Formación estelar


Las estrellas se forman a partir de nubes moleculares de gas y polvo que pueden ir desde las 150.000 masas solares aproximadamente a, como mínimo, 0.08 masas solares. La mayoría de nubes contienen básicamente H₂ (90%) y He (9%) y ,en una misma nube, se pueden formar diversos cúmulos, lo que puede dar lugar a varias estrellas.


Las partículas que forman la nube comienzan a juntarse (colapsarse)  por alguna perturbación exterior. Durante el colapso se va formando un grumo de materia estelar que adquiere gravedad y atrae más materia. La esfera de masa resultante se denomina protoestrella o embrión estelar.
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La protoestrella, mientras aumenta de tamaño, comienza a contraerse sobre sí misma y, a medida que lo hace, la presión y la temperatura de su núcleo se van incrementando. Cuando la temperatura del núcleo alcanza los 10 millones de grados, los átomos que lo forman comienzan a chocar entre ellos produciendo la fusión nuclear.
Entonces, la presión de la estrella vence a la gravedad, lo que hace que la estrella deje de comprimirse y de adquirir masa. La energía nuclear liberada por la fusión escapa finalmente de la masa y vieja a través del espacio en forma de radiación nuclear. En este momento se considera que la estrella está formada y entra en la secuencia principal.



























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Las protoestrellas con masa similar al Sol tardan en pasar de nube molecular a estrella en la secuencia principal unos 100 millones de años. Pero las estrellas que tienen una masa mucho mayor a la del Sol evolucionan mucho más rápidamente a causa del mayor campo gravitatorio. Por ejemplo, una protoestrella de unas 15 masas solares puede tardar unos 100.000 años en alcanzar la secuencia principal. Y las que tienen una masa muy inferior al Sol, tardan bastante más en evolucionar.





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