Les primeres fases en la formació de les estrelles

Consideracions generals

El bressol de la formació estel·lar són els núvols moleculars del medi interestel·lar. Les estrelles sorgeixen d’un procés en què el material inicial —el tènue gas interestel·lar— es contreu sota l’efecte de la gravetat; això fa que augmenti la seva densitat i s’escalfi fins que en el seu centre s’engeguen les reaccions termonuclears de fusió de l’hidrogen que proporcionen l’energia de les estrelles. Encara que aquest procés està bastant ben entès des del punt de vista teòric, ha resultat extremament difícil d’observar; fins que no es va disposar de tècniques per a observar la radiació a ones mil·limètriques, l’infraroig llunyà i, molt recentment, les ones submil·limètriques, no va ser possible explorar les parts més denses i fredes del medi interestel·lar, totalment opaques a la llum visible, on té lloc el naixement de les estrelles de la Galàxia.

L’origen de les estrelles

Una primera pregunta que es pot plantejar és si es formen estrelles en l’actualitat i, si se’n formen, esbrinar a partir de quin material i com és el procés de formació.

Una manera de saber si s’estan formant estrelles en l’actualitat és veure si és possible que totes les estrelles s’hagin format a l’inici de l’Univers. Sabem que l’edat de l’Univers és, aproximadament, 14.000 milions d’anys (Ma). L’edat del Sol (o de la Terra, ja que tenen la mateixa edat) és, aproximadament 5.000 Ma. Les dues edats, doncs, són del mateix ordre. No obstant això, se sap que van existir generacions d’estrelles anteriors al Sol perquè la composició química del Sol i de la Terra són diferents de la composició primordial de l’Univers (hidrogen i una petita fracció d’heli). Però això no implica que es formin estrelles en l’actualitat.

L’argument que permet sortir de dubtes i veure realment que la formació estel·lar és un procés que té lloc actualment és el temps de vida de les estrelles massives. El temps de vida d’una estrella és proporcional a la seva massa (M) i inversament proporcional a la seva lluminositat; però la lluminositat de les estrelles creix molt ràpidament amb la massa i, per tant, les estrelles més massives que el Sol tenen vides molt més curtes, amb una durada proporcional a M^–2,5. Per exemple, la vida d’una estrella amb una massa trenta vegades la massa del Sol, M_⊙ (on 1 M_⊙ = 2·10³⁰ kg), serà de 2 Ma, molt més curta que l’edat de l’Univers. Les estrelles, per tant, s’han d’estar formant en l’actualitat.

El medi interestel·lar de la Galàxia

El medi interestel·lar constitueix la major part de la Galàxia. És format per una fase sòlida (pols en forma de grans de ~0,1 μm) i una altra de gas. Els gas és gairebé tot hidrogen, que es pot trobar neutre, en forma atòmica (H I) i molecular (H₂), o bé ionitzat (H II). A més, al medi interestel·lar s’hi troben el camp magnètic galàctic (de l’ordre d’1 μG) i raigs còsmics, que banyen tota la Galàxia.

A partir de fonts diverses

Gairebé tota la massa de la Via Làctia, unes 10¹¹ M_⊙, l’aporten les seves estrelles, les quals, però, són molt separades entre elles. La distància mitjana entre estrelles de la Galàxia es pot calcular, de manera aproximada, com l’arrel cúbica del volum de la Galàxia dividit pel nombre d’estrelles. El resultat és d’uns 3 anys llum, molt més gran que el radi de qualsevol estrella. Aquesta enorme distància indica que no ocupen un volum apreciable de la Galàxia, sinó que la major part de l’espai és ocupat pel medi interestel·lar. La massa d’aquest medi interestel·lar és, aproximadament, 7 · 10⁹ M_⊙, que constitueix el 7% de la massa de la Galàxia. Dels components del medi interestel·lar el gas ionitzat, la pols interestel·lar i el gas molecular estan relacionats amb la formació estel·lar.

Pols interestel·lar

La pols interestel·lar representa menys de l’1% de la massa del medi interestel·lar i és formada per grans de pols amb una grandària característica de 0,1 μm, aproximadament. Els grans tenen un nucli de silicats i carboni, i són coberts per gels de compostos més volàtils. Algunes reaccions químiques, com la formació de molècules d’hidrogen, tenen lloc a la superfície dels grans de pols.

La pols interestel·lar absorbeix la llum de longitud d’ona visible i, com que n’absorbeix més a longituds d’ona més curtes, provoca l’envermelliment de la llum; a més també fa que es polaritzi, ja que els grans de pols no són esfèrics i estan alineats pel camp magnètic interestel·lar. D’altra banda, l’opacitat de la pols creix amb la freqüència; a longituds d’ona submil·limètrica i de l’infraroig llunyà la pols és òpticament prima i la seva emissió tèrmica és important.

