El nacimiento de las estrellas: un proceso dinámico en las galaxias
Este artículo nace de una entrevista al Dr. Raúl Naranjo Romero, de la cual se desprende un recorrido de análisis científico y divulgativo dedicado al nacimiento de las estrellas y a los procesos dinámicos que rigen la evolución de las galaxias.
Cuando observamos el cielo nocturno, las estrellas parecen objetos luminosos inmutables. Sin embargo, cada una de ellas tuvo un origen concreto, marcado por procesos físicos complejos dentro de nuestra galaxia. Comprender cómo se forman las estrellas no solo satisface una curiosidad fundamental, sino que permite entender cómo evolucionan las galaxias y en última instancia, el propio Universo.
La astrofísica nos ha permitido conocer que las estrellas nacen a partir del gas y el polvo contenido en el espacio entre ellas, conocido como Medio Interestelar. Pero este proceso dista mucho de ser simple, ya que involucra la interacción de la gravedad con movimientos relativamente caóticos del gas, campos magnéticos y liberación de energía, todo ello ocurriendo en distintas escalas espaciales, que van desde decenas de años luz hasta regiones comparables al tamaño de nuestro sistema solar, y distintas escalas temporales.
Las estrellas y su relación con las galaxias
Podría pensarse que las galaxias y las estrellas están “vivas” en un sentido físico, ya que “nacen”, evolucionan y “mueren”. Aunque con frecuencia se emplean estos términos tomados del lenguaje cotidiano, solamente describen etapas físicas no siempre bien definidas. Uno de los factores que más influye en la evolución de las galaxias es la formación de nuevas estrellas y su muerte. Las galaxias con intensa formación estelar se observan como entidades brillantes y azuladas, mientras que aquellas donde este proceso ha disminuido adquieren tonos más rojizos y menos brillantes. Por ello, estudiar cómo se forman las estrellas, es esencial para explicar por qué las galaxias presentan apariencias tan diversas y cómo han cambiado a lo largo de decenas de miles de millones de años.
Aunque el espacio entre las estrellas parece vacío, en realidad contiene gas y polvo distribuidos de manera muy irregular. En algunas regiones, este material se concentra formando enormes estructuras llamadas nubes moleculares, compuestas principalmente por hidrógeno molecular, y caracterizadas por ser frías y densas en comparación con su entorno galáctico. Las nubes moleculares pueden extenderse por decenas o cientos de años luz, y contener masas equivalentes a miles de veces la masa del Sol.
Sin embargo, no toda nube molecular forma estrellas de inmediato. En su interior, la gravedad intenta concentrar el gas, mientras que la presión térmica, los movimientos turbulentos —muchos de ellos generados por generaciones previas de estrellas— y los campos magnéticos tienden a dispersarlo o a retrasar su colapso. Por esta razón, las nubes moleculares no son estructuras estables en el largo plazo.
Dentro de ellas, el gas se mueve de manera compleja, formando filamentos y regiones más densas que otras. En estas zonas, pequeñas concentraciones de materia pueden eventualmente crecer con el tiempo, alcanzando una densidad suficiente cuando la gravedad comienza a dominar y el gas inicia un proceso de colapso. Estas regiones, conocidas como núcleos densos, son consideradas las semillas de colapso de la formación estelar, dando lugar a estrellas de distinta masa, siendo las de gran masa, por mucho, menos abundantes que las de baja masa.
Durante el colapso, el material cae hacia el centro del núcleo denso, aumentando progresivamente la densidad y la temperatura. Aunque el proceso es lento en términos humanos, ocurre en escalas de tiempo relativamente cortas desde el punto de vista astronómico, dando lugar a una protoestrella, muy dentro de la nube y, por lo tanto, aún envuelta en una densa capa de gas y polvo. En esta fase temprana, la protoestrella no brilla gracias a reacciones nucleares, sino debido a la energía liberada por el material que cae sobre ella. Con el paso del tiempo, la protoestrella continúa contrayéndose y su densidad aumenta. Cuando la temperatura y la presión en su interior alcanzan valores suficientemente altos, se pone en marcha la fusión nuclear del hidrógeno. En ese momento, la estrella entra en una etapa “más estable” de su vida y comienza a emitir luz de forma sostenida. A partir de entonces, su evolución dependerá principalmente de su masa inicial.
La estrella recién nacida produce fotones ionizantes, los cuales tardan algunos cientos de miles de años en salir desde su interior hasta la superficie como en el caso del Sol, y súbitamente calientan el gas a su alrededor, generando una diferencia de presión que produce las llamadas regiones HII, donde abundan electrones libres arrancados de los átomos de Hidrógeno. Estas regiones de gas ionizado se expanden dentro del medio frío, oponiéndose en gran medida a la caída libre del material de la nube hacia la protoestrella.
Fig. 1. Cunero estelar en la región de la nebulosa de la Tarántula, dentro de la galaxia satélite de la Vía Láctea, conocida como la Gran Nube de Magallanes. Crédito: ESA/Hubble & NASA, CC BY 4.0.
Discos, chorros y retroalimentación estelar
Por otra parte, en su envolvente, la rotación del gas —incluso si es débil al inicio— se vuelve relevante y conduce a la formación de un disco protoplanetario. Este disco contiene gas y polvo que puede chocar, aglomerarse y sublimarse, y en cuyo interior se formarán asteroides y al cabo de varios millones de años se forman algunos planetas.
El propio giro de la protoestrella genera además un viento bipolar, formado por dos chorros opuestos de material expulsado a alta velocidad. Estos chorros permiten que la estrella se libere del exceso de giro, o momento angular, aportado por el material del disco protoplanetario que le cae lentamente en espiral.
