III. GESTACI�N
COLINDANDO con el c�rculo polar �rtico, a mitad de camino entre Europa y Am�rica, se extiende Islandia. Debido a su extrema posici�n geogr�fica, el Sol nunca pasa por el cenit en esta isla, y todos los d�as del a�o hace su curso inclinado hacia el sur, direcci�n en la cual tambi�n se concentran las estrellas. Estas circunstancias quedaron plasmadas en los mitos de los vikingos, que colonizaron Islandia hace unos 1 200 a�os. Para ellos, en un principio s�lo exist�an dos regiones: el g�lido mundo de las sombras al norte, y hacia el sur, por donde se pasea el Sol, la tierra del fuego. Del contacto entre estas dos regiones surgi� el primer ser, el gigante Ymir. Con sus despojos, tres de sus descendientes —Odin, Vili y Ve— crearon el mundo tal como lo conocemos. Sobre cuatro grandes pilares levantaron su cr�neo y con �l se hizo la b�veda celeste. En ella se incrustan las estrellas, que son las chispas que vuelan de la tierra del fuego situada hacia el sur. Notablemente menos dram�tica, e infinitamente m�s convincente, es la explicaci�n actualmente aceptada sobre la gestaci�n de las estrellas, que coincide en t�rminos generales con la hip�tesis que Kant y Laplace plantearon hace cerca de doscientos a�os: las estrellas se forman a partir de una nube de gas en contracci�n debido a la fuerza de gravedad. Este cap�tulo est� dedicado a explorar el complicado problema de la formaci�n de las estrellas en t�rminos de la hip�tesis anterior. Como se ver�, aunque �sta es conceptualmente sencilla, plantea algunas cuestiones que tardaron en resolverse, y otras que a�n hoy son problem�ticas. En primer lugar, pasaron varios a�os antes de que se pudiera encontrar el gas que se contrae para convertirse en una estrella. En segundo lugar, la gravedad no act�a aisladamente, y hay otras fuerzas que se resisten a ella. El papel que desempe�an tales fuerzas es todav�a objeto de investigaci�n. Finalmente, las pruebas observacionales sobre las que se apoya la hip�tesis de la contracci�n gravitacional son a�n insuficientes e incluso ambiguas. Aqu� presentaremos estos tres problemas, empezando por el descubrimiento del material y las regiones en donde ocurre la formaci�n estelar.
�Existe alg�n material entre las estrellas? Esta pregunta es ciertamente extra�a, pues al volver la vista hacia arriba son las estrellas las que capturan nuestra atenci�n, no el negro tel�n que las envuelve. No sorprende entonces que esta cuesti�n no interesara mayormente a los astr�nomos sino hasta principios de este siglo, una vez que la posibilidad de que hubiera algo se hizo manifiesta. Se hab�a reconocido la existencia de brillantes velos asociados a conglomerados estelares desde 1610. En ese a�o, Galileo le prest� uno de sus telescopios a un amigo, quien lo apunto hacia lo que parec�a ser la estrella central de la espada de Ori�n, y encontr� que �sta era en realidad un conjunto de cuatro estrellas, llamado el Trapecio de Ori�n, rodeado por un espectacular velo, la nebulosa de Ori�n (Figura 16). A lo largo de los siguientes doscientos a�os se descubrieron cientos de estos velos, pero no fue sino hasta que se desarroll� la espectroscop�a cuando se determin� su naturaleza. En 1864, William Huggins encontr� una l�nea de emisi�n en uno de ellos. Esta l�nea es similar a las que produce una l�mpara de gas incandescente. La analog�a lo llev� a concluir que al menos algunos de estos velos son nebulosas compuestas de gas. El resultado fue importante, pues demostr� que el Universo no s�lo est� poblado de estrellas. Un cl�rigo escoc�s llamado Thomas Dick, hab�a escrito en 1840 que "esa materia luminosa [...] es el material del que nuevos soles y mundos se forman". Sin embargo, la cantidad de gas que contienen las nebulosas, as� como las condiciones f�sicas del mismo, no son ni con mucho suficientes para que de �l se formen estrellas, pues gran parte es el residuo que qued� tras haberse formado las estrellas calientes embebidas en la nebulosa, las que la iluminan le dan su magn�fica apariencia. Se hab�a descubierto gas en el Universo, pero faltaba ver si hab�a suficiente, y en condiciones adecuadas, para hacer nuevas estrellas.
