Las estrellas un perfecto ejemplo de la energía del tiempo y el espacio

Las estrellas un perfecto ejemplo de la energía del tiempo y
el espacio.

Les étoiles un exemple parfait de la puissance du
temps et ¿’espace
Die Sterne ein perfektes Beispiel für die Macht der Zeit und Raum

Le stelle un perfetto esempio del potere del tempo e dello spazio

Estrellas.

Ejemplo perfecto de la energía del Tiempo y el espacio.

Índice

Prefacio.

Articulo.

Estrellas
La materia, productora de energía reciclable, e infinita.

El universo vacío, generador de movimiento infinito. = a Energía.

Energía del tiempo y el espacio.

Epilogo.

PREFACIO.

Este articulo esta traducido electrónicamente a otras lenguas, pedimos
disculpas si este difiere del original escrito en lengua Española.

Energía Tiempo Espacial

La energía del tiempo y el espacio, pareciera provenir de la nada,
pero esta no es la respuesta, ya que bajo circunstancias especiales, y
bajo ciertos mecanismos, la energía aparece, y de la misma forma,
bajo circunstancias especiales, y bajo circunstancias especiales
opuestas, la energía se disipa.

Esta ecuación, E=c1, M, m, t1, x-i1, i2, i3, es una ecuación central
de carácter universal y solo con esta base se explican todas las
interacciones entre materia y energía, lo que da paso a que la muy
conocida ecuación de el Dr. Albert Einstein, E=mc2, se vuelva
obsoleta e inaplicable, para explicar la procedencia de la energía
excedente, y la energía continua, o infinita en el universo.

M,= c1, e1, g1= E i1

El universo es la cuna de circunstancias especiales, que da paso
a la energía del tiempo y el espacio, y de la materia lo que podemos
decir, es que también bajo circunstancias especiales, pero en una
interacción entre la materia energía y las fuerzas que en el universo
hay, se crean nuevas materias, lo cual podemos resumir como.

M= c1, e1, = E
E= c1, e1, c2, F, U, c3,= M

De esta forma se explica la constante del universo, en cuanto a la
expansión, y aparición de nuevas materias.

Pero debemos reconocer, que aun con todos los avances
tecnológicos, y con nuestra sabiduría limitada, no podemos asegurar
que fue primero, si la energía o la materia, y como aparecieron las
fuerzas que rigen nuestro universo, por lo que en una forma simple,
aceptamos, y esto por fe, que en el principio creo Dios los cielos y la
tierra, y todo lo que en el universo hay.

Generalmente los grandes descubrimientos, han sido hechos gracias
a que algunos individuos en forma simple, llegan a grandes
conclusiones.

Hay un dicho, que dice que entre mas grande sea la mentira, mas
gente la cree, desgraciadamente esto en la realidad, muchas veces es
así, las enseñanzas están en manos de grupos pequeños, y estos
deciden que es lo que se debe enseñar, y como debe hacerse, y no
solo eso sino que también cuando debe de ser esto, esto la verdad es
una ventaja, pero, gracias a que como en lo biológico, siempre hay
alguna defensa, de la misma forma, en los conocimientos siempre
encontraremos alguien que disiente, y gracias a estos que disienten,
se caen las grandes mentiras aceptadas por las mayorías.

Por ejemplo, en el pasado se aceptaba que la tierra era plana, gracias
a los que disentían, ahora sabemos que esto no es así. O bien en el
pasado mas reciente, se decía que las maquinas no podían volar, y
esto era avalado y apoyado matemáticamente, gracias a los pioneros
de la aviación ahora sabemos, que estaban equivocados, y no solo
eso sino que muchos de nosotros hemos volado alguna vez en alguna
maquina.

En la actualidad lo aceptado en el tema de la energía, es que esta ni
se crea ni se destruye solo se transforma, y no solo es aceptado sino
que, en forma institucional, es enseñado y esto avalado

matemáticamente, pero gracias a algunos cuantos esto, esta por caer,
y los ciegos guías de ciegos, están por ser avergonzados.
Con este artículo mostraremos en una forma sencilla como estas
enseñanzas erróneas, no tienen fundamento, ya que esto es evidente,
en las cosas visibles, y con los pocos conocimientos que la historia
nos ha proporcionado hasta el día de hoy. La física moderna esta
enfrascada en poder consolidar en una sola ecuación las verdades del
universo, pero esto no es posible ya que los fundamentos son
erróneos, y por lo tanto no es posible consolidar todo en una sola
ecuación.

El presidente Barack Obama, dará una sorpresa al mundo antes de
que termine su mandato, y esta conmocionara al mundo científico, y lo
marcara positivamente, en los anales de la historia.

Articulo.

Los resúmenes de este articulo estan escrito en una forma simple para
que cualquier persona con o sin conocimientos en materia de física,
pueda comprenderlo, en forma sencilla, sin formulas matemáticas,
poniendo como ejemplo cosas conocidas de todos, universalmente.

Estrellas.

Formación de las estrellas.

L a mayoría de los astrofísicos creen que en la gran explosión que fue el origen del universo sólo se formaron
elementos ligeros como hidrógeno y helio, con un poco de deuterio y de litio, pero no elementos químicos pesados.
Los astrofísicos llaman a estos primeros elementos, «elementos primordiales» para diferenciarlos de los elementos
que se sintetizaron posteriormente en los hornos nucleares del interior de las estrellas o en explosiones de
supernovas. En un principio, el universo era sólo gas de helio e hidrógeno primordiales. Las estrellas vinieron

después, cuando se condensó el gas para formarlas. Las primeras estrellas no pueden haber tenido elementos
pesados simplemente porque no los había. A esas estrellas «puras» (que son hipotéticas, porque nadie ha visto
nunca ninguna) se les llama estrellas de población III. Pero esas estrellas primordiales realizaron una importante
tarea preparando los primeros elementos más pesados como carbono y nitrógeno a partir de los ligeros, como el
hidrógeno y el helio, mediante transmutación y combustión nuclear. Cuando las estrellas de población III murieron
en explosiones espectaculares, se esparció en el espacio interestelar toda su producción de elementos pesados.
Estos raros elementos pesados acabaron, con el tiempo, en las, estrellas más viejas observadas hasta hoy: las de
población II. Estas, a su vez, fabricaron más elementos pesados, que vertieron posteriormente en el espacio y que
acabaron en las estrellas más jóvenes de población I. Estos elementos pesados del medio interestelar de polvo y
gas que ocupa el espacio que se extiende entre las estrellas, tienden a agruparse cuando chocan los átomos,
formando diminutos corpúsculos de polvo del tamaño de una cienmilésima de centímetro. Estos diminutos granos de
polvo se congregan en las nubes oscuras y grumosas de los medios interestelares de los brazos en espiral de la
galaxia, que es donde nacen nuevas estrellas. Mediante un proceso grandioso de reciclaje se forman estrellas
nuevas del material de las estrellas muertas. Pero ¿cómo nacen exactamente las estrellas?
Hemos mencionado anteriormente que nunca hemos llegado a ver cómo nace una estrella. Pero como lo hemos
venido estudiando, estamos convencidos que las estrellas nacen en el seno de densas nubes de polvo y gas que
hay en los brazos espirales de las galaxias, unas nubes tan densas que la luz visible no puede atravesarlas. Ese
convencimiento, pese a que ha sido imposible hasta ahora observar siquiera el nacimiento de una estrella, es el
producto de los avances que se han alcanzado en el desvelamiento de ese proceso tan complejo. Quedan
muchísimas incógnitas, porque en el nacimiento de las estrellas se producen muchos tipos de interacciones físicas,
pero la mayoría de los astrofísicos confían en que pronto dispondremos de una teoría completa.

En este mismo capítulo III hemos estudiado que en el espacio que se extiende entre las estrellas hay un medio
interestelar en movimiento, compuesto de gas (átomos y moléculas independientes) y de polvo (pequeños granos
de materia). El medio interestelar es muy sutil (tan sólo constituye todo él un 5 por ciento de la masa galáctica), pero
se concentra en determinados puntos. Han sido varios los satélites que, juntos al HST, han ido revolucionando
nuestra visión de este medio interestelar. Las mediciones que se han venido efectuando del espectro de luz en la
región ultravioleta muy lejana, una radiación que no puede atravesar la atmósfera terrestre y que sólo puede
captarse por encima de ella. Mediante los datos que se han logrado reunir, los astrónomos han venido descubriendo
la gran abundancia de moléculas y átomos diversos en el medio interestelar, su temperatura y muchas otras
características.
Por otra parte, la astronomía infrarroja ha jugado un rol importantísimos para que el convencimiento del cual hemos
estado hablando se vaya asentando cada vez más en el pensamiento de la mayoría de los astrofísicos. En la
actualidad, no existen casi dudas de que muchos de los objetos infrarrojos más interesantes están asociados con la
formación de las estrellas. Se considera así, dado que se tiene la certeza de que las estrellas son formadas, como lo
hemos mencionado, por nubes de gas y polvo que se colapsan por su propia gravedad. Al colapsarse, la nube
gaseosa aumenta su densidad y su temperatura, y se hace más caliente y densa en su centro, que es donde con el
tiempo surgirá la nueva estrella. El objeto formado al centro de la nube colapsada, que luego se convertirá en
estrella, se denomina protoestrella. Como las protoestrellas están rodeadas de gas y polvo, es difícil detectarlas
como luz visible. Las ondas visibles que emite son absorbidas por la materia que la rodea. Sólo en las fases
evolutivas más avanzadas, cuando la protoestrella alcanza más temperatura y su radiación despeja gran parte del
material adyacente, la nueva estrella puede ser detectada como luz visible. Hasta entonces, las protoestrellas sólo
se pueden detectar como luz infrarroja. La luz de la protoestrella es absorbida por el polvo que la rodea, el cual se
calienta e irradia en el infrarrojo. Los estudios de las regiones de formación de las estrellas nos darán información
clave sobre cómo nacen las estrellas y, en consecuencia, acerca de la formación de nuestro propio sol y de nuestro
sistema solar.
Un acontecimiento de suma importancia para la astronomía infrarroja fue el lanzamiento del IRAS el 25 de enero de
1983. Este satélite levantó un mapa infrarrojo completo del firmamento. Su telescopio recorría dos veces cada siete
meses todo el cielo. Su misión principal consistía en examinar los puntos calientes en los que los astrónomos
sospechaban que se formaban las estrellas. El satélite localizó docenas de fuentes de radiación infrarroja en la
nebulosa de la Tarántula, localizada en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia próxima. Algunas de estas
radiaciones pueden deberse a interacciones de jóvenes estrellas con el denso polvo que las rodea. Otras pueden
ser auténticas protoestrellas, posibilidad que entusiasma a los astrónomos.

