masivos son (esto es, los elefantes viven más que los ratones y
éstos más que las moscas).
Como ya habíamos dicho, nuestra galaxia es del tipo espiral (ver Fig. 1) y por lo tanto tiene
formación de estrellas en la actualidad. Sin embargo, mucho del espacio entre las estrellas está muy
vacío y no parece posible formar una estrella juntando al tenue material que normalmente existe
entre las estrellas.
Figura 1. La galaxia M74 es del
tipo espiral (como la nuestra) y
posee aún mucho gas
interestelar del cual se
continúan formando estrellas.
Imagen cortesía del
Observatorio de Calar Alto.
Pero en algunas regiones del espacio en nuestra galaxia existen unas “nubes” de gas y polvo
cósmico que son mucho más densas que el medio normal (ver la Fig. 2). Las llamamos nubes
porque nos recuerdan a las nubes atmosféricas, aunque estas últimas miden sólo cientos de metros,
mientras que las nubes cósmicas miden años-luz. Es en estas nubes cósmicas (que tienen
densidades de decenas de miles de partículas por centímetro cúbico), mucho más densas que el
medio típico entre las estrellas (que tiene densidades de tan sólo como una partícula por centímetro
cúbico), en las que se da en la actualidad, por contracción gravitacional, el nacimiento de las
nuevas estrellas. A estas nubes se les llama a veces oscuras (porque la luz no las atraviesa y no nos
dejan ver lo que hay atrás o adentro de ellas) y a veces moleculares (porque son muy frías y el gas
que hay en ellas está en la forma de moléculas como el hidrógeno molecular, el monóxido de
carbono, el vapor de agua, y el amoníaco, entre otras).
Sabemos que estas nubes, sobre todo las más grandes, contienen frecuentemente hasta millones de
veces la masa del Sol, así que tienen la materia prima para que de ellas se puedan formar muchas
estrellas y de hecho en algunas de ellas esto es lo que está ocurriendo. ¿Pero, cómo podemos
investigar lo que ocurre en el interior de estas nubes oscuras si, como acabamos de decir, son
opacas a la luz? Afortunadamente, durante el siglo XX se desarrollaron la radioastronomía y la
astronomía infrarroja, las cuales sí pueden estudiar el interior de estas nubes. La razón de esto es
que el polvo cósmico, que es lo que hace a las nubes opacas a la luz, es relativamente transparente a
las ondas de radio y a las ondas infrarrojas. Digamos que la situación es similar a la de estudiar a
un ser humano en gestación dentro del seno materno. No lo podemos ver a simple vista, pero sí con
la ayuda de los rayos X o el ultrasonido.
Figura 2. Es en nubes moleculares
oscuras como la que se muestra en
la imagen donde se forman las
nuevas estrellas. El gas y polvo
disponibles en estas nubes es
suficiente para formar un gran
número de estrellas. Imagen
cortesía del Telescopio Espacial
Hubble.
Gracias principalmente a la radioastronomía y a la astronomía infrarroja, conjuntamente con el
trabajo de muchos astrónomos teóricos, se ha podido desarrollar un paradigma que nos guía en
cuanto a lo que ocurre cuando se forma una estrella similar al Sol.
La Formación de las Estrellas de Tipo Solar
A través del tiempo, es la gravedad la que se encarga de comprimir a las relativamente difusas
nubes de gas del espacio interestelar en nuevas estrellas. Generalmente la fuerza atractiva de la
gravedad (que trata de comprimir a la nube) está balanceada por una combinación de la presión, el
campo magnético, y la turbulencia de la nube (que tratan de expandirla). Por razones que no
entendemos aún, este equilibrio se rompe y la gravedad gana la batalla. Pero estas nubes en
contracción tienen un poco de giro, un poco de rotación. A esta propiedad de los cuerpos se le
llama el momento angular. El momento angular de una nube hace que conforme caiga más gas
hacia la protoestrella (llamémosla así porque aún no se dan los procesos termonucleares de fusión
que definen a las estrellas como tales), éste venga de puntos más lejanos que giran más rápidamente
respecto a la protoestrella. Cuando algo gira, aparece la fuerza centrífuga, que hace que las cosas
que giran se quieran alejar del centro de giro (esto es lo que aprovecha alguien que trata de hacer
una pizza, dándole vueltas en el aire para que se extienda y se haga más grande).Este efecto
produce que el gas ya no caiga directo a la protoestrella, sino que se asiente a su alrededor
formando un disco delgado y en rotación. Este gas permanecería ahí por siempre y se truncaría la
formación de la estrella, si no apareciera otro proceso de la Naturaleza que se encarga de permitir
que el gas que cae primero al disco, vaya después cayendo en espiral hacia la protoestrella.