Figura 16. Nebulosa de Ori�n (D. Malin y P. Murdin, telescopio anglo-australiano).
Algunos astr�nomos del siglo pasado preve�an la posibilidad de que hubiera
grandes cantidades de gas fuera de las nebulosas, en el vasto espacio que separa
las estrellas. Friedrich Struve, fundador de una notable familia de astr�nomos,
y el padre Angelo Secchi, que pensaba en "nebulosas obscuras que vagan por la
inmensidad del Universo" fueron dos de los m�s notables. Pero la primera evidencia
clara de la existencia de gas interestelar fue presentada hasta 1904, cuando
Johanes Hartmann, entonces astr�nomo en Postdam, obtuvo el espectro del sistema
binario d Ori�n. Debido al movimiento de rotaci�n
del sistema, las l�neas de absorci�n provenientes del mismo se desplazan alternadamente
al rojo y al azul, una consecuencia del fen�meno conocido como efecto Doppler.
El ejemplo m�s socorrido de este efecto es el cambio de tono que ocurre cuando
una sirena, como la de una ambulancia, se mueve con respecto a nosotros (Figura
17). El sonido es agudo cuando se acerca, ya que aumenta la frecuencia, y se
torna grave al alejarse, puesto que �sta disminuye. Del mismo modo aumenta la
frecuencia de las ondas luminosas emitidas por una estrella que se mueve hacia
nosotros, y el espectro estelar, incluidas las l�neas de absorci�n, se corre
hacia el azul. Si la estrella se aleja, el espectro se desplaza hacia el rojo.
En el sistema observado por Hartmann, las l�neas de absorci�n se corren al rojo
cuando la estrella que las produce se aleja, y hacia el azul cuando se acerca.
La mayor parte de las l�neas presentan este efecto. Pero not� que un par de
ellas, debidas al calcio ionizado, se manten�an fijas, por lo que dedujo que
el material que las produc�a no participaba en el movimiento del sistema. Hartmann
concluy� que este material es un medio gaseoso, ionizado y relativamente caliente,
situado entre d Ori�n y nosotros. La densidad
de este medio interestelar es muy baja; una caja de cerillos llena de aire,
contiene tanta masa como un cubo de 100 kil�metros por lado lleno de gas interestelar.
Pero como la escala de distancias en nuestra galaxia es tan inmensa, la cantidad
de gas contenida en ella es enorme. De hecho, es suficiente como para producir
un enorme n�mero de estrellas, pero es tan tenue y caliente que parece imposible
que en �l se inicie la contracci�n gravitacional.
Figura 17. Efecto Doppler. Cuando la fuente luminosa, en este caso un foco, se acerca al observador (arriba), las ondas se comprimen y la luz se corre al azul. Al alejarse (abajo), las ondas que emite se dilatan y la luz se enrojece.
