Formación estelar

01 · El medio interestelar y las nubes moleculares

La formación estelar empieza en el medio interestelar (ISM) de la galaxia — el gas y polvo que ocupa el espacio entre estrellas. El ISM se divide en fases:

Fases del ISM

• Medio cálido ionizado (WIM): 10⁴ K, ~ 0.1-1 cm⁻³. Ionizado por estrellas O y B.
• Medio cálido neutro (WNM): 10³-10⁴ K, ~ 0.5 cm⁻³. Hidrógeno neutro disperso.
• Medio frío neutro (CNM): ~ 100 K, ~ 30 cm⁻³. HI denso, observable a 21 cm.
• Medio molecular: 10-30 K, 10²-10⁶ cm⁻³. Donde se forma la mayoría de las estrellas.

Nubes moleculares gigantes (GMC)

Las GMC son las regiones más densas y frías del ISM:

• Masa: 10⁴-10⁶ M☉.
• Tamaño: 5-200 pc.
• Composición: ~ 99% H₂, 1% polvo, trazas de CO, NH₃, CH₃OH, etc.
• Temperatura: 10-30 K.
• Densidad: 10²-10⁶ partículas/cm³ (varía interna).
• Vida estimada: 10-100 Ma.

Las GMC están concentradas en los brazos espirales y son los reservorios principales de combustible para nuevas estrellas.

Trazadores

• CO (transición J=1→0 a 115 GHz): trazador estándar del gas molecular.
• Polvo (en submm/IR): emisión térmica modificable por temperatura del gas.
• NH₃, HCN, CS: trazadores de regiones más densas.

02 · El criterio de Jeans

¿Cuándo colapsa una nube? James Jeans (1902) derivó el criterio fundamental:

Masa de Jeans

Una región colapsa gravitatoriamente si su masa supera:

M_J = (5kT / Gμm_H)^(3/2) × (3 / 4πρ)^(1/2)

Aproximadamente:

M_J ≈ 1.18 × (T/10 K)^(3/2) × (n/10⁴ cm⁻³)^(-1/2) M☉

Para condiciones típicas de GMC: M_J ≈ 1-10 M☉.

Implicaciones

• Si una región subnube alcanza M_J localmente → colapsa.
• Conforme colapsa, ρ aumenta y T se mantiene (enfriamiento radiativo eficiente vía CO, polvo) → M_J disminuye.
• Subregiones más pequeñas alcanzan su propio M_J → fragmentación jerárquica.
• El proceso continúa hasta que se forman núcleos prestelares de ~ 0.1-10 M☉.

Inhibidores

El colapso real es menos eficiente que la predicción de Jeans porque las nubes tienen:

• Turbulencia supersónica: añade presión efectiva.
• Campos magnéticos: estabilizan el colapso.
• Rotación: añade soporte centrífugo.
• Feedback de estrellas vecinas (vientos, SNe, radiación).

La eficiencia de formación estelar real es solo 5-30% de la masa de la GMC — el resto se disipa.

03 · Las fases de formación

El proceso completo se divide en fases observables (clasificación de Lada, 1987 y refinamientos posteriores):

Núcleo prestelar (clase −1)

• Región densa dentro de una GMC, todavía sin protoestrella central.
• Densidad central: 10⁵-10⁷ cm⁻³.
• Temperatura: 5-15 K.
• Detectable por absorción de polvo en óptico/IR y emisión submm.

Protoestrella clase 0

• Edad: ≤ 10⁴ años.
• Núcleo central caliente formado, todavía profundamente embebido.
• Mayoría de la masa todavía en la envoltura.
• Acreción rápida desde la envoltura.
• Detectable en submm/FIR: la energía sale principalmente del polvo caliente alrededor.
• Frecuentemente con chorros bipolares ya iniciados.

Protoestrella clase I

• Edad: ~ 10⁵ años.
• Disco más prominente; envoltura significativa todavía presente.
• Acreción continua pero más lenta.
• Detectable en IR y submm; algunos visible en NIR profundo.

T Tauri clase II (CTTS)

• Edad: 10⁶-10⁷ años.
• Envoltura disipada; disco protoplanetario prominente.
• Acreción magnetosférica desde el disco.
• Visible en óptico — la estrella central aparece.

