Cuando lleva tanto tiempo expuesto a los medios de comunicación, independientemente de la plataforma de su preferencia, en algún momento puede haber aparecido alguna noticia sobre que un grupo de científicos en alguna parte del mundo ha usado alguno de los observatorios más poderosos jamás creados por la humanidad; lo ha apuntado a un punto absurdamente lejano y remoto del universo y descubrió uno o varios planetas orbitando una estrella. A estos planetas que se encuentran fuera del sistema solar y orbitan otras estrellas se les conocen como “exoplanetas” pero, por comodidad de la lectura nos referiremos a ellos como también planetas (Unión Astronómica Internacional, por favor no te enojes).
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Volviendo al tema de la noticia, esta, puede tener diferentes añadidos como que el planeta descubierto puede tener diamantes, anillos más grandes que los de Saturno, que se parece a la tierra pero en grande o hasta que puede albergar vida. Y si se corre con suerte, la noticia vendrá directamente acompañada con las imágenes de los exoplanetas orbitando la estrella.
A varios en este punto puede surgirle la pregunta: ¿Cómo se forman los planetas? y claro, sabiendo que no todas las estrellas tienen planetas, también vale la pena plantearse ¿Por qué surgen los planetas?
Uno al tratar de responder estas preguntas y satisfacer a la curiosidad, se acaba topando con que los planetas surgen a partir de objetos en forma de disco que se crean y giran alrededor de las estrellas mientras estas se están formando, y reciben el nombre de discos protoplanetarios. Entonces, si hablar de ellos también conlleva hablar de la formación de la estrella: ¿Cómo se forma la estrella?
En cierta manera, podemos ver a la formación estelar como una de las recetas preferidas en el catálogo del universo. Para esta que se pueda llevar a cabo se necesitan varios ingredientes: como una nube de gas primigenia que debe colapsar bajo su propia gravedad, que logre acumular unas 0.08 masas solares, o equivalentemente al 8% de la masa de nuestro Sol y que bajo estas condiciones logre alcanzar una temperatura de 10 millones de grados. Pero para que la nube colapse, dado que esta se encuentra en equilibrio, algo tiene que salir mal, muy mal…
Inestabilidad de Jeans
Llamada así en honor al físico británico, sir James Jeans, lo que nos cuenta es que si la nube tiene mucha masa para cierta temperatura o una baja temperatura para cierta masa, provocaría que ante la falta de una presión de gas que se oponga, la gravedad de la misma la comprimirá provocando el colapso gravitatorio.
Protoestrella
La nube, ya inestabe y con su colapso iniciado, se vuelve cada vez más densa, tanto que ya empieza a obstruir el paso de la luz (como los Globulos de Thackerays). ¿E importa el paso de la luz? Por supuesto que sí, cuando se vuelve más oscura y densa la energía de la nube ya no se fuga totalmente, sino que ahora puede empezar a calentar la nube volviéndose un análogo de un horno. (Imagen 1)
Tras unos diez mil años, entraremos en la siguiente fase. En esta, aunque el objeto brille aún no se están llevando a cabo reacciones nucleares pues la estrella es aún muy fría. Este brillo se debe principalmente a la energía cinética liberada por el colapso, es decir, una mezcolanza entre colisiones de partículas y contracción gravitacional.
El material que es básicamente gas y polvo (principalmente carbono, silicio y silicatos) conforme está cayendo, pasado el tiempo, comenzará a asentarse en un disco que gira entorno a la ahora protoestrella antes de que caiga hacia esta; tenemos nuestro disco de acreción. Tanto la luz de la protoestrella como el disco al estar envueltos en el fragmento de la densa nube, son invisibles a simple vista. El núcleo no es posible verlo en infrarrojo cercano o mediano ¿Entonces, cómo ubicamos las protoestrellas?
Gracias a mecanismos que aún se siguen discutiendo, conocidos como JETS o flujos dipolares, una fracción del material de la protoestrella es eyectado a muy alta velocidad (de 100 a 200 kilómetros por segundo aprox.), y dado que es gas caliente que logra atravesar el recubrimiento de la densa nube este sí podemos verlo en el con nuestros telescopios dedicados al infrarrojo como el James Webb o el Hubble. (Imagen 2)
Estrella T Tauri
Los JETS ofrecen una ventaja (al menos para quienes estudian la formación estelar) y es que contribuyen a despedazar la cubierta exterior que impide observar a la estrella en formación y su respectivo disco.
Una vez que este desaparece casi totalmente, y con ello hayan pasado al menos cien mil años tras el inicio del colapso, podemos decir que se ha entrado a la etapa de Estrella T Tauri. En esta fase todavía no hay reacciones de fusión nuclear, sino por la lenta contracción de la estrella por acción de la gravedad. Insisto que es lenta pues como el objeto aún continúa siendo opaco le cuesta liberar la energía térmica, que naturalmente es una forma para oponerse a la contracción gravitacional, para que se compacte. Tanto el disco como los flujos bipolares siguen presentes, al menos durante un 1 millón de años más, en el que el disco continuara alimentando a la estrella hasta que este desaparezca. (Imagen 3)
Poco a poco empieza a parecerse a una estrella pero tiene anomalías como variaciones en su luminosidad donde por acción de la contracción puede hacerlas brillar mucho más que las estrellas ya formadas.
Pre-secuencia Principal
Para esta última fase, la estrella está sufriendo los últimos ajustes para convertirse en una estrella de Secuencia Principal, es decir, una estrella en toda regla. Estos últimos ajustes pueden tardar hasta 10 millones de años tras haber iniciado el colapso y se caracteriza por ocasionales combustiones del deuterio (un isótopo del hidrógeno) una vez alcanza el millón de grados centígrados para compensar la gravedad, pero debido a su baja cantidad disponible, esto solo es una solución que sólo durará diez mil años.
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Con el transcurso del tiempo la contracción gradual continua hasta que se alcanza la temperatura y densidad necesarias para iniciar las procesos de fusión nuclear, siendo la más importante la fusión del hidrógeno, y así contrarrestar a la gravedad de una vez por todas. Enhorabuena tenemos una estrella hecha y derecha: una estrella de Secuencia Principal.
A partir de este momento el hidrógeno será el combustible de la estrella durante el 70% de su vida, en el caso de estrellas como nuestro Sol esto significa una vida útil de 10 mil millones de años. Una vez transcurra este tiempo y con ello llegue el agotamiento del hidrógeno dará inicio su proceso de muerte estelar, marcando también la reaparición de una vieja fuerza. Una con la que luchó a lo largo de su nacimiento, y que únicamente se mantuvo a raya esperando el momento para perfecto para poder aplastarla de una vez por todas. Aquel que le dio la vida, ahora tratará de quitársela. (Imagen 4)