Este descubrimiento tuvo poco impacto en su �poca. La importancia del medio interestelar fue reevaluada a ra�z de un problema con el que no guardaba ninguna relaci�n aparente. Hacia 1930 se hab�a determinado el di�metro de numerosas galaxias, y en todos los casos se encontr� que �ste era considerablemente m�s peque�o que el calculado para la nuestra. Parec�a renacer la posibilidad de que el ser humano habitara en un sitio de caracter�sticas excepcionales en comparaci�n con el resto del Universo, situaci�n dif�cil de aceptar dentro del marco de la ciencia. El di�metro de la V�a L�ctea hab�a sido calculado por el astr�nomo estadunidense Harlow Shapley utilizando la distribuci�n espacial de los c�mulos globulares, enjambres de cientos de miles de estrellas. Shapley supuso correctamente que los c�mulos globulares est�n distribuidos sim�tricamente en la galaxia, y determin� su tama�o usando las distancias a las que se cre�a que estaban los c�mulos. Estas hab�an sido calculadas mediante la ley del cuadrado inverso (ver cap�tulo II), suponiendo que el medio interestelar es transparente, es decir, pr�cticamente vac�o. Bajo esta hip�tesis, el brillo s�lo se aten�a por efecto de la distancia. Pero si el medio no es transparente, el brillo tambi�n disminuye debido a la absorci�n de la luz, de modo que un objeto lejano cuya luz no es absorbida, conserva su brillo si lo colocamos a una distancia menor en un medio en el que la luz es atenuada. En un trabajo publicado en 1930, Robert Trumpler, del Observatorio de Lick en California, demostr� que el material interestelar absorbe fuertemente la luz y, por lo tanto, que la distancia a los c�mulos globulares, y en consecuencia el tama�o de nuestra galaxia, eran menores de lo que se hab�a pensado. Con esta nueva consideraci�n, se hall� que el di�metro de la V�a L�ctea es similar al de otras galaxias, restituy�ndose as� el principio cient�fico de que la humanidad no ocupa una posici�n de excepci�n en el Universo.
El trabajo de Trumpler revitaliz� la investigaci�n sobre las propiedades del medio interestelar, no s�lo por resaltar su importancia, sino porque adem�s revel� la presencia de polvo en este medio. Las propiedades del polvo interestelar no son del todo distintas a las del molesto polvo casero; por ejemplo, dispersa m�s eficientemente la luz azul que la roja, raz�n por la cual el Sol se ve rojizo de ma�ana y al atardecer. Al dispersar preferentemente el color azul, el polvo interestelar hace que veamos las estrellas m�s rojas (o menos azules) de lo que en realidad son. El descubrimiento del polvo sugiri�, adem�s, que el medio interestelar dista de ser uniforme, que tiene estructura y diversas componentes.
El desarrollo de nuevas tecnolog�as ha sido fundamental para precisar las propiedades del medio interestelar. Particularmente valiosa para la astronom�a ha sido la labor de los laboratorios Bell, fundados por Alexander Graham Bell, inventor del tel�fono. Estos laboratorios se han concentrado en diversos aspectos de la telecomunicaci�n, entre ellos los relacionados con ondas de radio. En 1931, uno de sus empleados, Karl Jansky, trabajaba en la localizaci�n de las fuentes de est�tica o ruido de fondo en las comunicaciones a trav�s de ondas de radio. Construy� una antena que recordaba en su forma el ala de un viejo avi�n, y con ella pudo encontrar varias fuentes de ruido asociadas a la actividad atmosf�rica terrestre. Su gran hallazgo fue darse cuenta de que la fuente que produc�a un ruido d�bil y uniforme era una regi�n de la V�a L�ctea situada en la constelaci�n de Sagitario, el centro de nuestra galaxia. Con su antena, Jansky fue el primero en "ver" el Universo en ondas de radio, hecho que caus� gran sensaci�n. Pero, en esencia, abri� el mundo de la astronom�a m�s all� de lo que ven nuestros ojos, demostrando que el Universo puede ser inspeccionado mediante la luz no visible, como el radio, puesto que es una rica fuente de radiaci�n en todas las frecuencias (rayos g, rayos X, ultravioleta, �ptico, infrarojo y radio).
A pesar de su importancia y del gran impacto que tuvo en la opini�n p�blica, las consecuencias del trabajo de Jansky tardaron en ser apreciadas por los astr�nomos. Antes de que las antenas de radio, o radiotelescopios, fueran una herramienta com�n de la astronom�a, Hendrich van Hulst predijo en 1944, desde su nativa Holanda ocupada por los nazis, que el medio interestelar pod�a ser una poderosa fuente de radio. Previ� que la radiaci�n producida por una l�nea del hidr�geno neutro o at�mico, cuya longitud de onda es de 21 cent�metros, es particularmente intensa. Siete a�os despu�s, en un clima pol�tico menos agitado, se llev� a cabo el experimento que confirm� su predicci�n. Una fracci�n de este medio neutro permea todo el espacio, y tiene una densidad comparable a la del gas en donde se encontr� calcio ionizado. Pero la mayor parte del hidr�geno at�mico se haya a una densidad al menos veinte veces superior, y reside en nubes fr�as (a unos 200 grados cent�grados bajo cero) que, parafraseando a Secchi, "vagan por la inmensidad del Universo".