Resumiendo, para que el gas que gira en un disco alrededor de la protoestrella caiga a ella y la
“engorde”, es necesario que este gas se deshaga del momento angular. La manera en que esto
sucede permaneció como un enigma hasta la década de los 1980s, en la que varios grupos de
astrónomos (entre ellos uno mexicano), descubrieron que las estrellas jóvenes expulsan al espacio
circundante parte del gas que les está cayendo de los alrededores (ver la Fig. 3). Estas expulsiones
(o eyecciones, como también se les llama en la literatura), se llevan el momento angular excedente
para permitir que el gas que permanece en el disco caiga a la protoestrella y la haga crecer.
Figura 3. Imagen en contornos del
chorro molecular bipolar en la
región OMC-1S. La emisión
proviene de la molécula del
monóxido de carbono y los
contornos en azul (parte inferior
izquierda) y en rojo (parte superior
derecha) trazan gas que se acerca y
aleja, respectivamente, de nosotros.
Imagen cortesía del SubMillimeter
Array.
Estas expulsiones de gas ocurren a gran velocidad, cientos de kilómetros por segundo, y producen
fenómenos muy vistosos en los alrededores de la protoestrella. También se sabe que las expulsiones
ocurren preferentemente en la forma de dos chorros que se mueven en dirección opuesta y que
están bien colimados (como el agua que sale de una manguera). Los llamados objetos Herbig-Haro,
descubiertos en la década de los 1950s por el estadounidense George Herbig y el mexicano
Guillermo Haro y que permanecieron sin ser entendidos por varias décadas, son una de las
manifestaciones de estas eyecciones de gas, que al chocar con nubes que existen en el espacio
donde se forman las estrellas, producen calentamiento del gas y emisión de radiación (ver Fig. 4).
Figura 4. Esquema de cómo se cree se forman los
objetos Herbig-Haro. Una protoestrella se encuentra
rodeada de su disco protoplanetario. Para que el gas en
este disco pueda caer a la protoestrella, es necesario que
se libere momento angular. Esto se logra a través de la
formación de chorros que se llevan parte del gas y
mucho momento angular. Los chorros viajan por el
espacio y producen choques que se detectan como los
objetos Herbig-Haro. Al final de esta etapa evolutiva, el
gas (y polvo) existentes en el disco se condensa para
formar planetas.
Se dice que el disco y el chorro tienen una relación simbiótica (se benefician el uno del otro). El
chorro extrae energía y momento angular del disco, y esto permite que el gas en el disco pueda
continuar su caída hacia la estrella.
Los discos protoplanetarios
Pero los discos protoplanetarios tienen otro efecto sumamente importante, además de transportar el
gas del medio circundante a la estrella: el gas y polvo existente en los discos es el que servirá para
formar planetas alrededor de la estrella. Es por esto que a los discos se les llama protoplanetarios.
Ha resultado mucho más difícil estudiar a los discos que a los chorros. En buena parte, esto se debe
a que los discos son relativamente pequeños, con diámetros del orden de 100 UA (UA = Unidad
Astronómica, o 150 millones de kilómetros, la distancia promedio del Sol a la Tierra), mientras que
el efecto de los chorros se extienden hasta millones de UA. Siempre es más difícil estudiar las
características de los objetos que son pequeños. Las primeras imágenes de discos protoplanetarios
se obtuvieron a principios de la década de los 1990s mediante observaciones de la emisión
milimétrica del polvo existente en ellos (ver Fig. 5) y también al observarlos en silueta contra el
brillo de la nebulosa de Orión. A los pocos años se comenzó a obtener información cinemática de
estos discos en los que fue posible medir su curva de rotación.
