Boletín UNAM-DGCS-468
Ciudad Universitaria
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NUBES
MOLECULARES, INCUBADORAS DE ESTRELLAS
Las estrellas son bloques con los que se forman las galaxias que, a su
vez, forman cúmulos, y muchos cúmulos integran el Universo. “El universo
visible está formado por estrellas, y de ahí la importancia de estudiar su
nacimiento”, indicó la directora del Centro de Radioastronomía y Astrofísica
(CRyA) de
No obstante, en unas fotografías tomadas hace casi un siglo, desde el
Observatorio del Monte Palomar, en Estados Unidos, se observó que en grandes
zonas del cielo (en
Hoy se conoce que en esos sitios se encuentran grandes nubes moleculares,
dentro de las cuales se están formando estrellas, ahora mismo. Las nubes
moleculares se componen, principalmente, de hidrógeno molecular, una pequeña
fracción de polvo muy fino y restos de otras moléculas, como de monóxido de
carbono y amoniaco.
Reciben el nombre de nubes oscuras porque, como no dejan pasar la luz
visible, impiden observar las estrellas, ubicadas al fondo o detrás de ellas.
Para estudiar cómo se forma una estrella dentro de una nube molecular,
que tiene miles de veces la masa del Sol, se debe recurrir a longitudes de onda
infrarroja y a ondas de radio, porque el polvo que hay dentro bloquea el paso
de la luz visible.
“Bajo esa iluminación, solamente es posible observar una estrella joven
si ésta se desarrolla cerca de la superficie de la nube molecular, como ocurre
con muchas en la nebulosa de Orión”, explicó la especialista.
Nacimiento
El nacimiento de estrellas ocurre cuando en una nube molecular surgen
lentamente pequeñas condensaciones o núcleos con una longitud aproximada a
medio año-luz, una densidad de 30 mil partículas por centímetro cúbico y cuatro
veces la masa del Sol.
A medida que el proceso de condensación continúa, la densidad de cada
núcleo llega a ser tan grande que vence todas las fuerzas de presión de gas y
magnéticas, y el núcleo se colapsa; entonces, el material cae hacia su centro y
se empieza a formar una estrella bebé o protoestrella, explicó Lizano Soberón.
Una parte del material producido por el colapso gravitacional no cae
directamente en la protoestrella, sino que, conserva el movimiento giratorio
del núcleo colapsado y se deposita en un disco alrededor de aquélla.
“Al girar, el disco –conocido como protoplanetario, porque contiene el
material con que se formarán nuevos sistemas planetarios– se va extendiendo, al
tiempo que parte de su material cae en la protoestrella”, prosiguió la
investigadora.
Lapso breve
El proceso de formación de una estrella, desde que nace hasta que llega
a su etapa adulta, dura menos de 10 millones de años, un lapso muy breve en
términos astronómicos.
En el proceso, el cuerpo celeste se contrae lentamente y se enfría,
hasta que llega a su tamaño final, al inicio de su vida adulta. En esta etapa,
la estrella fusiona en su centro hidrógeno para formar helio.
“En el disco de gas y polvo que gira alrededor de la joven estrella,
después de unos millones de años comienzan a ‘coagularse’ planetas, que darán
origen a sistemas planetarios, lo que ocurrió con nuestro sistema solar”,
señaló Lizano Soberón.
Formación de planetas
Como consecuencia del movimiento giratorio de una nube molecular
alrededor de una estrella recién nacida, se forma un disco de polvo y gas que
se encarga de alimentarla en su infancia.
Debido a que las densidades del gas son muy altas (del orden de los mil
millones de partículas por centímetro cúbico), el polvo de ese disco tiende a
“coagularse” y formar cuerpos rocosos denominados planetesimales, cuyos tamaños
van desde unos cuantos metros hasta kilómetros. Éstos, a su vez, “se coagulan”
y forman cuerpos sólidos como los planetas interiores del Sistema Solar
(Mercurio, Venus,
Por su parte, los exteriores
(Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) también tienen un centro rocoso del tamaño
de
Muerte
Cuando envejece, la estructura de una estrella como
“Una vez que la fuente de energía se agota, se forma un núcleo
cristalino de protones que evita su colapso. Poco a poco, la estrella se va
apagando y cada vez es menos visible, hasta que muere convertida en una enana
blanca”, afirmó.
En el caso de las estrellas grandes, con 20 ó más veces la masa del
Sol, el proceso de unión de elementos en el centro continúa hasta que se forma
hierro. En este momento, la fuente de energía se agota porque más allá del
hierro no hay procesos de fusión que liberen energía. La estrella se colapsa y
muere en una gran explosión, como supernova.
Métodos de inferencia
La temperatura promedio en una nube molecular es de unos 10 grados
Kelvin, es decir, -263 grados Celsius. La única manera de observar una nube
molecular a estos grados es con la emisión de moléculas trazadoras, con
abundancias bajas, como las de monóxido de carbono, de amoniaco y de sulfuro de
carbono.
Así, al estudiar estas moléculas trazadoras, los astrónomos han
diseñado en los últimos años, métodos para inferir 99 por ciento de la masa de
una nube molecular, a partir de la observación de menos de uno por ciento del
material.
“Dentro de millones de años, cuando los intensos vientos de las
estrellas más jóvenes hayan dispersado la nube molecular, aquéllas se podrán
observar a simple vista. Mientras tanto, para saber qué sucede en la infancia
de una de ellas, es necesario utilizar radiotelescopios y detectores de luz
infrarroja”, concluyó.
Reacciones nucleares en
Una estrella como
Fusiona hidrógeno y genera helio; en el momento que el primero se
transforma en
Cuando ese combustible se
agote, su núcleo se contraerá y alcanzará temperaturas aún más altas y átomos
de helio chocarán entre sí para formar un elemento más pesado: carbono.
Simultáneamente,
-o0o-
Foto 01.
Vista panorámica de la nebulosa de Orión. Imagen
tomada por el Hubble_01
Foto 02
Nubes de gas y polvo en nebul. Orión. La imagen de
infrarrojos (der.) muestra las estrellas de formación reciente