El descubrimiento de estas nubes relativamente densas no caus� sorpresa. Desde
fines del siglo XVIII se hab�an encontrado regiones en el cielo en donde, repentinamente
dejan de verse estrellas (Figura 18). Para Herschel, estos "hoyos estelares"
eran "grandes cavidades [producidas] por la aglomeraci�n de estrellas en direcci�n
de los grandes centros que las atraen". Esta opini�n perdur� entre algunos astr�nomos
hasta principios de este siglo, principalmente en la voz del brillante astr�nomo
amateur Edward Barnard, el descubridor de la famosa estrella alrededor de la
que parecen girar dos planetas. En cierta ocasi�n envi� un art�culo a la revista
Knowledge, y el editor, Andrew Raynard, decidi� contestar las opiniones
de Barnard en un editorial en el que afirmaba que: "Las probabilidades en contra
de tal arreglo [los hoyos estelares] con respecto a la posici�n de la Tierra
[...] demuestran conclusivamente que los espacios son regiones de material absorbente."
Raynard, y Secchi antes de �l, ten�an raz�n: los "hoyos estelares" son producidos
por grandes nubes, incluso mayores que las de hidr�geno at�mico, que bloquean
la luz de todas las estrellas situadas tras ellas. Su densidad es al menos mil
veces mayor que la de las nubes de hidr�geno at�mico, y su temperatura unas
tres veces menor. Est�n formadas por una gran cantidad de polvo, pero sobre
todo por �tomos de hidr�geno, ya no independientes, sino agrupados, formando
una mol�cula. Por esta raz�n se les llama nubes moleculares. En 1937 se identific�
la primera mol�cula interestelar, el CH, mediante espectroscop�a �ptica. Pero
fue con la radioastronom�a como se pudo percibir la gran diversidad del mundo
molecular en el espacio interestelar. Hasta 1981 se hab�an identificado alrededor
de 50 especies moleculares, algunas tan sencillas como el hidr�xilo (OH), el
cian�geno (CN), y el mon�xido de carbono (CO), y otras de estructura sumamente
compleja: amoniaco, alcoholes como el etanol y el metanol, y aldeh�dos compuestos
de hasta 10 �tomos, cuya estructura es similar a la del responsable de los efectos
del pulque.
Figura 18. Regiones del firmamento en donde disminuye notablemente el n�mero de estrellas que podemos contar debido a la presencia de grandes nubes opacas de gas y polvo (B. Bok. 1978. Publications of the American Society of the Pacific, vol. 90, p�g. 489).
A primera vista causa cierta sorpresa encontrarse con tantas mol�culas, pues el medio interestelar es extraordinariamente hostil a su formaci�n debido a que una cantidad enorme de rayos c�smicos y de radiaci�n de gran energ�a lo atraviesa continuamente. Parece dif�cil que en el interior de las nubes moleculares haya podido fluctificar la maravillosa variedad de este zool�gico molecular, puesto que si bien son muy densas en el contexto del medio interestelar, son excepcionalmente tenues en relaci�n con el mejor "vac�o" que podamos obtener con la m�s potente bomba industrial. Como tantas otras cosas en astronom�a, la respuesta est� en las dimensiones involucradas; el tama�o de las nubes moleculares es entre 3 y 300 a�os luz, de modo que la radiaci�n y los rayos c�smicos que pululan en el medio que las rodea son absorbidos en las capas externas de la nube, protegiendo el crisol interno en donde pausadamente se realizan las reacciones qu�micas que producen las mol�culas. Por lo mismo, la masa de las nubes moleculares es entre diez y un mill�n de veces la del Sol. Suficiente como para formar un gran n�mero de estrellas, y aun dejar suficiente material para la formaci�n de nebulosas brillantes. M�s a�n, su densidad y temperatura son adecuadas (alta y baja respectivamente) para que se realice con �xito la formaci�n estelar.