Figura 5. Imagen a 7 milímetros de la
emisión del polvo en el disco
protoplanetario de la estrella TW
Hydrae. Este disco, visto casi de frente,
tiene un diámetro de 100 unidades
astronómicas. Imagen cortesía del Very
Large Array.
En la actualidad, mucho del esfuerzo astronómico está enfocado a tratar de entender la evolución
temporal de los discos y en particular como se da la formación de planetas en ellos. Por ejemplo, se
sabe que hay discos de muy distintos tamaños y se investiga si los discos protoplanetarios
compactos son pequeños porque aún se están formando y crecerán más o porque la presencia de
una estrella compañera trunca, por efectos gravitacionales de marea, el tamaño del disco. Existen
estrellas muy jóvenes con discos protoplanetarios que están en regiones donde abunda la radiación
ultravioleta, de modo que los discos están siendo erosionados de manera importante y podrían no
existir por suficiente tiempo para formar planetas. Observaciones infrarrojas del espectro de
algunos discos sugieren que su parte interna se ha condensado ya en planetas. A estos discos se les
llama “transicionales” porque estarían ya en transición a condensarse en planetas.
Muchas de estas preguntas podrán ser contestadas con datos del interferómetro ALMA (Atacama
Large Millimeter Array), ubicado en el norte de Chile y construido por un consorcio internacional.
Este instrumento ha comenzado ya a funcionar y tiene entre sus prioridades el estudiar la formación
estelar.
Los Retos del Futuro
Nuestro entendimiento de la formación estelar ha avanzado espectacularmente en las últimas
décadas. Hay que aclarar que este avance ha ocurrido principalmente en lo que se refiere a las
estrellas de masa similar a la del Sol que se forman en la actualidad. En el caso de las estrellas de
este tipo, queda como gran reto el entender en detalle cómo es que, alrededor de la estrella y a
partir del disco protoplanetario, se condensan los planetas. Por otro lado, en estrellas más
evolucionadas se han encontrado ya planetas y se conocen alrededor de 600 estrellas que están
acompañadas de ellos (ver http://exoplanet.eu para una lista actualizada de los planetas exosolares o
sea externos a nuestro Sistema Solar). Sin embargo, casi todos estos planetas son grandes esferas de
gas como Júpiter, pero que se encuentran más cerca de sus respectivos soles que la Tierra del Sol,
mientras que en nuestro Sistema Solar los grandes planetas gaseosos como Júpiter y Saturno están
en las afueras. Obviamente, la naturaleza no repitió en todas las estrellas lo que ocurrió en nuestro
Sistema Solar y se requiere de mucho trabajo observacional y teórico para comprender como es que
se forman los planetas alrededor de las estrellas. Hay que enfatizar, por otra parte, que conforme
mejoran las técnicas de búsqueda de planetas exosolares, se han ido encontrando objetos ya más
similares a la Tierra y quizá en nuestros días lleguemos a ser testigos del descubrimiento de
planetas gemelos a la Tierra.
Además de entender cómo ocurre la formación de los planetas en las estrellas de tipo solar, nos
falta explorar y entender la formación de las estrellas mucho más y mucho menos masivas que el
Sol. Es tentador extrapolar y proponer que todas las estrellas, no sólo las de tipo solar, se forman
mediante el mecanismo de disco protoplanetario y chorro que hemos comentado. Pero la verdad es
que no estamos seguros de que éste sea el caso y esta incógnita constituye una de las siguientes
fronteras en el tema de la formación estelar a cuya solución estamos abocados muchos astrónomos
y en la que de nuevo los grupos mexicanos juegan un papel destacado a nivel internacional.
