Las estrellas nacen a partir de inmensas “nubes” de gas interestelar, las cuales tienen un gran tamaño y masa. Debido a la influencia gravitacional, una de estas nubes va a comenzar a condensarse y unirse progresivamente hasta formar lo que se llama un disco de acreción, es decir, una estructura discoidal en torno a este nuevo objeto masivo que se está gestando en su centro. De este modo, el disco de acreción es la vía directa para que el objeto central continúe aumentando su amsa, hasta llegar a consolidar una estrella. Este proceso hace que la “nube” de gas comience a contraerse cada vez más, generando los cambios necesarios para que se forme el disco de acreción. No obstante, el proceso es sumamente largo para que termine de formarse una estrella, más o menos entre 105-106 años.
Debido a que estas nubes gaseosas son tan extensas y masivas, es común que éstas se fragmenten y formen conjuntamente una enorme cantidad de embriones de estrellas, también conocidas como protoestrellas. El material básico que contienen las nubes gaseosas es hidrógeno molecular (H2), el cual en sus inicios no tiene una densidad demasiado alta; la protoestrella aumenta muy lentamente su temperatura, pero termina por calentarla lo suficiente para que su presión compense a su atracción gravitatoria.
Debido a que estas nubes gaseosas son tan extensas y masivas, es común que éstas se fragmenten y formen conjuntamente una enorme cantidad de embriones de estrellas, también conocidas como protoestrellas.
El material básico que contienen las nubes gaseosas es hidrógeno molecular (H2), el cual en sus inicios no tiene una densidad demasiado alta; la protoestrella aumenta muy lentamente su temperatura, pero termina por calentarla lo suficiente para que su presión compense a su atracción gravitatoria. La protoestrella empieza a equilibrarse y se convierte en un núcleo que sigue aumentando masa establemente. Existen zonas del espacio, llamadas regiones HII, que se caracterizan por poseer gas ionizado a causa de estrellas recién gestándose en su nube de gas.
Algunos ejemplos de regiones HII, que son verdaderos “criaderos de estrellas”, los encontramos en conocidos objetos astronómicos como la Gran Nebulosa de Orión(M42), en donde se forman estrellas jóvenes rodeadas por discos de gas y polvo; otro caso es la nebulosa Trífida, en donde se forma una nueva generación de estrellas debido a la acción ionizante sobre el material molecular en el borde de la nebulosa; aunque el caso más famoso, probablemente, corresponde a la nebulosa del Águila, una región en donde existen altos pilares de gas y polvo (llamados comúnmente Pilares de la Creación), con estrellas jóvenes formándose a unos 7.000 años luz.
Debido a que estas nubes son paulatinamente evaporadas por la energía de estas estrellas, a estas zonas también se las conoce como Glóbulos Gaseosos en Evaporación (EGG, por sus siglas en inglés).
Formación de estrellas supermasivas
Como se ha mencionado el disco de acreción de una protoestrella facilita que ésta siga acumulando masa. En este disco pueden formarse también planetas, asteroides y otros cuerpos pequeños, si la metalicidad del ambiente estelar es lo suficientemente alta. Por metalidad se entiende la abundancia de elementos más pesados que el helio, y aquí cabe destacar que aquellas estrellas con menos proporción de metales pueden ser más masivas.
En este sentido, la formación de estrellas muy masivas es relativamente distinto al de aquellas con masas estándar. Las etapas de su formación son comparables a sus etapas de vida, ya que estrellas más masivas acaban más rápido su combustible, y por ende, viven menos tiempo.
El inicio de fusión nuclear es más anticipado, y su periodo de vida abarca sólo entre cientos decenas de millones de años, lo cual es mucho menor que en estrellas menos masivas, pero que consumen su combustible más lentamente.
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