El satélite IRAS catalogó millares de condensaciones calientes y densas dentro de las nubes de gas y
polvo, que podrían ser regiones de formación de las estrellas. Arriba, se incluyen dos imágenes del
IRAS: la constelación de Orión (izquierda), en la cual existen varias regiones de formación estelar
activa, y la nube Rho Ophiuchi (derecha).
Ahora bien, para responder exactamente a la interrogante que nos formulamos al principio de la página, habremos
de recurrir a los astrofísicos teóricos y a sus modelos computarizados. Como lo hemos mencionado, y lo veremos en
las siguientes secciones, los astrofísicos teóricos elaboran sus modelos sobre la formación de las estrellas
sosteniéndose en gigantescos complejos de nubes moleculares las cuales, al fragmentarse por los efectos de la
gravedad, se empiezan a formar bolas de gas y polvo cuyo proceso lo conocimos en la sección 03.02. Cuando esas
bolas se han contraído hasta alcanzar el tamaño del sistema solar, su temperatura habrá alcanzado ya los 1.000° C,
es decir, por encima del punto de fusión de los metales. Transcurridos unos 100.000 años después de iniciarse la
contracción, la masa que se encontraba aglomerada al principio del proceso, según algunos modelos confiables, se
aglutina dentro de un espacio que no es mayor que el que ocupa la Tierra con su órbita y, su temperatura sería de
cientos de miles de grados. Lo anterior, daría como resultado un objeto astronómico, que aún no es una estrella,
pero sí tiene nombre: «protoestrella».

Una vez que se forma la protoestrella, ésta sigue evolucionando en un proceso que dura unos diez millones de
años, durante el cual sigue contrayéndose y calentándose hasta que comienza a desprenderse, a través de su
«viento estelar», del polvo y gas que la rodea, cambiando su denominación primaria por el de estrella T-Tauri. A
estas «estrellas» se les ha logrado identificar dado el hecho de que el polvo caliente que aún permanece en su
alrededor irradia en el infrarrojo. Además, se ha logrado establecer evidencias de que el gas y polvo remanente que
las circunda forman discos giratorios que podrían corresponder al inicio de sistemas planetarios.

Las ilustraciones de la figura de arriba, corresponden a una protoestrella (izquierda) y a una estrella
T- Tauri (derecha). En la primera de las nombradas, el artista intenta representar a una
protoestrella durante su proceso evolutivo en que va desprendiéndose del polvo y gas que la rodea.
La segunda, representa a una activa T-Tauri naciente de un tamaño de dos a cinco veces el del Sol

entre erupciones bajo la tensión de su propia contracción, arrojando llamaradas gigantescas,
curvadas prominencias (en blanco) y un ondeante viento estelar (en amarillo).
La conducta de una T-Tauri es poco convencional para una estrella e imprevisible, salvo que la comparemos con los
comportamientos infantiles, ya que su edad fluctúa entre los cien mil a un millón de años, poco para una estrella.
Las T- Tauri tienen unos espectros de emisión ricos, complejos y con frecuencia anómalos. Con certeza se hallan
rodeadas de gas caliente y de chorros luminosos de materia, que aumentan la dificultad de interpretar los procesos
físicos que en ellas se producen. Las T-Tauri son desconcertantes por la diversidad de características extrañas
como las mencionadas, una diversidad que, cuando se llegue a comprender, nos ayudará a entender esas estrellas
bebes y extrañas y los gases que las acompañan.

Modelo de formación de estrellas.

E xisten, hoy día, varios modelos astrofísicos en boga que han sido formulados para tratar de explicar el proceso de
formación de estrellas. La selección para realizar una difusión de alguno de ellos no es fácil. Por ello, aquí vamos a
describir a aquellos que al subscrito le parecen que podrían estar más cercanos a ser viables. Entre ellos,
comenzaremos por los que propugnan dos desenlaces posibles del proceso de contracción de una nube,
dependiendo, entre otras cosas, de la cuantía inicial de momento angular. Una posibilidad es que el gas y el polvo
que se contraen formen dos estrellas que orbiten entre ellas, lo que se denomina sistema binario. La otra posibilidad
es que sólo se forme una estrella, distribuyéndose el momento angular en un sistema planetario auxiliar. Si estos
modelos son correctos, la mitad de las estrellas de nuestra galaxia, dado que son binarias según las observaciones,
no tendrían planetas acompañantes, mientras que la otra mitad (las estrellas individuales) probablemente sí tengan
sistemas planetarios. Esta conclusión (que todas las estrellas individuales tienen planetas) se basa en complicados
datos del proceso de transferencia del momento angular en el interior de la nube de gas, que aún no comprendemos
a cabalidad. Algunos astrofísicos creen que durante la formación de la estrella, el momento angular puede ser
transferido al viento estelar siendo, por tanto, el de los planetas, y su formación, independiente.

Sin
embargo, y
dada esas

Una representación de formación estelar a partir de una nube de gas y polvo que se contrae por la
gravitación. La gigante nube se fragmenta en grumos que, a su vez, volveran a fragmentarse. Uno de
estos grumos sigue rotando y contrayéndose durante millones de años. Final mente se formará un
cúmulo estelar de algunos cientos de estrellas (un resultado posible). En los momentos que las
estrellas comenzaron su ignición disipan las nubes restantes. Estos nacimientos estelares van
acompañados de chorros de materia que lanzan las nuevas estrellas, cuyo origen, de ser así, lo
ignoramos aún.
complicaciones, muchos astrofísicos teóricos creen que en el nacimiento de una estrella individual como nuestro Sol
hay un disco de materia de desecho que gira a su alrededor, lo mismo que la clara de un huevo frito rodeando a la
yema. A ese posible disco, se le ha denominado «nebulosa solar» y, es de ella, desde donde posteriormente se
formaron los planetas del sistema solar. Pero los problemas matemáticos que plantea la elaboración de modelos
teóricos de la nebulosa solar resultan especialmente difíciles porque no hay datos de observación que orienten a
quien construye el modelo. Hasta ahora, y pese a la gran cantidad de exoplanetas descubiertos, nadie ha visto más
que un sistema planetario al final de su etapa de formación, el nuestro. Pero si hemos de creer en estos modelos de
la nebulosa solar, los planetas se habrían formado cuando la materia del disco comenzó a condensarse y a formar
grumos. Los grumos más grandes acumularon aún más fragmentos de materia. Según una teoría, el cinturón de
asteroides que existe entre Marte y Júpiter es una colección de grumos que no llegaron a condensarse para formar
un auténtico planeta. Cuando el Sol entró en ignición, emitió un viento gigantesco que esparció todos los fragmentos
que no formaban cuerpos suficientemente grandes tales como lunas y planetas.

Pereciese, dado los hallazgos de exoplanetas orbitando estrellas, que esa descripción del origen del sistema solar
se acercaría a la que puede ser la correcta y que, los sistemas planetarios sería tan comunes al menos en estrellas
semejantes al Sol, que es una estrella individual típica. Los datos procedentes de sondas enviadas a los planetas,
así como las naves que han orbitado a algunos de ellos, nos dirán mucho más en los próximos años sobre el origen

de nuestro sistema solar. Pero no hay que esperar soluciones rápidas. Pese a los aterrizajes tripulados en la Luna,
las rocas lunares traídas a la Tierra y los datos selenológicos, todavía no estamos seguros del origen de la Luna, y
aún menos del origen del sistema solar. Hasta ahora, solamente tenemos certeza sobre el incremento del número
de satélites orbitando a los grandes planetas gaseosos, así como de características de satélites anteriormente
conocidos de Júpiter y Saturno que han sido clarificadas por las misiones Galileo y Cassini respectivamente.
El estudio teórico de la nebulosa solar, el disco plano de materia que rodeaba al Sol primigenio, no es más que un
ejemplo específico de un fenómeno astrofósico general, el de los «discos de acreción». Los anillos que rodean
Saturno son otro ejemplo de disco de acreción, y quizá lo sean también la disposición de las estrellas de una galaxia
discoidal. Los agujeros negros y las estrellas de neutrones deben estar rodeados también de un disco de gas
caliente, y parece probable que cuando el gas cae en el agujero o en la estrella haya una emisión de señales
energéticas. En circunstancias especiales, la materia tipo gas o polvo tiende, sin duda, a formar un disco
semiestable alrededor de un objeto de masa enorme. El estudio matemático de los discos de acreción acabará
permitiéndonos comprender de un modo más exacto, no sólo el origen del sistema solar sino también esas
desconcertantes que nos llegan desde lo más profundo del espacio.

Por lo que hemos logrado conocer de las estrellas a través de la observación, la impresión que se tiene es de que,
aproximadamente, la mitad de ellas que están cerca de nosotros tienen una o más compañeras; andan emparejadas
o agrupadas. Algunas, viven formando tríos y hasta cuartetos. Las binarias han sido estudiadas bastante
extensamente. Algunas de ellas, en que las estrellas orbitan muy próximas, se denominan «binarias de contacto»,
pues efectivamente se tocan, intercambiando grandes cantidades de masa estelar y, ni que hablar de las que son
más pequeñas. Recientemente, el satélite de rayos X Chandra, descubrió a dos estrellas enanas blancas orbitando
una de la otra cada cinco minuto, lo que implica que la distancia que las separa no es más de 80.500 km,
prácticamente una quinta parte de la distancia de la Tierra hacia la Luna. Lo anterior, incrementa la desconcertación
de los astrofísicos, ya que por muchos años los ha tenido «de cabeza» el hecho de que miembros de grupos
binarios pareciesen tener edades muy distintas. Después de todo, si habían nacido al mismo tiempo de la misma
nube de gas habrían de tener la misma edad. Pero si las dos binarias intercambian masa durante su evolución, su
edad aparente puede ser muy distinta, dado que si a una estrella se le sustrae o añade masa puede cambiar su
edad aparente. La observación de binarias de contacto y los modelos de computación confirmaron estos
mecanismos de intercambio.