T Tauri clase III (WTTS)

• Disco interno disipado.
• Visible directamente en óptico.
• Camino a la secuencia principal.

Llegada a la SP

La protoestrella se ha contraído lo suficiente para encender la fusión estable de hidrógeno. La fase juvenil termina.

04 · El núcleo prestelar y el colapso

Una vez que una región excede M_J:

Colapso isotermo

Mientras la densidad es baja (≤ 10⁹ cm⁻³), el enfriamiento es eficiente — el gas se mantiene a ~ 10 K. La temperatura no aumenta y el colapso es isotermo y casi en caída libre.

Colapso adiabático

Cuando la densidad crece más, el enfriamiento radiativo se hace ineficiente. El núcleo central se calienta — primer núcleo hidrostático (T ~ 100-1.000 K, ρ ~ 10⁹-10¹² cm⁻³).

Disociación de H₂

A T ≥ 2.000 K, el H₂ se disocia. La energía absorbida frena la temperatura permitiendo segundo colapso.

Núcleo estelar

Tras el segundo colapso, T ≈ 10⁵-10⁶ K en el centro. La protoestrella central se forma.

Acreción

La estrella central acreta material de la envoltura/disco a tasas de 10⁻⁶ a 10⁻⁴ M☉/año. La masa final depende de cuánto material acreta antes de que la radiación y los vientos detengan la acreción.

05 · Discos y chorros

Por conservación del momento angular, el material en colapso forma un disco:

Disco protoplanetario

• Tamaño: 100-1.000 UA inicialmente, evolucionando a 100-500 UA.
• Masa: 0.01-0.1 × masa estelar.
• Vida: 1-10 Ma (CTTS).
• Donde se forman los planetas.

Chorros bipolares

Las protoestrellas clase 0 y I producen chorros relativistas no relativistas colimados:

• Velocidades: 100-500 km/s.
• Mecanismo: viento magnetohidrodinámico del disco interno (Blandford-Payne) o magnetosfera estelar.
• Crean objetos Herbig-Haro (HH) cuando chocan con el medio circundante.

Objetos Herbig-Haro

• Identificados por George Herbig y Guillermo Haro en los 1950s.
• Manchas brillantes con líneas de emisión de Hα, [SII], [OI].
• Velocidades de eyección de 100-500 km/s.
• HH 1/2, HH 30, HH 211 son ejemplos célebres.

JWST ha publicado imágenes espectaculares de objetos HH dentro de regiones T Tauri en 2022-2024.

06 · Función de masa inicial (IMF)

Una de las leyes empíricas más robustas de la astrofísica:

Definición

La función de masa inicial (IMF, Initial Mass Function) describe cuántas estrellas se forman a cada masa. Edwin Salpeter (1955) estableció la forma original:

dN/dM ∝ M^(-2.35)

para masas ≥ 1 M☉. Es decir: hay muchas más estrellas de baja masa que de alta masa.

Modificaciones modernas

La IMF actual (Kroupa, Chabrier) es multi-segmento:

• M ≤ 0.08 M☉ (enanas marrones): cae rápidamente.
• 0.08-0.5 M☉ (enanas K-M): pendiente α ≈ 1.3 (más baja).
• 0.5-1.0 M☉: pendiente intermedia.
• M ≥ 1.0 M☉: pendiente α ≈ 2.3 (Salpeter).

Implicaciones

• Por cada estrella tipo Sol (1 M☉) se forman ~ 100 enanas M.
• Por cada estrella tipo O (≥ 16 M☉) se forman ~ 1.000 estrellas tipo Sol.
• La masa total de un cúmulo está dominada por las estrellas pequeñas (numerosas), pero la luminosidad por las masivas (raras pero brillantes).

Universalidad

La IMF parece casi universal — similar en cúmulos de la Vía Láctea, LMC, SMC, otras galaxias cercanas. Hay debate sobre variaciones en condiciones extremas (galaxias starburst, universo joven), pero la similitud predominante sigue siendo notable.

07 · Formación estelar masiva

La formación de estrellas masivas (≥ 8 M☉) plantea desafíos especiales:

El problema de la radiación

A masas ≥ 10 M☉, la presión de radiación de la estrella central durante la acreción es tan fuerte que debería detener la acreción mucho antes de alcanzar las masas observadas (hasta 200 M☉ en R136a1).

