9. Formación estelar masiva

En donde una estrella masiva se forma

Estrellas en proceso

En el último artículo os mostré cómo convertir una nube molecular gigante en unas cuantas protoestrellas adorables, y ahora es el momento de aprender cómo convertir una de ellas en una estrella perfecta.

Bien, es fundamental que vuestra protoestrella se haya enfriado, entre los -265 y los -262 grados Celsius (eso es entre los 8 y los 11 Kelvin para vosotros, fans de la escala de temperatura absoluta). Mientras la mantengas transparente, la radiación escapará del centro y la temperatura se mantendrá estable. Recordad que no conseguiréis una estrella perfecta si se calienta irregularmente durante la formación, así que no dejéis de lado ninguno de estos detalles. Tras unos pocos miles de años, las regiones centrales deberían volverse densas y empezar a colapsar más rápido que el resto. La densidad y la temperatura deberían incrementarse hasta que las regiones centrales alcancen una temperatura de unos 1730 grados Celsius, punto en el que las moléculas de hidrógeno (H₂) comienzan a romperse en átomos de hidrógeno, estimulando más el colapso hasta que la temperatura en el núcleo alcanza unos 30 000 grados Celsius. Este aumento en la temperatura del núcleo debería ocurrir a lo largo de un periodo de unos pocos cientos de miles de años (recordad no apresurar las cosas) y la temperatura en la superficie aumentará desde unos -170 grados Celsius hasta unos muy satisfactorios 2730 grados Celsius.

En este punto, el tiempo requerido para el siguiente paso depende en gran medida de la masa final que queráis que tenga vuestra estrella. Como insisto en ofrecer lo mejor de lo mejor a mis invitados, normalmente preparo una estrella masiva de unas 15 masas solares. Y dado que no se tarda mucho en hacer ese tipo de estrellas, puedo crear muchas más. Mientras que una estrella con una masa como la del Sol suele llevar unos 40 millones de años hasta completar su fase de protoestrella, una estrella de 15 masas solares necesita sólo 60 000 años. Por otro lado, la estrella más masiva vivirá sólo 10 millones de años en lugar de 10 000 millones de años, aunque eso puede ser una ventaja puesto que disfruto redecorando con bastante frecuencia. Además, la estrella más masiva es más luminosa (unas 21 000 veces más), más caliente (con una temperatura superficial de 35 000 grados Celsius en lugar de los 6 000), y tiene un diámetro mayor (un factor 10). De todas maneras, dado que las estrellas menos masivas son frías, resultan ser rojas, así que de vez en cuando hago un número de estrellas de baja masa por añadir un poco de variedad en el color. Recordad, los cúmulos de estrellas que hagáis pueden ser elaborados, elegantes y con bastante sustancia al mismo tiempo. No olvidéis que la masa final de cada estrella dependerá de alguna forma del medio en que se encuentre inmersa la protoestrella; aseguraos de preparar la región con tiempo suficiente para que no haya errores.

Muy bien, ya sólo nos queda ir terminando. Faltan apenas unos detalles más. En las últimas etapas, la temperatura del núcleo aumenta hasta unas pocas decenas de miles de grados Celsius, el hidrógeno se ioniza, y entonces la estrella se contrae hasta alcanzar su radio final. Una vez que la temperatura del núcleo es suficientemente alta (cientos de miles de grados Celsius), la fusión nuclear da comienzo, y nace una nueva estrella. Recordad que a lo largo de todo este proceso la organización es de capital importancia. Aseguraos de que vuestros ingredientes están listos cuando los necesitéis; saber cuándo y dónde se debe añadir más material es absolutamente esencial para hacer una estrella perfecta. Por ejemplo, si la estrella rota demasiado rápido, podría terminar con una superficie activa, y eso no dejará una buena presentación. Y con las estrellas, como con tantas otras cosas, ¡la presentación lo es todo!


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Disclaimer: This is a free-online translation from the book by Eric Schulman, "A Briefer History of Time" (1999-2004). No copyright infringement is intended.