Los datos obtenidos por el Chandra en observaciones de rayos X (gráfico arriba a la izquierda) del
sistema binario J0806.3+1527 (o J0806), muestran que las intensidades de la radiación varían en
períodos de 321,5 segundos. Lo anterior, implica que J0806 es un sistema binario de estrellas de
enanas blancas que orbitan entre ellas aproximadamente cada 5 minutos, lo que deja establecido
que se encuantran una de la otra a una distancia muy corta.
En los últimos años, se ha observado un creciente aumento de la capacidad para las observaciones astronómica de
alta resolución para los estudios de momentos angulares en todas las longitudes de onda, desde rayos X a radio. El
empotramiento en la Tierra de grandes telescopios y la colocación en el espacio de satélites, todos ellos equipados
con tecnologías de punta, tato ópticas como interferométricas, nos está permitiendo que exploremos al universo con
una capacidad para obtener pormenores para su estudio sin precedentes. Con esa implementación para la
observación de alta resolución se abren las perspectivas para lograr avances significativos para entender una
amplia gama de fenómenos cósmicos. En detalle, las altas resoluciones en las observaciones angulares que se
están alcanzando han comenzado a desempeñar un papel vital en los estudios de los procesos de formación de las
estrellas, proporcionando cantidades de elementos de contrastación con las teorías circulantes dentro del entorno
de los físicos y astrofísicos como, asimismo, proporcionar argumentos para formular nuevos modelos. Por ahora, no
sabemos si el modelo sobre la formación de estrellas que hemos descrito anteriormente tiene aciertos o debería ser
definitivamente arrinconado, pronto se sabrá.

D entro del ámbito de la astrofísica y también de la cosmología, una de las teorías en boga más concurrida para
citarla con respecto a la formación de las galaxias en el universo se fundamenta en el modelo conocido como The
Laboratory for Cosmological Data Mining (LCDM). En esa teoría, se asume que el componente dominante del
universo está formado por la materia oscura, la cual se cree que consiste –probablemente, en su mayor porcentaje–
en materia no bariónica, elementos dominantes serían partículas elementales no conocidas hasta ahora. Por lo que
se ha podido observar del universo, la materia bariónica constituiría solamente un 13% del total de sus

componentes, lo que implica que el resto del universo estaría compuesto, mayoritariamente, por un Ω constituido
por una constante cosmológica que no desapareció en el tiempo. Una densidad de vacío que domina con creces las
densidades combinadas de energía producida por materia y bariones oscuros. Lo anterior, ha sido sugerido con
rasgos de mucha consistencia en las observaciones de supernovas distantes o extragalácticas.
Durante las dos últimas décadas del siglo XX y los años transcurridos de ésta, del 2000, las simulaciones
computarizadas sobre los incrementos gravitacionales observados basados en el modelo LCDM han ayudado
significativamente a poder entender el proceso de formación y las características de los halos galácticos, tan bien
como su distribución y movimiento en el espacio. Tanto es así, que comparativamente con otros, se trata de un
proceso sobre la formación de la estructura cósmica que se puede decir que se entiende y conoce bien. Sin
embargo, las simulaciones cosmológicas que intentan incluir en ellas la formación de las estrellas, con el objeto de
poder realizar comparaciones directas con las características luminosas de las galaxias observadas, han resultado
bastante difíciles de llevar a cabo a buen término y, por lo tanto, sigue siendo una cuestión teórica muy incierta.
Uno de los referentes problemáticos que asaltan en esos estudios de simulaciones computarizadas es el excedente
de radiación fría del gas cósmico, lo que hace aparecer a las galaxias simuladas muchísimo más luminosas que las
observadas desde el propio universo. Se piensa que, para que ello ocurra, debe existir un error importante en los
modelos astrofísicos formulados sobre la formación de las estrellas y sus procesos asociados a sus retrocciones. Se
ha considerado que ese excesivo enfriamiento que aparece en los computadores guardaría relación con errores
teóricos sobre la retroacción como los que pueden producir las explosiones de supernovas o de incorrecciones en
las precisiones formuladas sobre los vientos estelares. El problema fundamental radica, en que todavía no hemos
logrado conocer bien la naturaleza física de la regeneración, como asimismo, en las dificultades matemáticas que se
tienen para intentar modelarlos dentro de simulaciones.

Velocidad del gas en una galaxia en formación pequeña. Debido a que el gas se enfría, un disco centrífugo apoyado se
convierte en el centro del halo galáctico, cuyos bordes los podemos apreciar en las figuras insertadas arriba. En el
creciente disco gaseoso, la formación de las estrellas produce un viento galáctico de gran alcance que se puede escapar de
la galaxia.

Sin embargo, en un estudio realizado en el año 2002, en el departamento de astrofísica del Instituto Max Planck, los
astrofísicos Springel y Hernquist propusieron un nuevo modelo de simulaciones computarizadas para estudiar la
formación de estrellas. En este modelo, se intenta explicar la regulación de la formación de estrellas por supernovas
en los medios interestelares densos (MID). Los científicos, usando un método de análisis para la física de MID del
tipo sub-resolución, lograron soslayar con su modelo varios de los problemas matemáticos que, usualmente,
aparecen en este tipo de estudios. También ellos, por primera vez, lograron insertar en las simulaciones una
novedosa descripción para los procesos de retroacción que efectúan los vientos galácticos. En los cuadros que
hemos fijado en la figura de arriba, se muestra los campos de velocidad del gas durante la formación del disco
galáctico cuando el viento es incluido en las simulaciones. En ese trabajo, se demuestra que en las pequeñas
galaxias el viento se puede realmente escapar de ellas, transportando el gas y los elementos pesados que fueron
sintetizados por estrellas ubicadas fuera de la galaxia. Por ello, en esos casos la cantidad de gas que queda
disponible en la galaxia para la formación de estrellas, llega a ser muy pequeña. No obstante, y a pesar de este
significativo efecto sobre la luminosidad del disco de formación, sus características morfológicas siguen siendo
constantes en las galaxias espirales observadas, como lo podemos apreciar en las figuras que insertamos a
continuación.

Proyecciones de la densidad de la luminosidad estelar de las galaxias espirales formuladas en simulaciones en las cuales se incluye el viento galáctico. A la
izquierda se muestra a una pequeña galaxia de una masa total de 10 10 , mientras que a la izquierda se presenta a una galaxia de una msa 100 veces mayor. En
ambos casos, la morfología del disco estelar de formación es absolutamente semejante al de las galaxias espirales observadas.
En las galaxias pequeñas, los vientos galácticos adquieren una influencia significativa en la escasa formación de
estrellas, ya que de ellas se pueden escapar de la gravedad de sus progenitores, los halos de materia oscura. Sin
embargo, los vientos cuando se trata de grandes galaxias son confinados, de manera tal que en esos sistemas no
juegan un rol significativo para impedir formaciones estelares numerosas. En consecuencia, se puede pensar que la
retroacción por vientos sólo reduce la actividad de la formación de estrellas en galaxias pequeñas, lo que lleva a
coincidir entre las observaciones y las predicciones del modelo LCDM. Lo anterior, es lo que incentiva a que en la
actualidad los vientos galácticos reciban bastante atención en los estudios teóricos. Pero además, los vientos
producen otro efecto interesante, que es el de transportar los metales a través del medio intergaláctico, lo que
potencialmente explica porqué los elementos pesados se observan en los gases de baja densidad que residen en
los espacios intergalácticos, como se ha detectado en estudios de líneas espectrales de quásares.

La figura de arriba, ilustra las diversas simulaciones cosmológicas que se utilizaron para estudiar la formación de galaxias en el universo. Cada una de las series
fueron desarrolladas con distintas dimensiones, usando en ello una gama de diversas resoluciones matemáticas. En aquellas que aparecen más grandes, se insertaron
en ellas más de 68 millones de partículas. Combinando los resultados de las distintas series, se desarrolló un by pass que permite efectuar simulaciones con una gama
de posibilidades que permiten estudiar a través de computación cualquier tipo de formación de estrellas en cualquiera de las configuraciones galácticas.
En la formulación del modelo LCDM, la formación de las galaxias son las fundaciones astrofísica que lo sostienen.
En el espacio, primero se van formando pequeños objetos que, gradualmente por efectos gravitatorios, se van
fusionando unos con otros para luego convertirse en masivas galaxias. Las predicciones matemáticas que se puede
obtener para poder establecer una tasa aceptable de formación de estrellas en el universo son, particularmente,
desafiantes en este modelo, ya que establecer el número de ellas que se forman en las galaxias requiere que las
simulaciones lo resuelvan dentro de un proceso de creación simultánea en todas aquellas escalas que aparecen
como relevantes. Es decir, se formarían en un «parí paso» galaxias y estrellas. Esto implica, una demanda dinámica
substancial para todas las simulaciones. Además, como ya lo hemos mencionado, el efecto de retroacción de los
vientos galácticos es significativamente importante en las galaxias pequeñas, lo que implica incrementar las
dificultades en la obtención de cifras aterrizadas fijadas en los objetivos de dichas simulaciones, considerándose el
hecho que esas galaxias se encuentran en los límites de las resoluciones. En consecuencia, y dada esa dificultad,
no queda más que computar considerando al efecto de retroacción de los vientos como un elemento constringente
en la formación de estrellas dentro de pequeñas galaxias. De hecho, en las simulaciones de este modelo la
resolución total requerida no llegue a un volumen lo suficientemente satisfactorio que sea representativo para el
universo observado y más. No se espera que en los próximos años los avances en informática puedan mejorar
mucho esta situación. Sin embargo, como no está inserto dentro del espíritu de un científico quedarse ahí, Springel
y Hernquist han podido soslayar, en gran medida, este problema. En las figuras que fijaremos a continuación de
este párrafo, se ilustra esquemáticamente las simulaciones que desarrollaron esos científicos en un Linux-Cluster
del Center for Parallel Astrophysical Computing at Harvard-CfA. Usando una de las secuencias con medidas
asociadas a través de un especial análisis técnico, pudieron extender la gama dinámica del modelo matemático para
la formación de las galaxias, llegando a alcanzar un rango dinámico cercano a las 18 decenas en masas. También,
para cada tamaño de series, realizaron extensos estudios de las resoluciones, lo que permitió obtener pruebas
confiables de convergencias matemáticas para cada una de las series.

Ilustración computarizada de galaxias considerándose un alto corrimiento al rojo. A la izquierda, se muestra la densidad proyectada del gas rodeando a una de las
primeras estrellas que se forman en una de las galaxias. En la simulación, se considera al universo con una edad de un millón de años. Los densos puntos blancos
señalan a las galaxias que estarían en un proceso de formación de estrellas, el las cuales el viento se conduce a través del medio intergaláctico. Esos vientos son los
que forman las burbujas de gas caliente que se aprecia a la derecha, como se refleja en el gráfico de temperatura que comporta la ilustración.
En un fuerte corrimiento al rojo, la primera estrella que se forma en las galaxias comienzan a emitir violentas
emanaciones hacia el medio intergaláctico, según lo que se puede apreciar en la ilustración de arriba. Ahora,
cuando los vientos galácticos son detenidos por colisiones, ello conduce a que se formen burbujas en los MIG, los
cuales se llenan de un enriquecido gas metálico caliente. En consecuencia, los vientos galácticos pueden jugar un
importante rol para entender el enriquecimiento en metales que se ha observado en gases galácticos de baja
densidad. Centrándonos en las características luminosas de las galaxias, posiblemente esos vientos, quizás, sean
los causantes de las bajas tasas de formación de estrellas en las pequeñas galaxias. Sin la existencia de los
vientos, las galaxias no llegarían a un excesivo enfriamiento y serían substancialmente más brillantes, como lo
podemos observar en las figuras que a continuación insertamos.

