La vida privada de las estrellas [1/10] - El nacimiento

La vida privada de las estrellas: El nacimiento de una estrella

Introducción a la serie

• La serie explora los secretos de los objetos astronómicos, siguiendo un enfoque simplista para facilitar la comprensión.

• Se invita a los astrofísicos a tolerar las simplificaciones que se presentarán durante el desarrollo del tema.

Formación de estrellas

• Las estrellas nacen en nubes de hidrógeno molecular donde la densidad es suficiente para formar moléculas de H2. Estas nubes pueden contener restos de elementos más pesados.

• La inestabilidad en estas nubes puede ser provocada por colisiones con otras nubes o ondas de choque provenientes de supernovas. Esto provoca que algunas áreas tengan mayor densidad que otras.

Proceso gravitacional y aumento de temperatura

• La gravedad atrae las moléculas hacia el centro, creando zonas más densas y aumentando la temperatura debido al movimiento acelerado de las partículas.

• Este proceso lleva a la formación de protoestrellas, que son esferas calientes dentro de la nube, aunque aún no emiten luz visible. Su formación puede ocurrir rápidamente en unos 100,000 años.

Observación y clasificación

• Las protoestrellas pueden ser observadas como siluetas contra fondos brillantes cuando contienen elementos pesados; estos se conocen como glóbulos de Bok.

• Dependiendo de su masa, una protoestrella puede convertirse en diferentes tipos de cuerpos celestes: si tiene menos masa que 13 veces Júpiter, no alcanzará temperaturas suficientes para iniciar fusión nuclear y se convertirá en un gigante gaseoso fallido.

Tipos y características finales

• Si una protoestrella tiene entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter, puede iniciar fusión del isótopo del hidrógeno (deuterio) y convertirse en una enana marrón; sin embargo, nunca alcanzará temperaturas necesarias para fusionar hidrógeno normal (protones).

¿Cómo se forma una estrella?

Proceso de formación estelar

• La formación de una estrella comienza con la presión hacia afuera de la radiación emitida por la fusión nuclear, que contrarresta la presión hacia adentro provocada por la gravedad.

• Una vez que estas fuerzas se equilibran, la estrella alcanza un estado de estabilidad.

• La temperatura en la superficie de la estrella estabilizada varía según la masa de la protoestrella.