De hecho, cerca del 5% del material que compone nuestra galaxia es gas y polvo interestelar. Es seguro que en el pasado era mayor este porcentaje. De este material se crearon y contin�an cre�ndose estrellas. La estructura misma del medio interestelar sugiere cu�l debe ser el sitio en donde ocurre el proceso de formaci�n estelar. Los centros densos hacia los que fluye el material que se condensa y termina por convertirse en una estrella parecen residir en el interior de las nubes moleculares. Éstas se forman a su vez de la condensaci�n o agregaci�n de nubes de gas at�mico, que por su parte crecen con el material del medio m�s difuso y tenue del medio interestelar. Por �ltimo, el material difuso proviene del origen mismo del Universo, pero tambi�n, como veremos en este libro, de las propias estrellas que, durante su evoluci�n, pierden gas continua y pausadamente a trav�s de los vientos estelares. Al concluir su ciclo vital, eyectan una fracci�n apreciable de su masa, a veces mediante explosiones conocidas como supernovas. Sin embargo, la cantidad de masa que las estrellas devuelven al medio interestelar, que va a ser a su vez utilizada para crear una nueva generaci�n de estrellas, es siempre inferior a la que se us� al gestarlas. En un proceso irreversible, la cantidad de gas y polvo en el Universo continuar� decreciendo hasta desaparecer, y llegar� el lejano d�a en que no se formar�n m�s estrellas.
SOBRE EL ORIGEN DE LAS ESTRELLAS A TRAV�S DE LA CONTRACCI�N GRAVITACIONAL
La presencia de una regi�n condensada hacia la cual "cae" el resto del gas por efecto de su propio peso, es un ingrediente necesario para la creaci�n de una estrella. Sin embargo no es suficiente, pues hay diversas fuerzas que se resisten a la contracci�n de la nube. En primer lugar, el gas se comprime y calienta al contraerse, y as� aumenta la presi�n dentro de la nube. Esta presi�n act�a en direcci�n opuesta a la gravedad, y retarda la contracci�n, e incluso puede volverla imposible. Para que proceda, es necesario que el gas se enfr�e de alguna manera. La forma en que lo hace opera a escala microsc�pica, a trav�s de choques entre las part�culas que lo componen; en el proceso de enfriamiento son particularmente importantes los �tomos y las mol�culas de carbono. Cada colisi�n produce cierta cantidad de energ�a luminosa. Si la luz no es absorbida por alguna otra part�cula y escapa al medio externo, la nube se enfr�a y la contracci�n contin�a. De este modo aumenta la densidad en la nube, y en consecuencia la fuerza de gravedad y la frecuencia con la que se suceden estas colisiones. El gas se podr�a seguir enfriando, y por lo tanto contrayendo, de no ser porque la densidad llega a ser suficientemente alta como para impedir que la luz salga de la nube. Cuando esto ocurre, la nube se calienta, hasta que su presi�n se equilibra con la fuerza de gravedad, y se detiene la contracci�n.
La presi�n t�rmica del gas no es el �nico obst�culo para la formaci�n estelar.
Por ejemplo, la nube se encuentra empapada de un campo magn�tico que se resiste
a ser comprimido. De mayor envergadura es el problema que se presenta cuando
el gas se halla en rotaci�n, lo que sin duda ocurre en todas las nubes moleculares.