Galaxias en proceso de formación. A la izquierda, se muestra la densidad proyectada del gas en los momentos en que la densidad cósmica de formación de estrella
se halla cerca de su máximo. A la derecha, se muestra un close-up de una de las más masivas galaxias que se ha formado hasta ahora, en la cual los colores
anaranjados muestran a las estrellas, mientras que el azul representa al gas.

En los gráficos que siguen a continuación, se muestran las predicciones obtenidas a través del modelo compuesto
de simulaciones que hemos estado describiendo para la formación de estrellas en función del corrimiento al rojo y
de tiempo acumulativo. La densidad de la formación de estrellas, se predice en su máximo para un universo joven
con un corrimiento al rojo del orden de Ζ = 5,5. Para la mitad de las estrellas, se pronostica que se encontraban en
puntos galácticos del espacio hace ya más de 10 mil millones de años. La fracción total de bariones producidos en
las muertes de estrellas se considera cerca de un 10%, lo que coincide con los datos de las observaciones. Sin la
inclusión del viento galáctico, el número de bariones habría sido substancialmente más alto, lo que sería
inconsistente con las observaciones.

Historia de la formación cósmica de las estrellas en función del tiempo. El gráfico de la izquierda, muestra la evolución de la tasa de densidad en la formación de
estrella en función del corrimiento al rojo. Los grafos azules corresponden a mediciones de las simulaciones, mientras que las líneas son ajuste analíticos de los
resultados. El máximo de actividad para la formación de estrellas estaría dada por un corrimiento al rojo de Ζ = ∼ 5,5 para un tiempo de mil millones de años de vida
del universo. En el gráfico de la derecha, se muestra a una fracción de estrellas de la época actual que son más vieja que la edad estimada en el estudio. Se puede
apreciar que sobre la mitad de las estrellas, hoy día, tienen una edad que supera los 10 mil millones de años.

Quizás, el estudio que acabamos de describir sea uno de los más confiables para predecir en el presente la formación de
estrellas en un alto corrimiento al rojo. Ello fue posible de concretar, combinando la capacidad de procesamiento de
supercomputadores modernos con un sofisticado modelo de la física para gases radiactivos casi fríos, formación de estrellas,
enriquecimiento de metales, y de la retroacción de los vientos galácticos y de supernovas. Estas simulaciones, naturalmente,
son un paso más para llegar a un conocimiento acabado sobre la evolución cósmica de la formación de las estrellas. Está claro
que contiene mucha más información sobre el proceso de formación de las galaxias, sobre las características del gas galáctico
y el espacio entre ellas. Pero dando pasos se construye la ciencia y si se compara la información que se ha obtenido en estas
simulaciones con datos detallados de observaciones, es posible hacer progresos adicionales para entender mejor la formación
cosmológica de las galaxias.
Aquí, todavía nos queda pendiente profundizar aún más sobre lo que se ha conseguido hasta hoy sobre la
formación de las estrellas. Los modelos astrofísicos que hemos descrito, son bastante consistentes con las
observaciones y la intuición de quienes se han «entretenido» en formularlos. De todas maneras, esto no queda
como lo único que hasta ahora se puede exponer sobre el tema, ya que en la siguiente sección vamos a
incrementar los conceptos sesudos al respecto.
C omo más de una vez ya expresamos, las estrellas se forman y nacen de nubes de materia de gas y polvo que se
aglutina en los medios interestelares (MI) que se hallan por todo el universo. En la actualidad, se han logrado
catalogar a unas 6.000 de esas nubes, de las cuales algunas alcanzan dimensiones diametrales que bordean los
300.000 al (años luz) y masas que fluctúan en torno entre 200.000/300.000 veces la del Sol. Están compuestas,
principalmente, de hidrógeno, amoniaco, agua, acetileno, formalina, silicatos, carbono, etc. Ahora, estas nubes no
sólo almacenan los componentes para formar una estrella (o cientos de miles) sino que, además, contienen los
elementos necesarios para que en esos lugares cósmicos se puedan desarrollar masas planetarias. Se trata de

estructuras bastante estables, ya que sus sistemas gravitatorios se muestran, en general, estabilizados, salvo
cuando son inferidos por alguna interferencia perturbadora, como puede ser el caso de la explosión de una cercana
supernova. En efecto, al explosionar una supernova en las cercanías de una nube interestelar, ésta, en vez de
absorber las ondas de choque emitidas por el catastrófico evento estelar, comienza a contraerse y colapsarse hacia
el centro del sistema. Al darse esa situación, la energía que se ha liberado en la explosión comienza a calentar ese
centro compactando aún más la materia que se ha estado colapsando en el núcleo, la temperatura se incrementa
sustancialmente lo que conlleva a que la radiación vaya siendo progresivamente cautivada. En ese fenómeno, se ha
producido el nacimiento de una protoestrella.
Una vez conformada la protoestrella, el siguiente paso que se da
dentro del fenómeno es la formación de una estrella. Aunque nunca
hemos visto en propiedad el nacimiento de una estrella, ya que sólo
podemos empezar a observarla cuando se enciende, sí nos
atrevemos a describir que a partir de la nube originaria se crea un
anillo que rodeará a la futura estrella y que la bombardeará por
atracción enriqueciéndola de materia hasta un límite en que no
podrá seguir absorbiendo ese material. Una vez alcanzada esa
satisfacción estelar, una gran parte de materia se escapará a través
de la perpendicular de entrada al disco y formará lo que se
denominan como jets bipolares o Herbig-Haro [HH] (materia que,
como sucede en los acontecimientos astrofísicos, es gatillada en
pares en direcciones opuestas, una por cada polo de ahí su
nombre) que saldrán despedidos a velocidades superiores a los
1.000 km/s. Luego, la estrella que se acaba de formar seguirá un
proceso bastante inestable hasta que alcance su madurez, ya que
en su niñez, no dispone de de sistemas compensatorios y, tampoco,
ha iniciado sus reacciones nucleares.

En la medida en que la estrella va asimilando materia atraída por la gravedad, también va incrementando su
temperatura hasta llegar a tener entre 9 a 10 millones de grados, en cuyo preciso momento comenzará las
reacciones nucleares; la estrella se seguirá contrayendo hasta que la presión y temperatura interna sean lo
suficientemente grande como para poder compensar el sistema y lograr así el estado de madurez (secuencia
principal) mientras, las radiaciones y el viento de protones y electrones, expulsan a los elementos más livianos del
disco. Y, de darse ese fenómeno, esos elementos expulsados formarán un disco circunestelar que podría derivar en
un sistema planetario, como ocurrió en el caso del Sol.

El Telescopio Espacial Hubble nos proporciona una detallada visión de los procesos
apopléticos, eructivos, y dinámicos que acompañan las etapas finales de la formación de una
estrella.
En las tres imágenes de arriba, se puede observar el derrumbe del disco circunestelar de polvo
y gas que se forma durante el proceso de construcción de una estrella y que, a su vez,
proporciona los ingredientes para la formación de un sistema planetario. En las imágenes,
también se puede apreciar a jets o chorros de gas caliente de varios sistemas embrionarios
saliendo de las estrellas que se encuentran en las etapas finales de su formación.
Una vez que la estrella arriba a su madurez, se mantendrá bastante estable por un período de tiempo dependiendo
del tamaño de su masa. Pero, como la masa es la propiedad más importante de una estrella, ello lo vamos a tratar
más adelante con cierta detención. Por ahora, seguiremos centrando nuestra atención en la formación de las
estrellas.
Si bien, no tenemos la posibilidad de poder ver como se embriona una estrella, no obstante sí sabemos que se
forman de la materia del medio interestelar. En consecuencia, las zonas del espacio donde probablemente se
formen una mayor cantidad de estrellas son aquellas en la que existe una mayor densidad, dado que allí los átomos
y granos de polvo se encuentran más concentrados permitiendo con ello que se ejerza una mayor fuerza de
atracción gravitacional. Pero también es importante que en esos lugares exista una baja presión del medio que
facilite la presencia de bajas temperaturas.

Los requisitos que hemos expuesto en el párrafo anterior sobre
las condiciones que deben reunir los espacios cósmicos para que
se puedan formar estrellas se hallan, fundamentalmente, en las
llamadas nebulosas oscuras. En esas nubes del espacio, se
suelen dar condiciones con una densidad promedio en un rango
que va de 100 a 10.000 partículas por cm ³ (el promedio es de 0,1
a 20 partículas por cm³, y de temperaturas que no superan los
15° K.
Una nebulosa oscura es una gran nube que se observa en el Nebulosa Oscura Saco de Carbón
cielo como una pobre región de estrellas donde el polvo y los Una de las nebulosas más conocidas por los
gases interestelares se hallan significativamente concentrados. habitantes del hemisferio sur. Se sabe de ella, desde
Pueden ser vistas si una parte de sus emisiones o reflexiones se que fue observada en 1499 por Vicente Yánez
oscurecen o, como sucede con la nebulosa del Saco de Carbón Pinzón cuando integraba la expedición de
Hernando de Magallanes.
El Saco del Carbón es una de las más prominentes
nebulosa oscura visible en los sureños cielos. Es
bien visible a simple vista y se parece a un oscuro y
gran bancal de la Vía Láctea. Se ubica con facilidad
en la parte meridional de la conocida Cruz del Sur y
oscurece y cubre unos 26 grados cuadrados del
cielo, con partes ubicadas en la constelación de La
Mosca y otras en Centauro.

