Hola amantes del universo. Cuando miramos una estrella en el cielo cuesta imaginar que hubo un momento en el que todavía no existía. Sirio, Betelgeuse, Alfa Centauri y hasta nuestro propio Sol comenzaron siendo materia dispersa dentro de enormes regiones de gas y polvo. Mucho antes de alcanzar las temperaturas necesarias para producir energía mediante fusión nuclear, cada una atravesó un proceso de formación que pudo durar cientos de miles o millones de años. Entender cómo nacen las estrellas implica retroceder mucho antes de que exista ese punto brillante que finalmente vemos en el cielo.
La imagen simplificada suele reducir todo a una nube que se contrae hasta que finalmente “se enciende”. La idea general sirve como punto de partida, pero detrás de ella ocurre bastante más. La nube tiene que desarrollar regiones suficientemente densas, la gravedad debe imponerse sobre otros procesos que se oponen al colapso, el material comienza a calentarse mientras cae, aparece una protoestrella, se forma un disco a su alrededor y parte de la materia termina expulsada nuevamente hacia el espacio.
Incluso después de formada la protoestrella todavía falta mucho para que podamos hablar de una estrella como el Sol. El núcleo tiene que alcanzar condiciones extremas y comenzar a fusionar hidrógeno de manera estable. Recién entonces inicia la etapa más larga de su vida: la secuencia principal.
Todos esos puntos brillantes que vemos durante una noche despejada tuvieron alguna vez su propio nacimiento. Algunos comenzaron a formarse hace miles de millones de años y otros están naciendo ahora mismo dentro de las grandes nubes de nuestra galaxia.
Buena parte de las estrellas que se forman actualmente nacen dentro de enormes regiones conocidas como nubes moleculares. Están compuestas principalmente por hidrógeno molecular, además de helio, partículas de polvo y pequeñas cantidades de elementos más pesados producidos por generaciones anteriores de estrellas.
Estas nubes pueden extenderse durante decenas o incluso cientos de años luz y contener cantidades enormes de materia. Sin embargo, son extremadamente tenues si las comparamos con cualquier gas que podamos encontrar en la Tierra. Incluso sus regiones densas continúan siendo un vacío extraordinario según nuestras escalas cotidianas.
Hay una característica que resulta fundamental: son regiones muy frías. En muchas zonas sus temperaturas se encuentran apenas unas decenas de grados por encima del cero absoluto. Esto favorece la formación estelar porque la temperatura determina cuánto se mueven las partículas del gas y, por lo tanto, qué tan eficazmente puede la presión interna oponerse a la gravedad.
Una nube molecular tampoco permanece inmóvil. En su interior encontramos turbulencias, campos magnéticos, ondas, filamentos y regiones con diferentes densidades. Algunas partes pueden dispersarse mientras otras se comprimen, generando una estructura mucho más irregular de lo que sugeriría imaginar simplemente una enorme esfera de gas flotando en el espacio.
Para formar una estrella necesitamos que en algún lugar de la nube la gravedad consiga reunir una cantidad cada vez mayor de materia. Existen distintos mecanismos capaces de favorecer ese proceso y muchos pueden actuar al mismo tiempo.
Una supernova relativamente cercana, por ejemplo, puede lanzar una onda de choque que atraviese parte de una nube molecular y comprima su gas. Los vientos y la radiación de estrellas masivas también pueden modificar el medio interestelar, mientras que las colisiones entre nubes, el paso del material por determinadas regiones de una galaxia y las propias turbulencias internas generan continuamente zonas más densas.
Esto no significa que toda estrella necesite una supernova que provoque su nacimiento. En determinados lugares, las fluctuaciones de densidad presentes dentro de la propia nube pueden crecer hasta generar una región donde la gravedad comienza a imponerse.
