Formación de estrellas

Formación de estrellas

La formación de una estrella comienza con inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad —muchas veces desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes moleculares o por la colisión de galaxias (como en una galaxia con brote estelar)—.61​62​ Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia para satisfacer los criterios de la inestabilidad de Jeans, comienza a colapsarse bajo su propia fuerza gravitatoria

A medida que colapsa la nube, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman "Glóbulo de Bok". Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio hidrostático, se forma un proto estrella en el núcleo.

Generalmente, estas estrellas de la secuencia pre-principal están rodeadas por un disco protoplanetario y están accionadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. El período de la contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años.

Las estrellas tempranas de menos de 2 M☉ se llaman estrellas T Tauri, mientras que aquellas con mayor masa son las estrellas Herbig Ae/Be. Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro.65​66​ Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la cual se formó la estrella. ​

Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura.

Se observa que la mayoría de las estrellas son miembros de sistemas estelares binarios, y las propiedades de esos binarios son el resultado de las condiciones en las que se formaron.

Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella.  La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Estas interacciones tienden a dividir más a los binarios separados (suaves), mientras también causa que los binarios duros pasen a estar vinculados más estrechamente. Esto produce la separación de los binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.