(figura de la derecha), en que la luz de algunas de sus estrellas «más viejas», ubicadas en las profundidades de la
nube, no es bloqueada por la materia interestelar.
Las nebulosas oscuras tienen formas bastante irregulares. No tienen un límite externo claramente definido y, a
veces, adquieren formas como serpentinas enrolladas. Cuando son grandes, pueden ser observadas a simple vista,
asemejándose a plantillas oscuras contrapuestas al fondo más brillante de la Vía Láctea.
El hidrógeno que se halla almacenado en estas opacas y oscuras nubes se encuentra en estado molecular. A las
grandes nebulosas de este tipo se les conocen bajo el nombre de gigantes nubes moleculares (GNM o GMC), y su
tamaño es un millón de veces el del Sol. En su interior, contienen una gran cantidad de masa del medio interestelar,
con una dimensión de unos 150 al, una densidad media que va de las 100 a las 300 moléculas por cm³ , y una
temperatura interna que fluctúa entre los 7 y 15 grados K. Las GNM están compuestas, principalmente de gas y
polvo pero, además, contienen una cantidad importante de estrellas. El núcleo de esas nubes es invisible al ojo
humano y es perceptible solamente a través de las emisiones de microondas emanadas de sus moléculas
constitutivas. Esta radiación, no es absorbida por el polvo y no escapa con facilidad de la nube. El material que se
encuentra almacenado en las GNM se agrupa en distintos tamaños, con nubes que se ubican por debajo de las
masas de las estrellas y, los más pequeños pueden medir hasta un año luz (al).Esa nubes también cuentan con su
propio campo magnético interno, el cual les sirve de escudo de ayuda contra su propia gravedad.
Las GNM juegan un importante rol en la dinámica de las galaxias. En efecto, cuando una estrella pasa cerca de una
GNM, la gravedad de ésta afectará considerablemente a la órbita de la estrella. Al cabo de varios encuentros
cercanos, una estrella de mediana edad será afectada significativamente en su dirección y velocidad orbital,
alongando su órbita desde la condición circular primaria heredada de la GNM, como tienen las estrellas recién
nacidas. Este fenómeno, es una herramienta de gran utilidad para los astrónomos para estimar las edades de las
estrellas y estudiar la densidad del disco galáctico.
A hora, profundizando un poco sobre las nubes moleculares, éstas – por densidad y tamaño– permiten la formación
de hidrógeno molecular H2. Sin embargo, se trata de una molécula bastante difícil de detectar, lo que implica
rastrearla a través de moléculas de monóxido de carbono (CO). La relación entre la luminosidad del CO y la masa
del H2 es aproximadamente constante, pese a que existen razones para dudar que sea así dado lo que se observa
en algunas galaxias.

En la Vía Láctea, las nubes moleculares asumen un
tamaño que corresponde, aproximadamente, a la mitad
Nebulosa Molecular Carina del espacio orbital del Sol, lo que las transforma en un
Dentro de algunos millones de años la radiación de componente significativo del disco galáctico. Según los
las brillantes estrellas que se hallan alojadas en esta catastros que se tienen confeccionados sobre nubes
nebulosa habrá dado cuenta de la totalidad del gas y moleculares en la galaxia, registran que la mayoría de
moléculas que aún conserva. La nube molecular se ha ellas se encuentran agrupadas en objetos más masivos,
desagregado de la Nebulosa Eta Carina u Ojo de la que abarcan varios millones de masas solares. Por lo
Cerradura. Las nuevas estrellas que se han formado general, se hallan ubicadas en planos con dimensiones
se hallan visibles y sus enrojecidas imágenes es el aproximadas de entre 50 y 75 pc (no dejan de ser
producto de la azul luz dispersada, preferentemente, grandecitas), pero son mucho más finas que los otros
por el penetrante polvo. La imagen de arriba, tiene componentes gaseosos que cohabita por esos lugares,
una extensión aproximada de dos años luz y fue como el hidrógeno atómico e ionizado. Se piensa, que
tomada por el Telescopio Espacial Hubble en 1999. las nubes moleculares deberían existir extensivamente
sobre todo dentro de los brazos espirales de la galaxia, pero ello es incierto dado el hecho de las dificultades que se
tienen para estimar distancia y, en otras galaxias que han sido observadas en alta resolución, se ha logrado ver a
los respectivos brazos espirales claramente delineados pero no sensibles a un fondo uniforme de emisiones de CO.
Para muchos de los astrofísicos, la formación de nuevas estrellas en el universo ocurre hoy, solamente dentro de las
nubes moleculares. Lo piensan así, dado que ello sería una consecuencia natural de sus altas densidades, bajas
temperaturas, y de la evidencia observada en grandes nubes formadoras que han sido confinadas, en gran medida,
por la propia gravedad de lo embrionado, como ser estrellas, planetas y galaxias, mas que por la acción externa
como sucede con las nubes del cielo. Esta evidencia nace del hecho de las «turbulentas» velocidades deducidas de
las líneas de latitud del CO que se mueven a una velocidad semejante a la orbital ( una relación virial ).

En resumen, las nubes moleculares serían el medio para la formación del «cigoto» de estrellas. Como lo
mencionamos, están formadas de gas y polvo. El gas es predominantemente hidrógeno molecular H2, aunque
contienen además CO, H2O, y moléculas más complejas como alcoholes y formaldehídos. Pero a diferencia de los
animales ese «cigoto estelar» se formaría por el colapso y fragmentación de las regiones más densas de la nube.
En esos lugares, las partículas se atraerían por la gravedad y colapsarían hacia el centro de las regiones más
densas. Ahora, como contraparte al colapso se halla la presión del gas. El problema radica en saber con certeza
cuál es el mecanismo que produce el triunfo de la gravedad sobre la presión que ejerce el gas, para que la nube de
comienzo a la formación de una estrella.
Debemos reconocer que, hasta ahora, la física de las nubes moleculares no la entendemos muy bien y es tema de
discusión en congresos y simposios de físicos. Sus movimientos internos son gobernados por las turbulencias de un
magnetizado y frío gas, cuyos turbulentos movimientos son altamente supersónicos, pero sí comparables a las
velocidades de los disturbios magnéticos. Dado lo anterior, se piensa que en esos estados los gases deberían
perder rápidamente energía procediendo a derrumbarse o reinyectarse energéticamente. También se puede dar el
caso de que las nubes sean perturbadas por algún proceso, como ser el de una masiva estrella, ya que sabemos
que mucha de estas nubes alojan a éstas en una fracción importante de su masa desde antes de su fraccionamiento
y colapso para formar cantidades de ellas.
Sabemos que una de las particularidades de la gravedad es su coalescencia con respecto a la materia. Dado lo
anterior, es natural que se piense que para que se dé comienzo a un proceso de formación estelar las regiones más
densas de una nube colapse y se fragmente por efectos gravitatorios. Las partículas se atraen por la gravedad, y
quieren colapsar hacia el centro de las regiones más densas. La presión del gas se opone a este colapso y, por
consiguiente, debería darse en un momento un mecanismo para que la gravedad sea preeminente sobre los demás
componentes y, de esa manera, la nube puede formar una estrella. Por ahora, adoptaremos simplificaciones para
enumerar los posibles mecánicos que pueden originar la preeminencia de la gravedad, aunque en la realidad las
nubes moleculares son no son homogéneas, y existen otras variables como la rotación y los campos magnéticos
que juegan un papel muy importante en decidir cuando y cómo colapsan las nubes. No obstante, dentro de los
mecanismos que podrían dar origen en el interior de una nube interestelar a una estrella como consecuencia de la
gravedad se encuentran, entre otros, los siguientes:

1. Una supernova. La espectacular explosión de una masiva estrella, cuyas fuertes ondas de choque
pueden ocasionar el desequilibrio necesario para embrionar a una estrella.
2. Las ondas de choque provocadas por la colisión de nubes moleculares.
3. Las ondas de densidad que se producen en los brazos espirales de las galaxias. Por delante de estas
ondas viajan otras de choque que alteran el medio interno de las nebulosas oscuras.
4. Las interacciones galácticas. Las interacciones de los medios interestelares que se dan en los espacios
galácticos, también dan origen a ondas de choque.
5. Las ondas térmicas de estrellas recién nacidas. Una vez que las estrellas logran encender su combustible
empiezan a brillar liberando ondas térmicas de choque que dan origen a una especie de efecto «dominó»
en la formación de nuevas estrellas. . Este pude ser uno de los mecanismos que da origen a los
nacimientos estelares masivos en cúmulos.

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En la siguiente sección, de esta parte del capítulo III, nos vamos a centrar en analizar cada uno de los posibles
mecanismos que hemos enumerado para que se formen estrellas como consecuencia de efectos gravitatorios.

L a mayoría del gas que se concentra en el disco galáctico se halla unionizado o en estado neutro y se le denomina
H I. Ahora, bajo condiciones apropiadas, por ejemplo cerca de una caliente estrella o circundante a los efectos de la
explosión de una supernova, ese gas se puede ionizar y, como ya lo hemos estado estudiando, cuando ello ocurre a
esos lugares se le denominan regiones H II. En ambos estados, a ese gas se le nombra generalmente como el ISM
del medio interestelar.
Como podemos deducir de las secciones anteriores, las Regiones HII son calentadas (ελ ∼ 104 K) y bajan hacia el
frío fondo del H I (ελ ∼ 10 K) asentándose en él. Esa ubicación que asumen las regiones HII ha sido claramente
2

detentada en imágenes de galaxias externas. Lo anterior, ha sido certificado por evidencias obtenidas a través de
fotografías directas ( o imágenes CCD) de galaxias que se hallan cercanas a la Vía Láctea. Ello ha sido posible,
debido al dominio de las líneas espectrales de emisión de varios elementos como el hidrógeno en particular, del

helio, oxígeno, carbono, calcio, silicio, hierro, etc. Imágenes tomadas a un rango de luz de Hα 6583 Å (o sea, a la
línea α de la serie de Balmer) han demostrado, con mucha claridad, a regiones H II; ello, debido a que mucha de la
luz visible emitida en esas regiones galácticas es generada dentro del rango de esa línea. Por consiguiente, las
regiones H II aparecen en imágenes de color típicamente rosáceas.
En las galaxias que más se han hallado regiones H II son en las espirales, en especial en los brazos de éstas,
donde las jóvenes estrellas son ricas en proporcionar fotones ultravioletas que son necesarios para ionizar el gas.
Las más prominentes estrellas que habitan esas regiones galácticas son las recién nacidas, por consiguiente,
calientes. Alguna de esas regiones contiene un número más que significativo de esas estrellas, cuya producción de
energía pude ionizar una fracción importante del gas de una galaxia.
Por otro lado, las estrellas que se van formando en las galaxias en lugares fuera de los espirales, en su andar por el
inicio de la vida estelar se van asociando a los brazos espirales del correspondiente disco galáctico, lo que implica
que debido a sus claras líneas de emisión, se transforman en un excelente medio para estudiar la rotatoria y
cinemática de las galaxias.
Por otra parte, las galaxias elípticas y S0 rara vez muestran de forma prominente regionesH II. Ello se debe, a que
se trata, fundamentalmente, de galaxias viejas y es poco el gas que les queda almacenado como para tener una
fertilidad estelar significativa. No obstante, muestran débiles nebulosas planetarias, pero más que todo son rasgos
de muestra de la distancia a la que se encuentran.