Podemos imaginar allí uno de esos “grumos” de gas que suelo utilizar al explicar este proceso de manera sencilla. Si una región contiene algo más de materia que su entorno, también posee una mayor atracción gravitatoria. El gas cercano puede comenzar a desplazarse hacia ella, aumentando todavía más su densidad y reforzando progresivamente su capacidad para atraer materia.
Existe una forma física de estudiar cuándo una región puede volverse inestable frente a su propia gravedad: la inestabilidad de Jeans. Sin entrar todavía en las ecuaciones, la idea central es que la posibilidad de colapso depende de propiedades como la densidad, la temperatura y la cantidad de materia contenida en la región. Si la gravedad puede superar los mecanismos que sostienen al gas, el colapso gravitatorio comienza.
La temperatura vuelve a ser especialmente importante. Un gas caliente posee una presión térmica mayor y puede resistir mejor la compresión, mientras que un gas frío facilita que la gravedad reúna materia. Esta es una de las razones por las que las frías nubes moleculares funcionan como grandes reservorios para la formación de estrellas.
Una nube molecular gigantesca normalmente no colapsa como una única estructura destinada a producir una sola estrella. Las irregularidades que ya existen en su interior favorecen la formación de filamentos, condensaciones y núcleos densos que evolucionan de maneras diferentes.
Algunas regiones continúan fragmentándose durante el colapso. En lugar de obtener un único objeto central podemos terminar con decenas, cientos o miles de estrellas jóvenes, muchas de ellas formando parte de cúmulos estelares. También pueden originarse sistemas binarios o múltiples cuando dos o más concentraciones sobreviven y evolucionan gravitatoriamente unidas.
Las observaciones modernas de las nubes moleculares muestran justamente esa estructura filamentaria. Telescopios como Herschel revelaron redes de filamentos de gas frío donde las zonas más densas aparecen asociadas a numerosos sitios de formación estelar.
Esto ayuda a entender por qué hablar del “nacimiento de una estrella” puede resultar un poco engañoso si lo imaginamos como un acontecimiento completamente aislado. Las estrellas suelen compartir su lugar de nacimiento con muchas otras, aunque con el paso del tiempo las interacciones gravitatorias y el movimiento dentro de la galaxia puedan dispersarlas.
Todo este proceso podría parecer demasiado lejano hasta que buscamos la constelación de Orión. Debajo de las tres estrellas de su cinturón encontramos la conocida espada de Orión y, en ella, una pequeña mancha difusa que bajo un cielo suficientemente oscuro puede distinguirse incluso a simple vista.
Esa mancha es la Nebulosa de Orión, M42, situada aproximadamente a 1.300 años luz de nosotros. Con binoculares se vuelve mucho más evidente y con telescopios empieza a mostrar la enorme complejidad de una de las regiones de formación estelar más cercanas y estudiadas. NASA describe allí miles de estrellas jóvenes y múltiples etapas de formación conviviendo dentro de la misma región.
Hay algo que personalmente me parece maravilloso de Orión. Cuando miramos esa pequeña zona del cielo estamos observando con nuestros propios ojos un lugar donde hay estrellas jóvenes, protoestrellas, discos de material y condensaciones de gas en las que el proceso todavía continúa.
En 2026, el telescopio espacial James Webb mostró además una región de la nube molecular Orión A conocida como OMC-2. Dentro de una misma observación aparecen objetos extremadamente jóvenes, discos protoplanetarios y estrellas que ya se encuentran acercándose a la secuencia principal, una especie de fotografía familiar de distintas edades estelares reunidas en el mismo complejo molecular.
Una vez que un núcleo denso comienza a colapsar, la materia se desplaza progresivamente hacia su centro de masas. La densidad aumenta y la energía gravitatoria asociada a la caída del gas se transforma parcialmente en energía térmica, haciendo que las regiones centrales comiencen a calentarse.