Como una patinadora o bailarina que cierra sus brazos al girar, la velocidad
de rotaci�n aumenta al disminuir el tama�o de la nube, y con ello la tendencia
del gas a disgregarse. En t�rminos cient�ficos, aumenta la fuerza centr�fuga,
y �sta puede impedir totalmente la gestaci�n de la estrella, o bien disgregar
la nube en multitud de fragmentos. Estos �ltimos se pueden convertir a su vez
en centros de nucleaci�n, alrededor de los que se seguir�a apilando el material
necesario para crear una estrella. Si es as�, la nube matriz se transforma en
un conjunto de nubecillas menores, cada una de ellas capaz de gestar al menos
una estrella. Es decir, cuando la fuerza centr�fuga es determinante, el proceso
de formaci�n estelar conduce de manera natural a la formaci�n de binarias o
sistemas m�ltiples de estrellas. El hecho de que las estrellas aisladas sean
minor�a indica que la rotaci�n es fundamental en la formaci�n estelar. La rotaci�n
de la nube tambi�n puede ocasionar que el gas se desparrame en un disco, del
que se pueden formar planetas y otros cuerpos, tal como Kant y Laplace sugirieron
dos siglos atr�s. Se cree que uno de estos discos fue observado recientemente
alrededor de la estrella en la constelaci�n Pictoris (Figura 19). Es necesario
se�alar que el problema de la rotaci�n no se resuelve necesariamente con la
fragmentaci�n de la nube. Puede subsistir aun entre los fragmentos m�s peque�os,
por lo que se han realizado y contin�an realiz�ndose diversas investigaciones
para resolver esta cuesti�n. Curiosamente, el principal agente mediante el cual
se disipa la energ�a rotacional parece ser el campo magn�tico.
Figura 19. Imagen en frecuencias de radio del disco protoplanetario que rodea a la estrella Beta Pictoris. El tama�o del disco es de 400 UA. (B.A. Smith y R.J. Terrile. 1984. Science, vol. 226, p. 1421).
Como vimos en el cap�tulo anterior, existe una amplia gama de masas y tama�os
entre las estrellas observadas. Al contar el n�mero de estrellas que hay en
cada intervalo de masa (digamos, cu�ntas hay que tengan entre 1 y 2 veces la
masa del Sol, cu�ntas entre 2 y 3 veces, etc.) nos encontramos con una distribuci�n
que no es ni homog�nea ni err�tica, y muestra un claro predominio de las estrellas
menos masivas (Figura 20). Este predominio est� relacionado con la evoluci�n
estelar, puesto que las estrellas menos masivas tienen una existencia m�s prolongada
(ver el cap�tulo IV). Por lo tanto, en los miles de millones de a�os que han
transcurrido desde que se formaron las primeras estrellas se han ido acumulando
aquellas que m�s perduran, que son las m�s peque�as. Sin embargo, la evoluci�n
estelar no es suficiente para explicar la distribuci�n de masas observadas,
y es necesario concluir adem�s que por cada tres estrellas de tipo solar, se
forma una diez veces más masiva.
Figura 20. N�mero relativo de estrellas (eje vertical) como funci�n de su
masa (eje horizontal, en unidades solares). Del diagrama es evidente que s�lo
la menor parte de las estrellas tienen una masa superior a la solar.
�A qu� se debe la tendencia a formar estrellas de baja masa? �Qu� propiedades de la nube molecular primigenia conducen a la creaci�n de estrellas masivas, y cu�les son adecuadas para la formaci�n de estrellas como el Sol? Existen varias respuestas posibles. En primer lugar, si la nube se enfr�a con gran eficiencia, y esto depende sobre todo de la cantidad de carbono que contenga, el colapso de la nube matriz se lleva a cabo antes de que se fragmente, form�ndose as� una estrella masiva. Dado que preferentemente se forman estrellas poco masivas, se sigue que es posible que las nubes moleculares no tienen el suficiente carbono como para enfriarse eficientemente. Otra alternativa es la fuerza centr�fuga; como vimos antes, si es excesiva ocasiona la fragmentaci�n de la nube matriz, y por lo tanto la formaci�n de estrellas de menor masa. Finalmente, se han formulado teor�as seg�n las cuales son las propias estrellas las que determinan c�mo ser�n las de la siguiente generaci�n. El medio que rodea a las estrellas masivas es sacudido violentamente por �stas, pues producen una cantidad inmensa de energ�a. Consecuentemente, la nube molecular puede ser destruida si las primeras estrellas que all� se forman son muy masivas. En este caso se forman pocas estrellas, todas ellas de gran masa. Por el contrario, si la primera generaci�n es de estrellas peque�as, la nube molecular sobrevive, y contin�a la formaci�n de nuevas estrellas.