LÍNEAS DE IONIZACIÓN Y DE EMISIÓN

Como ya lo estudiamos anteriormente, las regiones H II tienen un cierto tamaño alrededor de una fuente de
ionización que corresponde a un equilibrio formado por el flujo de fotones ionizantes, por una parte, con la tasa por
el cual el plasma se puede enfriar y los electrones ionizados puedan recombinarse con los protones, por otra. Ahora,
si la tasa de ionización es mayor que la de recombinación, el plasma se ionizará casi en su totalidad. En esos casos,
estudios que se han realizado han señalado que menos del uno por ciento del hidrógeno aglomerado en esas
típicas regiones no es afectado por la ionización.
A continuación insertamos fotografías de tres galaxias espirales en las cuales se muestra el comportamiento que
hemos descrito sobre las regiones H II.

Figura 03.04.03.01.- Las fotografías de arriba muestra a tres galaxias espirales captadas en el ancho de banda del filtro
rojo (paneles superiores) y a la luz de Hα (paneles inferiores). Las regionesH II se correlacionan notablemente con los espirales y
anillo de la estructura de las galaxias. El filtro rojo es muchísimo más sensitivo a la distribución general de viejas estrellas,
mientras que, por su parte, el filtro Hα destaca los sitios de estrellas jóvenes donde forman regiones.

Es importante tener presente en estos estudios, que lo fotones ultravioletas por debajo de una longitud de onda de λ
= 912 Å , tienen la suficiente energía como para ionizar el hidrógeno quitando al electrón. Eventualmente, el
electrón se recobra, pero dado que el gas interestelar tiene una muy baja densidad, el proceso de recuperación
puede durar horas.
Las estrellas más caliente son las fuentes emisoras de fotones UV por excelencia necesario para ionizar el gas.
Estrellas como las de los tipos O o B y, también las enanas blancas son las principales a considerar. Las
temperaturas que se pueden dar en las estrellas O o B va desde 11.000 a los 50.000 º C, mientras que las enanas
blancas pueden alcanzar cifras bastante mayores en la temperatura de su superficie.
El mecanismo que conduce a las líneas de emisión es la recombinación como lo podemos apreciar en el gráfico que
vamos a insertar más abajo. Las importantes a considerar, entre otras, son: Hα a 6563 Å , [NII] a 6583 Å , [OII] a
3726, y [OIII] a 4959 y 5007 Å .

Figura 03.04.03.02.- Los grafos muestran el espectro de una típica nebulosa
planetaria, NGC 1501, y muestran muchas estrechas líneas de emisión de H, C, O y
He.
Fuente: Stanghellini, Kaler y Shaw, A&A, 291, 604.
En el gráfico de la figura 03.04.03.02, se han realizado algunas anotaciones especiales entre corchetes “[ ]”, que
están indicando que se trata de líneas conocidas normalmente como “prohibidas” ya que pueden ser observadas
solamente bajo condiciones de una muy débil densidad. En laboratorio, los plasmas que se usan en las
investigaciones son, generalmente, de tan alta densidad, que ese tipo de líneas son inobservables, ya que se
generan de energías producidas a nivel de la superficie de la Tierra y, por ello, comportan una alta estabilidad y un
largo curso de vida.
Para los astrofísicos que orientan sus trabajos de investigación para dilucidar las formas en que nacen las estrellas,
las líneas de emisión constituyen un excelente medio para obtener diagnósticos sobre las condiciones físicas del
gas aglomerado en las nebulosas planetarias. En efecto, en aquellos como los [ O III ] y [ N III ] las líneas son
termosensibles, mientras que los [ O II ] y [ S II ], entre 6716 y 6731 Å, son más sensibles a la densidad del electrón.
Lo anterior, es debido a que las últimas de las líneas son emitidas a diversos niveles, pero con casi la misma
energía de excitación. Lo importante es, que el cociente que se obtenga sea un diagnóstico del proceso de las
excitaciones por colisiones o del de la densidad del gas que se está estudiando. Ahora, en cuanto los plasmas que
se pueden hallar, a estándares terrestres, resultan bastante delgados con densidades de partículas que van desde
los 10 a los 106 cm-3.

Resulta interesante en estos estudios sobre el gas almacenado en
las nebulosas planetarias, las observaciones que se efectúan en
longitudes de ondas de radio, ya que en esas frecuencias estas
regiones del espacio emiten típicas radiaciones bremsstrahlung, lo
que permite obtener excelentes pruebas de punta independientes
sobre las temperaturas y densidades de los electrones cohabitantes
del gas de las correspondientes nubes.

Figura 03.02.04.03- Imagen en color falso de la nebulosa Rosetta (NGC 2237) en la constelación El Unicornio
(Monoceros), tomada desde las emisiones de luz de Hα, [ O III ], y [ S II ], (rojo, verde y azul). La nebulosa Resetta
es una prominente región de la formación de estrellas. Es intensamente brillante, debido a las emisiones de luz UV
de las estrellas jóvenes, calientes y azules, cuyos vientos también despejaron el agujero central.
Fuente: T. A. Rector, B. Wolpa, M. Hanna.

Por otra parte, las mediciones que se efectúan sobre la potencia que presentan las líneas entregan una rica
información sobre los respectivos cocientes de las abundancias de los elementales, lo que permite, con ello,
estudiar la composición del ISM.
Por otro lado, la forma que adquieren las líneas también ofrece una importante información relacionada sobre las
condiciones cinemáticas de la nebulosa en estudio, puesto que son sensibles a la velocidad de los iones y a los
incrementos de temperatura o a los movimientos agrupados.
Una alta resolución espectral de regiones H II en una galaxia espiral se muestra en la figura que insertamos a
continuación. Las regiones de cualquiera de los puntos del centro, corresponden a corrimientos al rojo y azul
concernientes a lugares centrales de la galaxia.

Figura 03.04.03.04.- A la izquierda, se presenta una imagen de una galaxia espiral,
con sus brazos espirales delineados por las distintas regiones H II que cohabitan en ellos.
A la derecha, una angosta línea de luz que era emitida por el eje central de la galaxia se
ha separado del espectro en un rango que va de entre los 6500 y 6800 Å. La rotación de
la galaxia se estima en las líneas de emisión de Hα en 6563 Å (la línea más brillante), así
como de otras líneas más débiles que reflejan emisiones de esa región debido a la
presencia de [ N II ]. Las regiones H II aparecen rojizas en las imágenes originales y de
mayor resolución, debido a la prominencia de líneas de Hα en la zona roja del espectro.

LAS ESTRELLAS QUE FORMAN REGIONES

Los complejos de jóvenes estrellas que han emergido producto del colapso de gas almacenado en nebulosas
planetarias son los que finalmente forman las regiones. Uno de los ejemplos más destacados a considerar es el que
se distingue en la nebulosa de Orión, que puede ser observada a simple vista como un borroso remiendo. En la
figura 03.04.03.05 que vamos a insertar más abajo, se muestra a la región central de esta nebulosa, la cual frente a
la observación óptica aparece casi desprovista de estrellas, pero cuando la visión se enfoca en infrarrojo, se ha

podido detectar muchas fuentes estelares ocultas por un polvoriento blindaje. Eso del polvo tipo blindaje, por lo que
se observa, se trata de un hecho bastante común en las estrellas que forman regiones.
La mayor cantidad de estrellas que se van generando en las nebulosas planetarias son aquellas que comportan un
rango bajo de masa ( ~ 0,5 M ). Por su parte, los partos estelares de masivas estrellas ( M > M ) no son muchos
pero, sin embargo, juegan un significativo rol en el desarrollo de las regiones, puesto que son las que proporcionan
el grueso de los fotones UV ionizados, los que pueden calentar el gas circundante a una temperatura de unos 10 4
ºK. También las recién nacidas grandes y masivas estrellas, pueden llegar a despejar una parte importante de
elementos circundantes, ocasionando en es proceso un despeje masivo de polvo y gas que se ubicaba alrededor de
sí mismas, exponiendo al resto de las que se habían formado recientemente y coartando la formación de nuevas
estrellas. Ahora, como se trata de masivas estrellas, su vida estelar es breve, ya que queman combustible a una
altísima tasa y, eventualmente, terminan su existencia como supernovas, las cuales inyectan enormes cantidades
de energía e incrementan sustancialmente la temperatura del gas circundante a temperaturas mayores a 106 ºK
Por otra parte, aquellas estrellas que tienen la capacidad de formar regiones, alcanzan dimensiones que van desde
los 10-3 pc a varios cientos de pc. Por su parte, las partículas tienen densidades que van desde los > 10 6 cm-3 en las
bajas regiones compactas a 10 cm-3 en las gigantes nubes de H II. En la figura 03.04.03.01, mostramos a tres
galaxias espirales en luz de banda ancha y en Hα, en ellas, se puede observar como los brazos espirales cercanos
y otras características cinemáticas del disco se asocian a las estrellas que forman regiones.

Figura 03.04.03.05.- Imágenes ópticas e infrarrojas de las regiones centrales de la nebulosa de Orión, donde
se puede observar una gran cantidad de estrellas en el IR, las cuales aparecen ocultas casi totalmente en la
longitud de onda óptica.
Fuente: HST.

Figura 03.04.03.06.- Una región H II muy grande de formación de estrellas ubicada en la galaxia NGC 2363.
Fuente: HST.
LAS NEBULOSAS PLANETARIAS

Las nebulosas planetarias (NP) son pequeñas regiones de gas ionizado que se forman alrededor de una estrella
central enana blanca muy caliente. Estas nebulosas se comienzan a generar durante las etapas finales de la
evolución estelar. Se presentan ante la vista de los observadores en variadas gamas de formas y características.
Fueron descubiertas en 1785 por Herschell, el cual les dio el nombre de planetarias debido que cuando son
observadas a través de telescopios se reflejan como si fuesen discos muy semejantes a los planetas. En nuestra
galaxia, se conocen algo más de dos mil de estas nebulosas y muchas de ellas también han sido reconocidas en
galaxias cercanas.
Tanto las temperaturas, como las densidades, y las correspondientes composiciones que presentan las nebulosas
planetarias, pueden ser derivadas con bastante facilidad. La estrellas enana blanca que se encuentra en el centro
de la nebulosa puede ser observada sin dificultades por los telescopios empotrados en la Tierra y, por ende,
también poder medir su temperatura, estimando con ello el flujo de luz UV que produce. Este flujo es, entonces, el
que calienta la nebulosa y a las varias líneas de emisión que son las que se usan para poder derivar las densidades
y temperaturas de los electrones y, finalmente, la abundancia de los elementos que se encuentran aglomerados en
el gas de la NP.

