Otro mecanismo detonante del proceso consiste en la explosión de una SN cerca de una región de este tipo, explosión que genera un potente frente de choque que comprime el gas y por tanto posibilita la formación estelar.

A medida que se produce el colapso, la temperatura en el centro de la nube va aumentando como consecuencia del aumento de presión. Tenemos lo que se llama una protoestrella: una masa de hidrógeno con un tamaño de unas 100 veces el radio de nuestro Sol, que genera más y más calor, detectable en la zona infrarroja del espectro y que se prepara para convertirse en una estrella. Esta protoestrella es aún bastante fría, en realidad: su temperatura superficial es de unos 3.000 K, pero emite 700 veces más energía por segundo que el Sol.

Las cosas ocurren ahora bastante deprisa: en unos 1.000 años más la protoestrella se ha contraído hasta convertirse en una esfera con un radio igual a 60 veces el del Sol, y 500 veces más luminosa. La cuestión es que a medida que la densidad y la temperatura del centro de la nube va aumentando, se hace más probable que se inicien reacciones de fusión que produzcan energía.

Las reacciones de fusión nuclear son la base energética de cualquier estrella que se precie. Las enanas blancas, las estrellas de neutrones y los agujeros negros son cadáveres estelares. En principio, ya no se producen en ellos reacciones de fusión. ¿En qué consiste una reacción de fusión nuclear? Pues en la unión de dos núcleos atómicos para dar otro con más masa, produciéndose energía en el proceso.

Podemos hacernos otra pregunta: ¿La energía necesaria para qué? Bien, una estrella usa parte de la energía que genera para apuntalar su estructura. Esa energía incrementa la presión del gas que forma la estrella, que intenta expandirse... pero la gravedad sigue empujando el gas hacia dentro, comprimiéndolo en el menor espacio posible. Desde su nacimiento y durante toda su vida, la estrella se mantiene en un equilibrio dinámico como éste: fusionar elementos obtener energía que impida el colapso gravitatorio de su masa.

Volvamos a nuestra nube de hidrógeno. A medida que se calienta, por efecto de la compresión gravitatoria, se hace más probable que los núcleos se fusionen. Ese proceso no está en principio permitido, porque los núcleos, al tener carga positiva, se repelen: cargas de distinto signo se atraen, cargas del mismo signo se repelen. Sin embargo, el físico G. Gamow descubrió que mediante el efecto túnel, es posible que la fusión tenga lugar a temperaturas no muy elevadas (aunque hablamos de 500.000 ºC...). A esas temperaturas, los átomos están ionizados y han perdido los electrones. De hecho, en la mayor parte de las reacciones de fusión los electrones no juegan un papel perceptible. La nube es una sopa de núcleos atómicos y electrones llamada plasma. El mundo submicroscópico, el mundo cuántico, se rige por probabilidades. Los átomos son aficionados al juego de dados, y puede que en un momento dado dos átomos saquen un número lo bastante alto como para superar su repulsión mutua, abrir un 'túnel' por debajo de las fuerzas de repulsión electrostáticas, y fusionarse. Ese proceso libera una gran cantidad de energía según la conocida ecuación de Einstein, E = mc².

En las reacciones que veremos ahora, ¹H representa el protio, el isótopo más abundante del hidrógeno; ²H el deuterio, un isótopo del hidrógeno con número másico 2; ³He y ⁴He representan dos isótopos del helio, el helio 3 y el helio 4; n un neutrino, una partícula sin carga, con una masa mínima y casi indetectable, y g representa un fotón, una partícula que se mueve a la velocidad de la luz y que es de alguna manera la energía generada en la reacción. Durante un millón de años de lenta contracción, la protoestrella se va calentando lo suficiente para que se inicie la fusión del deuterio, una de las reacciones más simples: sólo necesita 500.000 ºC. Con esa reacción, la protoestrella empieza a generar energía que le sirve para luchar contra la contracción gravitatoria, siguiendo la siguiente ecuación:

²H +  ¹H   ³He +  g      (ec. 1)

Si la fusión de deuterio se da a una temperatura baja, será la primera reacción de fusión termonuclear posible. Digamos que el deuterio es la cerilla con la que se enciende la nube de hidrógeno. La energía que se genera calienta más la protoestrella y ayuda a detener ligeramente la contracción gravitatoria. Cuando la temperatura sube hasta los 3.000.000 ºC puede iniciarse otra reacción de fusión, la del litio, un metal muy ligero con tres protones y cuatro neutrones en el núcleo. Esta es la reacción:

⁷Li +  ¹H   ⁴He +  ⁴He +  g      (ec. 2)

Esta reacción también genera energía. La protoestrella se va calentando progresivamente, fusionando también berilio y boro en helio, y ese calor empuja al gas de la nube contra la gravedad. Durante ese tiempo la protoestrella va contrayéndose más y más, y haciendose menos luminosa. Después de otros 20 ó 30 millones de años, llega el momento esperado: nuestra estrella recién nacida tiene una temperatura en el núcleo de 10.000.000 ºC, temperatura suficiente para que se inicie la cadena protón-protón, la fusión de hidrógeno que constituye la principal fuente energética de una estrella en la secuencia principal. Pero el hidrógeno de número másico 2, el deuterio, sino el de número másico 1, el más abundante y que constituía la mayor parte de la masa de nuestra nube inicial: protio.

Cuando nuestra joven estrella fusiona hidrógeno de forma estable entra en la secuencia principal. Las estrellas T Tauri, por ejemplo, son estrellas variables que ya fusionan el hidrógeno, pero que no han alcanzado aún una estabilidad entre la presión gravitatoria y la energética. La secuencia principal es la senda vital de la mayoría de las estrellas conocidas. Se inicia el día en que pasan de protoestrellas a estrellas, y termina el día en que agotan su combustible de fusión.

Según su composición, las estrellas pueden clasificarse como de población I o de población II. En realidad, las estrellas de población II son estrellas de 1ª generación. Han nacido a partir de los constituyentes básicos del Universo, hidrógeno y un poco de helio. No tienen más elementos en su composición. Las estrellas de población I, como nuestro Sol, han nacido a partir de los restos de otras estrellas, e incorporan en su composición otros elementos, como el sodio, el carbono o el nitrógeno.

La estrella que hemos visto nacer es como nuestro Sol, de 2ª generación, es decir, de población I, dado que incorpora pequeñas cantidades de metal en su composición. Una estrella como ésta nace usualmente de una nube con un 71% de hidrógeno y un 3 ó 4% de elementos pesados, que incluyen litio, berilio, carbono y nitrógeno. Si queremos seguir el nacimiento de una estrella de 1ª generación, de población II, basta con imaginarnos una nube compuesta de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio y eliminar el litio, el berilio, boro y demás elementos pesados de su composición, reduciéndolos a trazas. Las estrellas más viejas nacieron de una semilla así.

(gracias a: Jacobo Cruces < Esta dirección de correo electrónico está protegida contra los robots de spam, necesita tener Javascript activado para poder verla >, Carlos Montes < Esta dirección de correo electrónico está protegida contra los robots de spam, necesita tener Javascript activado para poder verla >, Víctor R. Ruiz < Esta dirección de correo electrónico está protegida contra los robots de spam, necesita tener Javascript activado para poder verla > y Cristóbal Pérez-Castejón < Esta dirección de correo electrónico está protegida contra los robots de spam, necesita tener Javascript activado para poder verla >)

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