PRUEBAS ESQUIVAS Y EVIDENCIAS AMBIGUAS
No hay duda de que la formaci�n estelar se realiza dentro de nubes de gas, sobre todo en las moleculares. En el cielo podemos encontrar un sinn�mero de regiones en donde c�mulos de estrellas muy j�venes coexisten con grandes extensiones de gas. Apuntamos que la nebulosa de Ori�n es una de estas regiones, y lo mismo podemos decir de las Pl�yades, en donde las estrellas parecen reposar entre vapores (Figura 21). Sin embargo, las estrellas de las Pl�yades se formaron desde hace ya unos cincuenta millones de a�os. Para penetrar en el enigma de la formaci�n estelar es necesario localizar objetos y regiones en donde este proceso se est� llevando a cabo. Es decir, hay que ver hacia el interior de las nubes moleculares, puesto que ah� es d�nde ocurre la g�nesis estelar. Podemos nuevamente referirnos a Ori�n, que como el lector habr� notado, es un punto de referencia para m�ltiples aspectos de la astronom�a. Detr�s de las estrellas del Trapecio, aproximadamente a un a�o luz de ellas, yace un c�mulo de objetos compactos inmersos en una gran nube molecular (Figura 22). Debido a la gran cantidad de material que los rodea, su luz visible es atrapada en el interior de la nube, por lo que fueron descubiertos mediante estudios realizados a frecuencias menores, en las que la absorci�n es m�s reducida. Al brillar con luz propia, la energ�a de estos cuerpos calienta el polvo circundante que, como una pista de asfalto, reemite esta energ�a en el infrarrojo. El c�mulo infrarrojo de Ori�n est� compuesto de diez objetos aproximadamente, que se cree son embriones estelares formados hace apenas 100 000 a�os, casi un instante c�smico. Estos embriones son la segunda generaci�n de estrellas que se ha nutrido de la gran nube molecular, en cuyo interior es posible que se est�n gestando las del porvenir.
Figura 21. Las Pl�yades. Alrededor de estas estrellas j�venes —se formaron
hace unos 50 millones de a�os— se puede ver el velo luminoso producido por
el gas que qued� despu�s de su gestaci�n.
Los embriones de Ori�n probablemente est�n muy cerca de convertirse en astros. A lo sumo en un mill�n de a�os m�s se empezar�n a producir en su interior las reacciones termonucleares que caracterizan a las estrellas. Sin embargo, no adquirir�n la apariencia t�pica de �stas sino hasta transcurrido otro mill�n de a�os, cuando la estrella y sus alrededores est�n plenamente asentados. Es posible que el Sol, durante esta fase, fuera unas cinco veces m�s grande y sustancialmente m�s luminoso. Junto a �l, quiz� rode�ndolo, se hallaba la nube molecular de la que se cre�. Y girando en torno al primitivo Sol, un disco relativamente grueso, que con el paso de cientos de milenios se fue aplanando y concentrando en condensaciones menores que devinieron en planetas. El sovi�tico Ambartsumyan propuso en 1949 que la llamada estrella T de la constelaci�n del Toro, era una protoestrella en su fase de asentamiento. Desde entonces se han encontrado cientos de ellas, y se les conoce con el nombre gen�rico de estrellas de tipo T-Tauri. Esparcidas dentro de cada nube molecular, puede haber un gran n�mero de estrellas T-Tauri. Algunas son visibles en el �ptico, pero otras, inmersas en lo m�s denso de la nube molecular, s�lo pueden ser observadas a menores frecuencias, en particular en el infrarrojo.
Figura 22. Esquema tridimensional de la nebulosa de Ori�n. En el borde est�n las estrellas del trapecio que iluminan la nebulosa, y m�s adentro, sumergido en la nube molecular, un c�mulo de estrellas reci�n gestadas que s�lo puede ser observado en el infrarrojo. La flecha apunta hacia la tierra.