NEBULOSAS PLANETARIAS
La mayoría de las nebulosas planetarias, son ricas en abundancia de estrellas al igual que los discos galácticos,
siempre que se hayan desarrollado partiendo de estrellas ubicadas en ese disco. Sin embargo, en los halos
galácticos, las NP, como era de esperar, son bastante pobres en metales. No obstante, sobre lo anterior, puede
haber diferencias interesantes. El helio, el carbono y el oxígeno puede existir en alguna abundancia dependiendo de
la estrella que le dio vida a la NP, ya que esos elementos se pueden haber creado durante los procesos de fusión
nuclear de la estrella madre. Son elementos que tiende a ocultarse bajo la superficie, lo que les permite mezclarse
con las capas externas de la estrella cuando esta llega a su etapa de gigante roja, y ser expelidos hacia el gas
circundante para, posteriormente, aflorar hacia arriba cuando la central enana blanca ha llegado a un cierto nivel de
desarrollo.

E n las páginas precedentes de este capítulo III, hemos intentado describir el ambiente físico previo que se empieza
a configurar en aquellos lugares galácticos que reúnen las condiciones para promover la gestación de estrellas,
como son los llamados medios interestelares. Empecemos señalando que la mayoría de los astrofísicos y
astrónomos tienen la convicción de que las estrellas nacen de nubes moleculares interestelares que se forman en
esos medios. Que esas nubes están formadas de gas y polvo. El gas es, como ya lo estudiamos,
predominantemente hidrógeno molecular H2, aunque contienen además CO, H2O, y moléculas más complejas como
alcoholes y formaldehídos. Ahora, al margen de los que hemos descrito sobre las características que se van dando
en ese tipo de nubes, para comenzar el proceso de formación estelar las regiones más densas colapsan y se
fragmentan. Las partículas se atraen por la gravedad, y quieren colapsar hacia el centro de las regiones más
densas. La presión del gas se opone a este colapso y, por ello, si queremos saber más sobre como nacen las
estrellas, es necesario llegar a entender en que momento es posible que la gravedad gane, y la nube puede formar
una estrella. Por ello, a continuación iremos exponiendo sucintamente algunas simplificaciones que nos permitan
llegar a entender el proceso que se da en esas circunstancias; considerando, eso sí, que las nubes moleculares son
inhomogeneas, y existen otras variables como la rotación y los campos magnéticos que juegan un papel muy
importante en decidir cuando y cómo colapsan las nubes.

Ahora bien, para poder estudiar cuando y cómo
pueden colapsar las nubes interestelares para
empezar a originar estrellas, es necesario
proceder a calcular el radio y la masa conocidos
como de Jean del gas aglomerado en el cúmulo.
Para ello, tenemos que partir primero intentar
saber como calcular la potencial energía
gravitatoria de una esfera y la energía media
cinética de las partículas del gas a una
temperatura dada.

Damos comienzo a ese estudio sobre como calcular la potencial energía gravitatoria de una esfera y la energía
media cinética de partículas de gas, describiendo cómo solucionar una simple integral.
03.04.04.01.- La potencial energía gravitacional de dos masas separadas por una distancia. Para el caso, consideremos la
fuerza de gravedad que actúa entre dos masas M1 y M2 es separada por la distancia r, la cual expresamos de la siguiente manera:

En que la energía potencial gravitatoria es la integral de la distancia sobre la fuerza. Ahora, si traemos una masa del ∞ para la distancia r, ello nos
da:

Donde el signo menos nos está señalando que el sistema se encuentra en un pozo con un potencial gravitacional límite.
03.04.04.02.- La potencial energía gravitacional de una uniforme esfera de masa M y radio R. Para hallar la total potencial
energía gravitacional de una masiva uniforme esfera, considerese, para ello, a una esfera inicial con un radio r. Luego, agréguese una anular (fina
cubierta esférica) a la esfera, con densidad p y espesor dr. La masa que contiene esa cubierta es:

dM = 4 · π · r² · p · dr

En cuanto al cambio diferencial de la energía gravitacional requerida para traer la cubierta (shell) desde el infinito a r debe ser:

Por lo tanto, para poder constituir una esfera con radio R, debemos proceder a una integración sobre la esfera completa:

donde hemos substituido:

03.04.04.03.- Temperatura y energía media proporcional de las partículas del gas. Cualquier gas en equilibrio térmico tiene una
una simple relación entre la media de la energía por partículas y su propia temperatura global, lo que aquí lo expresamos de la siguiente manera:

donde kb es la constante de Boltzmann.
Como un ejemplo de lo anterior, la energía media en eV por partículas de gas a la temperatura ambiente es:

03.04.04-01.- El radio de Jean para el colapso de una nebulosa. Una nebulosa con un radio R, una masa M, y una temperatura T
colapsará para formar una estrella si su energía total es < 0; es decir, (en valores absolutos) si la energía potencial es mayor que la energía
térmica de la nebulosa:

donde

en que N es el número total de partículas de la nebulosa.
Si se asume una temperatura isotérmica y una densidad p constante para la nebulosa, podemos hallar el punto crítico del radio (radio de Jean) en
el cual la nebulosa de derrumbará:

pero el número de las partículas de gas puede ser expresado como sigue:

donde m es la masa promedio por partícula en la nebulosa, asumiendo que corresponde a hidrógeno.
Por lo tanto

Ahora, resolviendo R, ello da:

Si se considera que la nube molecular interestelar está constituida en su gran mayoría por hidrógeno, m ~ mH, entonces se puede asumir a las
constantes de la siguiente manera:

Consideremos un ejemplo. Las nebulosas moleculares interestelares, por lo general, tienen una densidad de n ~ 10³ – 104 atom cm–³ y una
temperatura de 30º K y su radio de colapso está dado por:

La gama de tamaños que hemos expresado inmediatamente arriba, es
bastante típica en regiones colapsadas de nebulosas, como la que se
muestra a la derecha, en procesos de formación de estrellas.

03.04.04-02.- La masa de Jean y el colapso gravitatorio. Anteriormente, hemos señalado que las observaciones muestran que,
aparentemente, las estrellas se forman en regiones de densas y moleculares nebulosas interestelares. Es obvio para un científico pensar sobre
que condiciones son las que se deben de dar para que la fuerza gravitacional que, permanentemente, intenta contraer el gas aglomerado en las
nebulosas, pueda ser superada por la fuerza de éste que intenta expandirse. Para que lo anterior se de, los experimentos y la experiencia indican
que el gas debe conformar una masa crítica, sobre la cual la nebulosa se derrumbará. A esa masa crítica se le denomina «masa de Jean», la cual
podemos expresar de la siguiente manera:

donde T y ρ corresponden a la temperatura y densidad de la nebulosa, mH a la masa del átomo de hidrógeno y µ a la media del peso atómico del
hidrógeno en relación con el material de la nebulosa. Ahora, mientras el derrumbamiento procede, la nebulosa puede irradiar hacia puntos
distantes potencial energía gravitatoria, lo que puede implicar que, en un breve o largo plazo de tiempo, una nebulosa de masa más pequeña
puede exceder la masa de Jean producto de la más alta densidad alcanzada. Así las fracciones de la nebulosa, y estos grupos pueden
alternadamente hacer fragmentos. En ese proceso, los más pequeños de esos fragmentos, que se encuentra inhabilitados para poder irradiar
energía hacia otros lugares, y que se cree que acumulan una posible masa de unos 10 Mj, rápidamente colapsan. En consecuencias, de una
nebulosa molecular interestelar, se forman otras más pequeñas que van generando grandes estrellas de corta vida, otras semejantes al Sol y,
también enanas café o marrones.
Ahora bien, esa masa que se requiere para que se produzcan los colapsos es fácil de calcular partiendo de las ecuaciones que hemos
presentado para el radio de Jean:

tomando las constantes y la expresión MJ, nos da:

y, así tenemos:

Ahora, si miramos en masas solares, entonces tenemos:

03.04.04-03.- Características del tiempo para el colapso de una nebulosa de Jean. La aceleración ( fuerza por u y masa)
percibida por una partícula ubicada al borde de la nebulosa de Jean (M masa, R radio) es:

En consecuencia, las características del tiempo en «caída libre» de la masa para desplomarse hacia el centro es:

Por otra parte, en el desarrollo de las ecuaciones para obtener las características del tiempo para el desplome de las nebulosas de Jean,
solamente se considera su densidad total, no su tamaño.
También, para llegar a ese resultado, no se considera ni el momentum angular (rotación), ni el campo magnético, el cual pondrá resistencia al
derrumbe, alargando, con ello, el tiempo para el colapso. El tiempo de «caída libre» que hemos dado en nuestra descripción matemática de
arriba para que se produzca el derrumbe de la nebulosa, se debe entender que se ubica en el límite más bajo de un cálculo para el tiempo de
-
colapso, ya que si consideramos que una nebulosa de Jean tiene una densidad total de n = 2 10³ cm ³, el tiempo que tomará en colapsar sin
considerar la rotación y campo magnético es el siguiente:

n = 2 · 10³ · cm-³ --- τ ff(n) = 2.24 · 106añ

03.04.04_01.- Los efectos de la rotación. Si la nube rota, como ya anteriormente lo enunciamos, el momentum angular se conserva, lo
cual afecta el colapso. Para poder comprender mejor este efecto, lo vamos a estudiar en términos de partículas aglomeradas en la nebulosa
molecular que estaría en condiciones de derrumbarse. Dado lo anterior, es que partimos expresando que:

Que, el momentum de inercia de una esfera es ;

La conservación del momentum ;

En que la fuerza de una partícula a una distancia r es , como así mismo, la aceleración es:

,

o sea, es menor que ω = 0.

En consecuencia, como ya lo habíamos mencionado, el efecto de rotación tiende a frenar el colapso.

