Cómo se cocina una estrella: Instrucciones paso a paso (II)

Una vez empieza el proceso, las cosas van realmente rápido... O tan rápido como pueden ir en el Universo.

Protoestrella J1672835.29-763111.64 en la nebulosa de reflexión IC 2631. Créditos: ESO, NASA, ESA, T. Megeath (University of Toledo), K. Stapelfeldt (Jet Propulsion Laboratory), G. Kober (NASA/Catholic University of America)

En la última entrada estuvimos viendo cómo seleccionar una nebulosa apropiada y cómo romper su equilibrio –el balance entre calor y gravedad que mantiene a la nube flotando en el espacio– para crear varios núcleos pre-estelares, las semillas de nuevas estrellas.

Puede parecer que ya solo se trata de dejar actuar a la gravedad... Pero hay mucho más, si quieres que tu estrella se forme adecuadamente.

Paso 5: Engorda los núcleos (mientras se encogen)

Los núcleos pre-estelares son voraces: Les encanta sorber el gas a su alrededor. Naturalmente, más gas significa más masa, y más masa significa más gravedad. Y podemos aprovecharnos de ello.

A medida que la gravedad aumenta, nuestro núcleo se hará más pequeño, denso y caliente. Lo que tenemos ahora es un capullo que lo envuelve, ocultándolo a la vista (al menos, en luz visible). Este embrión estelar –llámalo protoestrella– tiene que estar dando vueltas como un loco, para evitar que el gas caiga demasiado rápido hacia el centro. Eso sería desastroso, el final de la historia.

HOPS 383, una joven protoestrella en el complejo de formación estelar de Orión. Al fondo, una amplia panorámica de la región. Créditos: E. Safron et al. (2015); NASA/JPL-Caltech/T. Megeath (Univ. of Toledo)

Paso 6: Aplasta el gas

Y ahora, utilicemos la rotación para amasar el gas hasta formar un donut, o disco, en torno al plano ecuatorial del núcleo. Esto debería ser fácil, no es tan distinto de preparar la masa de la pizza.

Deja que el sistema siga girando mientras el núcleo continúa tragando gas y el capullo se deshace a su alrededor, dejando la protoestrella desnuda, vestida solo con el disco, como el tutú de una bailarina. No debería llevarte más que unos pocos millones de años.

Una estrella en formación, con un disco y un par de chorros bipolares. Créditos: ALMA, Lee et al. (2017)

Paso 7: Deshazte del momento angular sobrante

Al llegar aquí, podemos encontrar un problema: ¡Las cosas pueden estar girando más rápido de lo que permiten las leyes de la Física! La solución es quitar parte de la masa; con ello, quitaremos también parte del momento angular –o sea, del exceso de rotación.

¡Pero cuidado! Como tenemos un disco en torno al ecuador de la protoestrella, esto solo lo podemos hacer a través de los polos, en la forma de dos chorros de gas.

Hay que usar este recurso con precaución, y solo si es estrictamente necesario. No se pueden tener chorros continuamente, si quieres que te quede suficiente materia para formar una estrella como es debido.

Paso 8: Limpia el disco

Tu estrella está casi terminada: Ya tiene casi toda la masa final, y continúa encogiéndose y calentándose. Es el momento de hacer un poco de limpieza.

Así que vamos a quitar los restos de disco... A menos que quieras hacer algo con ellos, como, no sé, algunos planetas. Quizá podemos hablar de eso otro día.

Paso 9 (y último): Enciende tu estrella

Si has seguido las instrucciones anteriores, deberías de tener una encantadora estrella bebé, redonda y calentita. Dependiendo de la cantidad de masa que hayas recogido, será azulada, blanco-amarillenta o rojiza.

El tiempo necesario para terminar el trabajo dependerá también de tu estrella. Aunque parezca paradójico, cuesta menos cocinar una estrella masiva –grande, azul y caliente– que una estrella de baja masa –pequeña, roja y fría. (Ya, necesitas más gas para formar un estrella masiva, pero la gravedad juega a tu favor) Como referencia, cuenta con unos diez millones de años para tener una estrella parecida al Sol.

Diferentes tipos de estrellas que fusionan hidrógeno. Créditos: Rursus (Wikimedia Commons)

Y llega el paso final: Iniciar la fusión de hidrógeno en el núcleo de la estrella, para que pueda brillar y mantener la gravedad a raya. Tenemos todo lo que hace falta: una gran cantidad de hidrógeno gaseoso (o plasma, pero eso son detalles) y una temperatura en el núcleo de al menos diez millones de grados.

Así que... ¡hágase la luz!