Contra lo que pudiera esperarse, hasta la fecha s�lo se han podido encontrar movimientos de expansi�n en las regiones de formaci�n estelar. Estos ocurren a todas las escalas y con una prodigalidad asombrosa. A la menor escala, se ha comprobado que una gran cantidad de masa escapa de las estrellas T-Tauri a velocidades entre 200 y 300 km/s. Este fen�meno se da en todas las estrellas, incluso el Sol, y se le conoce como viento estelar. A escala de la nube molecular, se han hallado evidencias claras de movimientos de alejamiento de la regi�n central, en las estructuras conocidas como flujos bipolares. En 1950, el mexicano Guillermo Haro descubri� en Tonantzintla la existencia de peque�as nubecillas �pticas en los bordes de las nubes (Figura 23), a las que posteriormente se les llam� objetos Herbig-Haro. A�os m�s tarde se encontr� que �stos tambi�n se est�n expandiendo. Existen diversas teor�as que, dentro del marco de la formaci�n estelar por contracci�n gravitacional, explican desde el viento de la estrella T-Tauri, hasta la expansi�n de regiones de mayor escala, estas �ltimas por medio de este viento, que contiene suficiente energ�a para "empujarlas" hacia afuera. Sin embargo, aunque peri�dicamente se presentan pruebas marginales, no existe a�n una observaci�n que demuestre de modo convincente que hay material en contracci�n, que ser�a una prueba irrefutable a la teor�a del origen de las estrellas a trav�s de la contracci�n gravitacional.
Figura 23. Regi�n de formaci�n estelar Herbig-Haro 1 y 2. En el centro de
la regi�n yace una estrella oculta por un disco de gas extremadamente denso,
raz�n por la que �sta estrella —de hecho su viento— S�lo ha sido observada
en radio ( J. Bohigas y colaboradores. 1985. Revista Mexicana de Astronom�a
y Astrof�sica, vol 11, p. 149).
Algunos han calificado esta demostraci�n como el "eslab�n perdido" de la evoluci�n estelar. Para otros, presididos por Ambartsumyan, la ausencia de tal demostraci�n indica que la teor�a de la formaci�n estelar debe ser revisada desde sus principios. Utilizando el argumento de que s�lo se observan movimientos expansivos en las regiones de formaci�n estelar, sugieren que las estrellas se forman a partir de la explosi�n de condensaciones superdensas, no del todo distintas a la que dio lugar al Universo a trav�s de la Gran Explosi�n. A favor de esta hip�tesis s�lo se tiene el argumento de que la b�squeda de movimientos de contracci�n ha sido hasta ahora infructuosa, ya que no existe teor�a que especifique las propiedades de estas condensaciones, ni las razones por las que s�bitamente explotan precisamente en el interior de las nubes moleculares. Para los que est�n convencidos de que las estrellas se forman a trav�s de la contracci�n gravitacional de nubes gaseosas, este "eslab�n perdido" es causa inevitable de las dificultades observacionales inherentes al proceso. Entre �stas podemos mencionar el hecho de que la contracci�n ocurre en las regiones m�s obscuras de la nube, que la temperatura es muy baja inicialmente, por lo que el embri�n es muy poco luminoso, y que el movimiento de contracci�n se confunde en la turbulencia general de la nube. Seg�n los m�s pesimistas, estas dificultades nunca podr�n ser resueltas. La mayor�a de los astr�nomos apoya la teor�a aqu� presentada, sin que esto obste para que se escuchen con atenci�n los argumentos de la minor�a que sostiene la hip�tesis alternativa, conscientes de que no se ha dicho todo, ni que todo lo que se ha dicho es correcto. Existe la suficiente sagacidad para mantener vivas a las minor�as heterodoxas, quiz� porque en las ciencias exactas, a diferencia de la sociedad, se persigue fundamentalmente el privilegio de saber, y este es un art�culo que a todos pertenece.
