13:30  hrs. 7 de agosto de 2009

  

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 la UNAM, campus Morelia, Susana Lizano Soberón.

 

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 la Vía Láctea) no había luminarias.

 

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, la Tierra y Marte).

 

Por su parte, los exteriores (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) también tienen un centro rocoso del tamaño de la Tierra, pero el resto de su masa está conformada por gas. Una nave interplanetaria no podría posarse en su superficie porque se hundiría y sería aplastada por la presión del gas.

 

Muerte

Cuando envejece, la estructura de una estrella como el Sol se hace más compleja; en su centro ocurre la fusión de elementos cada vez más pesados, y sus etapas de vida se van acortando. Si su primer ciclo dura nueve mil millones de años, el siguiente será menor, y así sucesivamente, porque la unión de los elementos que van apareciendo no resulta tan eficiente como la fusión de hidrógeno.

 

“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 el Sol

Una estrella como el Sol es un cuerpo gaseoso con suficiente temperatura en su centro para generar su propia luz mediante reacciones nucleares.

 

Fusiona hidrógeno y genera helio; en el momento que el primero se transforma en el segundo, se produce un poco de energía que llega a la superficie del astro y hace que brille.

 

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, el Sol crecerá tanto que la Tierra quedará dentro de su atmósfera; entonces, se habrá convertido en una gigante roja, fenómeno que ocurrirá en unos cuatro mil 500 millones de años.

 

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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