Para formar una estrella que tenga unas cien veces la masa de Sol necesitamos que el núcleo
protoestelar vaya creciendo más y más. Pero el problema que tenemos es que la estrella, al crecer,
se hace tan luminosa que su misma luz intensísima detiene la caída de más gas y en principio la
estrella no debería de crecer más allá de diez veces la masa del Sol. Sin embargo, sabemos que en
la actualidad existen estrellas tan pesadas como 100 veces la masa del Sol. Se ha especulado que
quizá es necesario formar muchas estrellas, cada una con 10 veces la masa del Sol, y luego
fusionarlas para formar una gran estrella. Pero la verdad es que este mecanismo se considera muy
improbable. Así que simplemente no sabemos como se forman las estrellas más grandes del cielo,
las luminarias más espectaculares que alumbran el espacio.
Igualmente tenemos problemas para entender cómo es que se forman las estrellas muy pequeñas, de
muy baja masa. Mas aún, como parte de estos estudios astronómicos se ha descubierto que existen
unos cuerpos de tan baja masa que no podemos llamarlos estrellas, pero que rebasan, con mucho,
las masas de los planetas, de modo que podemos pensar en ellos como unos cuerpos que se hallan
entre las estrellas y los planetas. Se trata de las llamadas enanas marrón, que tienen masas entre
0.01 y 0.1 veces la masa del Sol. Estos cuerpos no pueden ser considerados planetas porque a
diferencia de estos, sí logran iniciar procesos termonucleares en su interior, pero tampoco se les
considera estrellas porque estos procesos duran muy poco (sólo están presentes al principio de la
vida de la enana marrón) y luego se apagan, dejando a la enana marrón como si fuera un planeta
gigantesco, ya sin producir energía propia.
¿Se forman las enanas marrón como estrellas (o sea, como un núcleo protoestelar) o como planetas
(o sea, en un disco alrededor de dicho núcleo)? Tenemos problemas bajo cualquiera de las dos
suposiciones. Si se forman como una estrella normal, se sabe que en general hay mucho más
material disponible que el que forma a una enana marrón. ¿Porqué entonces no siguen creciendo
(acrecentando masa) hasta llegar a ser una estrella normal? Quizá algo trunca su crecimiento, pero
no sabemos a ciencia cierta que es. Por otro lado, si se forman como planetas, ¿porque las
encontramos también libres en el espacio y no sólo alrededor de una estrella normal (como ocurre
en el caso de los planetas)? Recientemente se han encontrado algunos casos de enanas marrones
rodeadas de discos, lo cual apoya la idea de que se forman como las estrellas.
Finalmente, prácticamente no hay datos que nos permitan confrontar a los modelos teóricos de la
formación de las primeras estrellas en el Universo temprano con la realidad. Después de la Gran
Explosión, el Universo se enfrió y se hizo oscuro. Fue la formación, hace más de 13 mil millones
de años, de esa primera generación de estrellas lo que sacó al Universo de su letargo. Los países
desarrollados están planeando ya una nueva generación de telescopios ultrasensitivos que permita
estudiar este remoto y antiguo fenómeno. El estudio de la formación y evolución de las estrellas de
tipo solar nos ha llevado a avanzar notablemente en nuestro entendimiento de la formación del Sol
y de todo nuestro Sistema Solar. Ahora queremos entender mejor como se forman todas las
estrellas, ya no sólo las de tipo solar, sino también irnos a los extremos y entender como ocurre el
nacimiento de las pequeñas y de las grandes estrellas. Además, tratamos de entender cómo fue la
formación en el pasado remoto de las primeras generaciones de estrellas. La formación de estrellas
y de sus planetas acompañantes es uno de los procesos más importantes de la Naturaleza y al
entenderlo cada vez mejor nos acercamos a la comprensión de nuestros propios orígenes.
BIBLIOGRAFÍA:
Bodenheimer, P. Principles of Star Formation, Springer, 2011.
Peimbert, M., editor, La Evolución en la Astronomía, El Colegio Nacional,
México, 2006
Poveda, Arcadio, Rodríguez, Luis Felipe, y Peimbert, Manuel, editores, Siete
Problemas de la Astronomía Contemporánea, El Colegio Nacional, México,
2004
Ward-Thompson, D. y Whitworth, A.P. An Introduction to Star Formation, Cambridge
University Press, 2011.
De manera general se recomiendan los títulos de astronomía que han salido en la
serie “La Ciencia para Todos” del Fondo de Cultura Económica.