Durante parte del proceso la nube puede desprenderse de parte de esa energía mediante radiación. Esto permite que continúe contrayéndose sin que el aumento de temperatura detenga inmediatamente el colapso. A medida que la densidad aumenta, sin embargo, el material se vuelve cada vez más opaco y la energía tiene mayores dificultades para escapar.
En el centro aparece entonces un objeto mucho más compacto y caliente: una protoestrella. Todavía recibe materia procedente de la envoltura que la rodea y todavía no obtiene la mayor parte de su energía de la fusión estable del hidrógeno. Su luminosidad durante estas etapas está vinculada en gran medida a la contracción gravitatoria y a la energía liberada por el material que continúa cayendo sobre ella.
La protoestrella, por lo tanto, ya puede ser un objeto caliente y luminoso sin ser todavía una estrella de secuencia principal. Esta distinción es importante porque entre el comienzo del colapso de una nube y el funcionamiento estable de un núcleo estelar existe toda una etapa de evolución previa.
El material de la nube original prácticamente nunca se encuentra perfectamente quieto. Existen movimientos, turbulencias y pequeñas rotaciones que al principio pueden parecer poco importantes, pero se vuelven decisivas cuando la región comienza a contraerse.
Aquí aparece la conservación del momento angular. Cuando una estructura que gira reduce su tamaño, su velocidad de rotación tiende a aumentar. El ejemplo típico de una patinadora acercando los brazos al cuerpo resulta útil siempre que recordemos que una nube molecular real es muchísimo más compleja y que estamos hablando de gas interactuando mediante gravedad, campos magnéticos y turbulencias.
Como consecuencia, buena parte del material no puede caer directamente hacia el centro. Comienza a orbitar y termina formando un disco alrededor de la protoestrella, mientras distintos mecanismos redistribuyen el momento angular y permiten que una parte del gas continúe avanzando hacia el objeto central.
Este disco de acreción alimenta el crecimiento de la protoestrella. La futura estrella todavía está ganando masa y su valor final dependerá, entre otras cosas, de cuánto material consiga incorporar antes de que la propia evolución del sistema disperse el gas disponible.
Una de las imágenes más espectaculares de las estrellas en formación aparece cuando observamos sus chorros bipolares. Al mismo tiempo que el material del disco cae hacia la protoestrella, una fracción puede terminar expulsada a velocidades enormes desde las regiones cercanas a sus polos.
Los campos magnéticos y la rotación del sistema participan en la formación de estos jets, que pueden extenderse enormes distancias a través de la nube circundante. Cuando los chorros impactan contra el gas interestelar producen ondas de choque que lo calientan y generan estructuras luminosas; algunos de estos objetos reciben el nombre de Herbig-Haro.
Estos flujos cumplen además una función en la evolución del sistema porque permiten transportar parte del momento angular hacia afuera. La formación estelar combina entonces movimientos en direcciones aparentemente opuestas: la gravedad conduce materia hacia el centro mientras otros procesos expulsan una fracción nuevamente al espacio.
Las observaciones infrarrojas de Webb permiten estudiar muchos de estos sistemas incluso cuando la protoestrella permanece escondida detrás de grandes cantidades de polvo. En determinadas regiones, de hecho, los chorros pueden revelar la presencia de una protoestrella que todavía resulta difícil observar directamente.
Aunque el objeto central siga aumentando su temperatura, todavía necesita alcanzar las condiciones necesarias para sostener la fusión nuclear del hidrógeno. Durante esta etapa previa a la secuencia principal continúa contrayéndose bajo su propia gravedad y modificando lentamente su estructura interna.
En estrellas de masa semejante o inferior a la del Sol encontramos durante esta fase objetos como las estrellas T Tauri, estrellas muy jóvenes que ya son visibles pero todavía se encuentran evolucionando hacia la secuencia principal. Suelen presentar una actividad intensa, variaciones de luminosidad y fuertes campos magnéticos, además de permanecer asociadas a discos y material proveniente de su formación.