Ahora, si , entonces tenemos:

con

donde es la fracción colapsante previa de la nebulosa antes que la rotación pase a ser la dominante. No obstante, el colapso en los polos
continúa en un proceso de achatamiento, acompañado de la formación de un disco.
03.04.04_02.- La luminosidad de una nube que proyecta al colapsar. Durante el derrumbe de una nube molecular, ésta pierde la
totalidad de su energía, la cual se irradia lejos de su alcance. Al producirse ese fenómeno, naturalmente, que emite luz y, para determinar su
luminosidad en función del tiempo, los astrofísicos concurren al Teorema Del Virial, el cual es aplicado a sistemas gravitatorios en los que se
relaciona la energía cinética con la energía potencial, adquiriendo equilibrio para t »1

0 = 2 ( K ) + ( U ) (promedio temporal)

Por su parte, la energía total es constante

en que la energía de un estado ligado es negativa; en consecuencia, es necesario que su energía se incremente para romperlo.
En cambio, para un sistema aislado las energías potenciales y cinética tienen una relación cercana

lo anterior, significa que la ½ del cambio corresponde al resultado de la energía potencial ingravitacional provocado por el incremento del
movimiento de las partículas y, la otra mitad, a la irradiación de la energía causada por el calentamiento del gas. Dado lo que hemos expresado
inmediatamente arriba, entonces tenemos:

Como el cambio en E con el tiempo es dado por el derivado de dE / dt:

Ahora, dado que la ½ de esta cantidad se pierde en la radiación energética, la luminosidad de la nube es:

calcular dR / dt = V(t) no es fácil, no obstante, se puede estimar un promedio usando el tiempo de caída libre y el radio inicial de Jean:

Así

Dado lo que hemos descrito hasta aquí, coloquémonos un ejemplo. Supongámonos que estamos estudiando una nebulosa planetaria cuya nube
colapsa para formar estrellas con una densidad n = 4 103 cm-3 y una temperatura inicial de 50º K. Para desarrollar nuestro trabajo, necesitamos
saber ¿Cuál es la masa de Jean (masas solares) y su radio (pc); cuál es el tiempo de colapso (años), y cuál es el promedio de luminosidad al
derrumbarse la nube y de una de las nacientes estrellas (luminosidad solar)?

Naturalmente que el resultado que obtenemos es significativamente débil, lo que implica que una nube que se derrumba es bastante oscura por lo
que hemos venido estudiando. A esas regiones, muchas veces, se les denomina como glóbulos de Bok y, uno de ello, lo podemos apreciar en la
imagen de abajo. Para estudiarlos, es necesario usar telescopios infrarrojos, ya que su temperatura es muy baja.

En las secciones anteriores, hemos citado cómo puede llegar a comportarse el material que se encuentra
aglomerado en las nubes moleculares de los medios interestelares donde tiene lugar la formación de nuevas
estrellas. En esas páginas, mencionamos como concurren los distintos procesos que se van dando desde el gas
molecular que se concentra en esas nubes hasta el tiempo en que empezaría la formación de una nueva estrella.
No hemos dicho empieza, por que no está tan claro entre los astrofísicos, cuándo ni por qué se origina la formación
de una nueva estrella. Ya, anteriormente mencionamos, que nunca hemos podido observar, propiamente tal, el
nacimiento de una estrella. Lo que vemos habitualmente, a través de los instrumentos que se disponen, es la
emisión de una nueva luz estelar que procede de nubes moleculares alojadas en cúmulos planetarios.
Recordemos que, los cúmulos planetarios no son entes estelares fáciles de observar, ya que permanentemente se
encuentran cubiertos de polvo lo que imposibilita la observación óptica de las zonas de regiones de nacimientos de
estrellas. . Los que hasta ahora se han podido detectar ha sido a través de observaciones de radio.
Antes de entrar a la descripción teórica de lo que puede ser una protoestrella, vamos a proceder a efectuar una
explicación descriptiva de las fuerzas que concurren dentro de las nubes moleculares y cómo es posible que se
formen en ellas nuevas estrellas, con el objetivo de que aquellos lectores, que no tienen una formación en física y de
su formalismo matemático, puedan compenetrarse mejor con el tema que hemos venido hasta ahora.
Hemos señalado anteriormente, que en principio las nubes moleculares están en equilibrio de fuerzas. Dentro de
esas fuerzas que se hallan actuando buscando una preeminencia, entre otras, se pueden considerar como más
importantes las siguientes:

Figura 03.04.05.01.- Las principales fuerzas que actúan insertas en una nube molecular.

1. Fuerzas expansivas:

-- – Presión hidrostática interna. Generada por la densidad y temperatura de la nube.
--.– Presión por turbulencia.
--.– Los movimientos sistemáticos, los cuales pueden ser provocados por la rotación de fuerzas
centrífugas.

2. Fuerzas compresoras:

--.– Presiones externas. Éstas, son ejercidas por el medio interestelar que rodea a las nubes.
--.– La gravedad. Aunque reúne ciertas diferencias, no obstante es la fuerza compresora. dominante.

3. El campo magnético:

---.. Como ya lo señalamos antes, el campo magnético tiende a oponerse a cualquier movimiento de
partículas, ya sean
..... éstas de expansión o contracción. Su efecto es débil, ya que su fuerza sólo la ejerce sobre partículas
ionizadas, la
..... que no corresponden a la mayoría que se aglutinan en las nubes que son H2.
Mencionamos anteriormente, que casi no existen dudas entre los astrofísicos de que una estrella comienza a
formarse cuando la fuerza de gravedad gana la partida, rompiendo el equilibrio que existía, al provocar el colapso de
éstas el gas y polvo aglomerado en las nubes moleculares. Al derrumbarse la nube, se incrementa su densidad y
temperatura. Ahora, ese incremento es más alto en su centro, lo que, eventualmente, da a lugar a que empiece a
formarse un nuevo objeto de características estelares. A ese objeto, que se forma en el centro de la nube que se ha
derrumbado y que, luego, procederá a formarse en estrella se le conoce como protoestrella. Dada la ubicación en la
cual se forman las protoestrellas en la nube molecular colapsada, cuyos vecinos más cercanos son densas capas
de polvo y gas, es prácticamente imposible poder observarlas a la luz visible, ya que cualquier luz de ese tipo que
emitan es absorbida por ese material que las rodea. Solamente se hacen visibles a la luz, cuando en una fase
evolutiva más avanzada alcanzan una alta temperatura que les permita generar una radiación capaz de soplar,
limpiando de su entorno y enviándolo lejos, a la mayoría del material que se encontraba rodeándolas. Hasta que no
llegue a esa fase evolutiva, una protoestrella solamente puede ser detectada a través de infrarrojo. La luz que emite
la protoestrella es absorbida por el polvo que la circunda, calentándolo y haciéndolo emitir en esa luz. Con el tiempo,
los estudios que se vienen realizando de las estrellas con telescopios IR, posiblemente nos entreguen importante
información para poder dilucidar definitivamente cómo se forman, lo que incluye a nuestro Sol y a su sistema
planetario.

Figura
f_03.04.05.02.- Las
dos imágenes de la
izquierda fueron
tomadas por los
instrumentos de
captación en

infrarrojo del IRAS, un satélite que ha venido catalogando millares de centros calientes de nubes moleculares,
insertados en las densas masas de gas y polvo acumulado en esos sitios donde se pueden formar nuevas estrellas.
La primera de las imágenes corresponde a la constelación de Orión, en la cual se conocen varias activas regiones
de formación de estrellas. La segunda, es una toma de la nube de la estrella Rho Ophiuchi.

Ahora bien, para que la gravedad logre triunfar y rompa el equilibrio de un cierto volumen del gas molecular que se
halla almacenado en una nube y domine sobre el resto de las fuerzas, como ya lo estudiamos, es necesario que la
masa que se encuentra cautiva en ese volumen debe superar un cierto valor crítico que, como ya lo señalamos
anteriormente, se le denomina «masa de Jean», que corresponde aproximadamente a unas 45 T(3/2)n(1/2) , donde T
es la temperatura y n es la densidad de moléculas de gas. Como se puede entender, la mínima materia que se
requiere para que se inicie la formación de una protoestrella depende de la densidad y de la temperatura del gas.
Cuanto menor sea la masa de Jean, más fácil será que se inicie la formación de una estrella. Por lo que se ha
logrado deducir por las observaciones que se han podido realizar, las estrellas tiende a formarse en la zona más
densa y fría de la nube. Se puede concluir, por lo que se sabe, que la forma más simple de romper el equilibrio
inicial para que se logre la masa de Jean es la de que se de un fuerte incremento de la densidad del gas, pero
¿cómo podría darse eso?. Una posibilidad es la explosión de una supernova en las inmediaciones de la nube
molecular. Tampoco es imposible que se consiga llegar de forma espontánea a la masa crítica: las nubes
moleculares pueden estar en equilibrio como un todo, pero producirse pequeños grumos locales en los que ese
equilibrio se rompa.

Figura 03.04.05.03.- La imagen de la derecha, corresponde a
una protoestrella que está comenzando a soplar lejos al gas y al
polvo que la circunda, a este tipo de astro estelar se les llama
estrellas T-Tauri. El polvo y gas que todavía se conserva alrededor
de la estrella todavía irradia en el infrarrojo. Se tienen evidencias, de
que ese remanente de polvo y gas circundante que rodea a las
estrellas T-Tauri forman los rotantes discos que pueden dar origen a
un sistema planetario.
La luminosidad de esos vientos estelares esta dada en una primera
aproximación por:

En resumen, podemos definir que la formación de una protoestrella comienza de la siguiente manera:
Una concentración de material rotando lentamente se forma dentro de la nube molecular, fragmentándose del resto.
Esa concentración se hace inestable y colapsa. El material más cerca del centro colapsa primero. De ese colapso se
forma una protoestrella con un disco alrededor, rodeados del la envoltura de gas y polvo que todavía continúa
colapsando. En ese proceso, la mitad de la energía liberada por el colapso va a disociar hidrógeno molecular y a
ionizar hidrógeno neutro. Luego, el colapso puede ser frenado por Tcore↑ y Pcore↑. Así la opacidad crece, y la
↑
radiación sólo puede escapar en la superficie, lo cual genera que T .
Debemos consignar, que la formación de las estrellas, por lo que se deduce de las observaciones, no se produciría
de manera aislada, sino en grupos, lo que generaría los cúmulos que vemos de estrellas jóvenes. Un ejemplo de la
formación de agrupaciones estelares jóvenes son los cúmulos abiertos como las Pléyades o RCW 38 (Fig.
03.04.05.04 ). Lo anterior, lo podemos entender mejor si volvemos a mirar la fórmula de la masa de Jean. Cuando
se inicia el colapso gravitatorio, la densidad va aumentando, por lo cual la masa crítica disminuye. Ello, puede
implicar que la maza que comenzó a colapsarse puede, posteriormente, fragmentarse en varias partes, cada una de
ellas con una masa
crítica lo
suficientemente
densa como para
proseguir
colapsándose
individualmente.
Figura
03.04.05.04.- Las
dos imágenes de la
izquierda
corresponden a
cúmulos de estrellas
jóvenes. La primera
de ellas, es una
imagen óptica de las

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