Una vez formada la estrella, tanto los chorros bipolares como las regiones HII —producidas principalmente por estrellas masivas— en ocasiones desgarran y dispersan gran parte de la nube materna, provocando que esta “desaparezca”, dejando al descubierto las estrellas recién formadas.
Las estrellas más masivas, al contener más presión en su interior, queman el hidrógeno con mayor rapidez. Algunas de ellas terminan explotando como supernovas, inundando su entorno con material atómico y molecular, inyectando energía al medio interestelar y generando movimientos turbulentos. De esta manera, cada generación estelar transforma el entorno galáctico al consumir gas, producir elementos químicos más pesados y devolver energía y enriquecido al Medio Interestelar.
Una visión alternativa y reciente de la formación estelar
Durante muchos años se pensó que las nubes moleculares eran estructuras cuasi estables, en las que la formación estelar ocurría solamente en regiones aisladas. Sin embargo, estudios más recientes han propuesto un escenario más dinámico. El escenario de colapso gravitacional jerárquico global (o gHGC por sus siglas en inglés) sugiere que las nubes moleculares, en su conjunto, están colapsando bajo la acción de la gravedad.
En este escenario, el colapso no ocurre de una sola vez ni de manera uniforme. Las estructuras grandes colapsan lentamente, mientras que dentro de ellas surgen subestructuras más pequeñas que colapsan con mayor rapidez. La formación estelar se convierte así en un proceso jerárquico, donde coexiste el material a distintas escalas espaciales y evoluciona en distintas escalas temporales cada vez más cortas conforme aumenta la densidad, hasta el punto de formar la protoestrella. En este contexto, la turbulencia —originada tanto por generaciones previas de estrellas como por el movimiento global de la galaxia— deja de interpretarse únicamente como un mecanismo que sostiene a la nube contra el colapso y en su lugar pasa a entenderse —al menos en parte—, como una consecuencia del propio colapso gravitacional.
El papel clave de la astrofísica computacional
Describir todos estos procesos con observaciones directas es extremadamente difícil. Las escalas involucradas son enormes y muchas etapas están ocultas por grandes cantidades de polvo interestelar. Además, no es posible reproducir estas condiciones en laboratorios terrestres. Para superar estas limitaciones, los astrónomos recurren a la astrofísica computacional.
En esta disciplina se emplean simulaciones numéricas realizadas en supercomputadoras para recrear, de manera controlada, la evolución del gas bajo la influencia de la gravedad, los movimientos internos y otros procesos físicos. Gracias a ello, es posible seguir la evolución de una nube simulada durante millones de años y explorar cómo cambian los resultados al modificar las condiciones iniciales.
Fig. 2. Vista de frente y perfil del mapa de densidad columnar de una nube molecular simulada, en la que estrellas masivas forman regiones HII, erosionando y desgarrando su nube madre desde el interior. Imagen cortesía del Dr. Manuel Zamora-Avilés.
No obstante, la astrofísica computacional también tiene sus dificultades, ya que dentro de los códigos numéricos debe coordinarse la sincronización de enormes volúmenes de datos entre distintos procesadores, lo cual se logra mediante diversas estructuras de datos especializadas y técnicas de programación de computadoras conocidas como paralelización. Este enfoque permite ejecutar tareas de manera simultánea, pero requiere esperar a que todos los procesos ejecutados concluyan su parte de los cálculos para poder integrar y redistribuir los resultados tras resolver las ecuaciones que describen matemáticamente los procesos físicos de la simulación.
Una vez terminada la simulación, los datos se analizan por separado y en ocasiones se reprocesan para poder obtener resultados directamente comparables a los obtenidos con las observaciones reales, realizadas con distintos telescopios. Al llevar a cabo estas comparaciones —si es que esto es posible— los científicos pueden poner a prueba sus modelos y refinar su comprensión del proceso de formación estelar.
Un proceso complejo y fascinante
La formación de estrellas no es un evento aislado ni simple, sino un proceso físico complejo que involucra múltiples escalas espaciales y temporales, y que está profundamente entrelazado con la evolución de las galaxias. Lejos de ser objetos estáticos, las estrellas emergen de un medio interestelar dinámico, moldeado por la gravedad, la radiación, los campos magnéticos y la energía liberada por generaciones previas de estrellas.
Los avances observacionales y el desarrollo de la astrofísica computacional han transformado nuestra comprensión de este fenómeno, revelando que las nubes moleculares son estructuras en constante evolución, donde el colapso gravitacional y la retroalimentación estelar coexisten y se influyen mutuamente. En este contexto, la formación estelar aparece como un proceso jerárquico y colectivo, más que como una simple secuencia de eventos locales.
Comprender cómo se forman las estrellas no solo nos permite explicar la diversidad de las galaxias, sino también reconstruir la historia del Universo mismo, recordándonos que incluso los puntos más brillantes del cielo tienen un origen profundamente ligado al movimiento y la transformación de la materia cósmica
Fig. 3. Al fondo, el Gran Telescopio Milimétrico “Alfonso Serrano” con su plato principal de 50m de diámetro, ubicado a 4560 m.s.n.m. sobre el volcán Sierra Negra en México.
Esta publicación se basa en la entrevista realizada al Dr. Raúl Naranjo-Romero, Astrónomo de Soporte del Gran Telescopio Milimétrico “Alfonso Serrano”. El Dr. Naranjo realizó sus estudios de licenciatura en la Facultad de Ciencias Físico Matemáticas “Mat. Luis Manuel Rivera” de la Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo, cuenta con una maestría en Astronomía y un doctorado en Astrofísica en el ahora Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, de la Universidad Nacional Autónoma de México. También pertenece al grupo de Astrofísica Computacional y al grupo de Polarización en Astrofísica, ambos del Instituto Nacional de Astrofísica, Óptica y Electrónica (INAOE) en México.