El tiempo necesario para atravesar estas etapas depende fuertemente de la masa. Las estrellas masivas pueden alcanzar las condiciones necesarias para la fusión mucho más rápido que las pequeñas, mientras que una estrella de baja masa puede permanecer contrayéndose durante millones o incluso decenas de millones de años antes de instalarse definitivamente en la secuencia principal.
Durante todo ese tiempo la gravedad continúa realizando trabajo. La contracción mantiene caliente el interior y la temperatura central sigue aumentando hasta que la física dentro del núcleo cambia de manera decisiva.
Dentro del núcleo de una estrella en formación encontramos principalmente hidrógeno. Sus núcleos atómicos, los protones, tienen carga eléctrica positiva, por lo que se repelen mediante la interacción electromagnética. Para fusionarse necesitan aproximarse lo suficiente como para que la interacción nuclear fuerte pueda actuar.
Las enormes temperaturas del núcleo producen una población de partículas moviéndose a grandes velocidades, pero existe además una pieza fundamental de física cuántica. El efecto túnel permite que exista una probabilidad de atravesar la barrera energética que clásicamente dificultaría el acercamiento entre los protones, haciendo posible que las reacciones nucleares ocurran en las condiciones presentes dentro de las estrellas.
En una estrella como el Sol, la transformación de hidrógeno en helio ocurre principalmente mediante la cadena protón-protón. En estrellas suficientemente masivas, el ciclo CNO, en el que participan núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno, adquiere un papel dominante.
Una vez que la fusión del hidrógeno se vuelve estable en el núcleo, la energía generada permite establecer una estructura capaz de mantenerse durante períodos enormes. La gravedad continúa intentando comprimir la estrella, mientras los gradientes de presión de su interior sostienen las capas superiores. La estrella alcanza así el equilibrio hidrostático característico de esta etapa y entra en la secuencia principal.
Podemos decir entonces que ha nacido una estrella plenamente establecida.
Mientras la región central se convierte en estrella, el disco que la rodea continúa evolucionando. El gas, el polvo y los materiales presentes pueden formar un disco protoplanetario, dentro del cual comienzan procesos que eventualmente pueden producir planetas, lunas, asteroides y cometas.
Los pequeños granos de polvo pueden chocar y agruparse, formando estructuras progresivamente mayores. La transición desde partículas microscópicas hasta planetesimales y finalmente planetas constituye otra historia enorme de la astronomía, pero su comienzo está estrechamente unido a la formación de la propia estrella.
La Nebulosa de Orión vuelve a ofrecernos ejemplos reales. Hubble ha observado allí numerosos discos alrededor de estrellas jóvenes, conocidos como proplyds, algunos de los cuales tienen varias veces el diámetro de nuestro Sistema Solar.
Nuestro propio Sistema Solar pasó por una etapa semejante hace aproximadamente 4.600 millones de años. Una nube de gas y polvo colapsó, la mayor parte de su materia terminó concentrándose en el Sol y el material restante formó un disco a partir del cual surgieron los planetas y otros cuerpos del Sistema Solar.
La formación de estrellas y la formación de planetas están, por lo tanto, profundamente relacionadas. Cuando vemos un disco alrededor de una estrella joven también estamos observando la materia prima con la que podrían estar construyéndose nuevos mundos.
El proceso de colapso también puede producir objetos que nunca llegan a convertirse en estrellas de secuencia principal. Si la masa reunida es demasiado pequeña, el interior puede calentarse durante la contracción sin alcanzar las condiciones necesarias para mantener la fusión estable del hidrógeno.
El resultado es una enana marrón. Estos objetos se forman de una manera semejante a las estrellas, mediante el colapso gravitatorio de gas, pero se encuentran por debajo de la masa mínima necesaria para sostener la fusión del hidrógeno. El límite exacto depende de la composición, aunque suele situarse alrededor de un 8 % de la masa del Sol.