Soluciones propuestas

• Discos que canalizan la acreción evitando que la radiación bloquee toda direcciones.
• Acreción asimétrica a través de filamentos.
• Coalescencia de protoestrellas en cúmulos densos (escenario «competitive accretion»).
• Bolas de polvo que reflejan radiación, manteniendo el flujo neto de masa hacia la estrella.

Las observaciones JWST en regiones masivas (Westerlund 1, NGC 3603, R136) están proporcionando datos clave para refinar los modelos.

Tiempo de formación

Las estrellas masivas se forman muy rápidamente: una O extrema puede pasar de núcleo prestelar a SP en menos de 1 Ma — comparable o menor que el tiempo de Kelvin-Helmholtz típico. Esto significa que alcanzan la SP mientras siguen acretando, complicando la fenomenología observable.

08 · Tasa galáctica y galaxias starburst

Vía Láctea

• Tasa total: ~ 1-2 M☉/año.
• Distribución: concentrada en brazos espirales y región central.
• Tasa específica: 0.01-0.1 M☉/año/kpc² en disco solar.

Indicadores

Cómo se mide la tasa de formación estelar (SFR):

• Hα: emisión recombinacional proporcional al flujo ionizante de O/B → SFR.
• UV continuo: emisión directa de O/B.
• IR lejano: polvo calentado por O/B re-emite en IR.
• Radio: emisión sincrotrón de SNe (proporcional a SFR).

Galaxias starburst

Algunas galaxias tienen SFR muy elevadas (10-1.000 M☉/año):

• M82: ~ 10 M☉/año, en interacción con M81.
• Arp 220: ~ 200 M☉/año, fusión de dos galaxias.
• Universo joven (z ≈ 2-3): SFR cósmica ~ 10× mayor que actual.

La curva cósmica de SFR

La SFR cósmica alcanzó un pico a z ≈ 2-3 (hace 10-12 Ga) y ha decrecido desde entonces. La era actual es post-pico — formación estelar moderada vs. la abundancia juvenil del universo.

09 · JWST y la nueva era

JWST está revolucionando la observación de formación estelar:

Capacidades clave

• Penetra el polvo que oscurece protoestrellas en óptico.
• Resuelve discos a escalas de UA en regiones cercanas.
• Detecta objetos extremadamente jóvenes (clase 0) y planetas en formación.

Resultados notables

• HH 211: imagen JWST de un chorro Herbig-Haro de protoestrella clase 0 con detalle sin precedentes.
• NGC 3324 (Cosmic Cliffs): primera imagen pública de JWST mostrando formación estelar en Carina con protoestrellas embebidas.
• Pilares de la Creación: revisión 2022 mostrando estrellas dentro de los pilares.
• Discos detallados: en Tauro, Ophiuchus, ALMA + JWST proporcionan vistas multibanda.

10 · Significado cósmico

La formación estelar es el proceso fundamental que estructura las galaxias:

Sin formación estelar

• Las galaxias serían museos de estrellas viejas.
• No habría enriquecimiento químico continuo del ISM.
• No se formarían planetas nuevos.
• La vida dependería de generaciones estelares anteriores.

Conexión con la vida

Cada átomo de carbono, oxígeno, hierro o cualquier otro elemento más pesado que el helio en cuerpos vivos fue producido en una estrella o supernova anterior. La formación estelar es el motor de la química del universo.

Tasa galáctica

La Vía Láctea forma ~ 1-2 M☉/año — equivalente a unas 5-10 estrellas tipo Sol al año. En 4.6 Ga (edad del Sol) se han formado ~ 10¹⁰ estrellas en total — comparable al inventario estelar actual de la galaxia.

Una nube de gas frío y oscuro se contrae bajo su propia gravedad. La densidad aumenta, la temperatura sube en el centro, los átomos se mueven cada vez más rápido. En el momento en que el hidrógeno alcanza condiciones de fusión, nace una estrella. Este proceso — repetido durante 13 mil millones de años en cada galaxia, miles de veces simultáneamente en la nuestra — es la forma en que el universo construye sus elementos básicos: las estrellas, los planetas, eventualmente la vida.