Algunas enanas marrones pueden fusionar deuterio durante una parte temprana de su evolución, pero no mantienen el proceso que define a una estrella común de secuencia principal. Con el tiempo continúan enfriándose y perdiendo luminosidad.
Su existencia demuestra que el colapso de una nube no garantiza automáticamente el nacimiento de una estrella. La cantidad de materia disponible termina siendo uno de los factores que determina qué clase de objeto surgirá.
Hasta ahora resulta relativamente cómodo imaginar el nacimiento de una estrella parecida al Sol, pero la situación se vuelve más extrema a medida que aumenta la masa. Una protoestrella masiva acumula materia con enorme rapidez y al mismo tiempo se vuelve extraordinariamente luminosa, calentando e ionizando el gas que intenta seguir cayendo sobre ella.
La presión de radiación y la propia realimentación de la estrella comienzan entonces a combatir la acreción. Esto llevó durante años a preguntarse cómo podía la naturaleza construir estrellas de masas enormes sin que su propia radiación terminara expulsando todo el material antes de tiempo.
Aquí aparece con frecuencia el límite de Eddington, que relaciona la gravedad de un objeto con la fuerza ejercida por su radiación sobre el material circundante. Es una pieza importante para entender las estrellas muy luminosas, pero conviene evitar interpretarlo como una frontera sencilla que diga que ninguna estrella puede formarse por encima de una determinada cantidad fija de masas solares.
La propia naturaleza nos obliga a ser cautos. En el cúmulo R136 existen varias estrellas con más de cien masas solares y las estimaciones para R136a1 han llegado muy por encima del antiguo límite superior de unas 150 masas solares que se consideraba plausible para las estrellas.
La geometría del disco, los chorros, los campos magnéticos, la composición química, las fusiones estelares y la forma en la que la radiación escapa del sistema pueden modificar profundamente el problema. Todavía existen preguntas abiertas sobre cuál es realmente la masa máxima que puede alcanzar una estrella y bajo qué condiciones puede formarse.
Hay una variante de esta pregunta que personalmente me genera todavía más curiosidad: ¿qué ocurrió cuando el universo tuvo que formar estrellas por primera vez?
Las estrellas actuales nacen dentro de nubes que contienen elementos pesados y polvo procedentes de generaciones estelares anteriores. Las primeras estrellas no tuvieron ese privilegio porque todavía no existían generaciones anteriores capaces de fabricar esos elementos.
Después del Big Bang, el universo estaba compuesto principalmente por hidrógeno y helio, con cantidades muy pequeñas de litio. Las primeras estrellas, conocidas como estrellas de Población III, tuvieron que formarse a partir de ese material primordial. Hasta el momento no hemos identificado de forma definitiva ninguna estrella de Población III, de manera que buena parte de lo que sabemos sobre ellas procede de modelos y simulaciones.
La diferencia química cambia considerablemente la física del problema. Elementos más pesados y partículas de polvo ayudan al gas de las nubes actuales a liberar energía y enfriarse, facilitando su fragmentación en estructuras pequeñas. El gas primordial carecía de esos mecanismos de enfriamiento eficientes; el hidrógeno molecular podía contribuir, pero las condiciones eran distintas de las que encontramos en las nubes moleculares modernas.
Por esa razón, durante mucho tiempo los modelos favorecieron la formación de estrellas primordiales extraordinariamente masivas. Los cálculos actuales siguen considerando probable que muchas de ellas fueran mucho más masivas que el Sol, posiblemente desde decenas hasta cientos de masas solares, aunque la distribución real de masas continúa siendo una cuestión abierta. NASA resume bastante bien el estado actual del problema: sabemos razonablemente de qué estaban hechas, pero todavía existe mucha incertidumbre sobre cuán grandes fueron realmente.
Esas primeras estrellas tuvieron consecuencias descomunales. Fabricaron algunos de los primeros elementos pesados, modificaron el gas que las rodeaba mediante su radiación y, cuando murieron, algunas pudieron dejar agujeros negros que participaron en la evolución posterior de las primeras galaxias. Entender exactamente cómo consiguieron formarse es una de esas preguntas en las que la física de las estrellas termina mezclándose con la historia completa del universo.
Y todavía estamos intentando reconstruir esa historia.
Una estrella comienza mucho antes de que su núcleo empiece a brillar gracias a la fusión. Su historia arranca en regiones frías y oscuras de una nube, donde pequeñas diferencias de densidad pueden terminar creciendo bajo la acción de la gravedad. El material colapsa, se fragmenta, gira, forma discos, alimenta una protoestrella y expulsa parte de sí mismo mediante poderosos chorros antes de alcanzar finalmente las condiciones necesarias para entrar en la secuencia principal.
Alrededor de muchas de esas estrellas queda además un disco del que pueden surgir planetas. Nuestro Sol y cada uno de los mundos que lo acompañan son el resultado de un proceso semejante ocurrido hace unos 4.600 millones de años.
Quizás por eso me gusta pensar en las estrellas como algo bastante menos estático de lo que aparentan desde acá abajo. Miramos el cielo y vemos puntos que parecen inmutables, pero cada uno pertenece a una historia que tuvo un comienzo, tendrá una evolución y finalmente llegará a un final.
Todas las estrellas tienen un ciclo de vida. Incluso aquellas que esta noche parecen haber estado ahí desde siempre.
¿Cómo nacen las estrellas?
Las estrellas nacen cuando regiones densas de grandes nubes de gas y polvo comienzan a colapsar por efecto de su propia gravedad. El material se concentra, se calienta y forma una protoestrella que continúa acumulando masa hasta que su núcleo alcanza las condiciones necesarias para sostener la fusión del hidrógeno.
¿Dónde nacen las estrellas?
La mayoría de las estrellas actuales se forman dentro de nubes moleculares frías compuestas principalmente por hidrógeno molecular, además de helio, polvo y otros elementos. Algunas de estas regiones pueden producir cientos o miles de estrellas.
¿Qué es una protoestrella?
Una protoestrella es un objeto estelar joven que se forma durante el colapso de una nube de gas. Ya posee una región central caliente y densa y puede emitir una cantidad considerable de energía, pero todavía no sostiene de manera estable la fusión del hidrógeno característica de una estrella de secuencia principal.
¿Cuánto tarda en formarse una estrella?
El tiempo depende principalmente de su masa y de las condiciones de la nube donde se forma. Las estrellas masivas evolucionan muy rápidamente, mientras que objetos de menor masa pueden necesitar millones o decenas de millones de años para alcanzar la secuencia principal.
¿Cuándo se considera que ha nacido una estrella?
Una estrella entra plenamente en su etapa de secuencia principal cuando la fusión del hidrógeno se sostiene de manera estable en su núcleo y su estructura alcanza un equilibrio entre la gravedad que intenta comprimirla y la presión interna que sostiene sus capas.
¿Por qué se forma un disco alrededor de una estrella joven?
El material de una nube molecular posee movimiento y momento angular. Cuando la nube colapsa, esa rotación se vuelve cada vez más importante y parte del gas y del polvo termina formando un disco alrededor de la protoestrella.
¿Los planetas se forman al mismo tiempo que las estrellas?
Los sistemas planetarios comienzan a desarrollarse durante las primeras etapas de vida de una estrella. El gas y el polvo que quedan en el disco protoplanetario pueden agruparse progresivamente hasta producir planetesimales y, eventualmente, planetas.
¿Qué pasa si una protoestrella no reúne suficiente masa?
Si el objeto no alcanza la masa necesaria para sostener la fusión del hidrógeno, puede convertirse en una enana marrón. Estas estructuras comparten parte del proceso de formación de las estrellas, pero nunca llegan a convertirse en estrellas normales de secuencia principal.