Gas molecular

El gas molecular és, principalment, hidrogen en forma molecular (H₂), amb traces d’altres molècules, algunes relativament simples (CO, NH₃, H₂O), però d’altres força complexes, ja que contenen fins a 13 àtoms (HC₁₁N). Fins ara s’han identificat un centenar llarg de molècules diferents als núvols moleculars. La més abundant, després de la d’hidrogen, és la de monòxid de carboni (CO), espècie de la qual hi ha, aproximadament, una molècula per cada 5.600 d’hidrogen. També s’han detectat variants isotopològiques de moltes molècules, és a dir, molècules constituïdes per isòtops poc abundants dels àtoms; per exemple, del CO (és a dir, ¹²C¹⁶O), es detecten al medi interestel·lar ¹³CO, C¹⁸O, C¹⁷O, ¹³C¹⁸O i ¹³C¹⁷O.

L’hidrogen molecular és difícil de detectar directament perquè no emet en les condicions de baixa temperatura i densitat dels núvols moleculars. Pel contrari, el monòxid de carboni sí que permet observar el gas molecular del medi interestel·lar, gràcies al fet que és molt abundant i que emet radiació en línies espectrals, és a dir en longituds d’ona molt precises donades per la diferència d’energia de rotació entre dos estats de la molècula. Aquestes línies espectrals són fàcilment observables en les condicions dels núvols moleculars.

Gas ionitzat

Una part del gas ionitzat es troba al voltant d’estrelles d’alta massa que, en ser molt calentes, emeten radiació ultraviolada capaç d’ionitzar els àtoms d’hidrogen, en regions anomenades H II; aquestes regions es caracteritzen per un color rosat causat per l’hidrogen ionitzat, que emet la línia de recombinació H-α a 656 nm, a la zona vermella de l’espectre visible. El gas ionitzat també emet radiació en el continu, principalment en ones centimètriques, per la interacció dels electrons lliures amb els protons.

Els núvols moleculars del medi interestel·lar

En observar la Via Làctia amb un petit telescopi es veu de seguida que en el fons blanquinós estel·lar hi ha unes petites taques fosques, que no són regions sense estrelles, sinó núvols moleculars, formats per gas molecular i partícules de pols; que apareguin com taques fosques es deu al fet que les partícules de pols absorbeixen la llum de l’espectre visible. Es tracta de regions molt més denses i més fredes que la resta del medi interestel·lar de la Galàxia. Abans que comenci la formació estel·lar, en les parts més denses dels núvols la densitat pot ser més de deu mil vegades més alta que la densitat mitjana del medi interestel·lar; tanmateix, comparat amb l’atmosfera terrestre no deixen de ser molt tènues: fins i tot al centre dels núvols, la densitat és inferior a 10–¹⁸ g/ cm³ (això vol dir menys d’1 mg/km³, molt inferior a la de l’atmosfera terrestre, que és, aproximadament, 10⁶ t/km³). A diferència d’altres parts del medi interestel·lar, els núvols moleculars són autogravitants, és a dir, que són confinats per la seva pròpia força de gravetat. Aquesta força pot fer que les regions més denses dels núvols s’esfondrin i donin lloc a una nova estrella.

Hi ha núvols moleculars de totes les grandàries, des dels més petits, anomenats núvols foscos, amb només unes poques masses solars, fins als gegants, més escassos, que poden arribar a tenir un milió de masses solars. D’entre els que estan formant estrelles, els més propers a la Terra se situen a uns 450 anys llum, com ara la nebulosa de la Pipa o els complexos de núvols moleculars de Taure. El núvol molecular gegant més proper és el d’Orió, a 1.500 anys llum de distància, que conté la nebulosa d’Orió.

Propietats físiques dels núvols moleculars foscos (de baixa massa) i gegants (d’alta massa).

A partir de fonts diverses

Els núvols moleculars tenen una estructura filamentosa i són molt poc homogenis. Les parts on la densitat és més alta s’anomenen nuclis densos. En els núvols foscos només es troben nuclis densos de baixa massa, als quals s’hi troben associats estrelles joves, preseqüència principal, de baixa massa (de tipus T Tauri). En canvi, en els núvols gegants es troben tot tipus de nuclis densos. Les estrelles massives es formen en nuclis densos molt massius (de l’ordre de centenars de masses solars).

L’inici del procés de formació d’una estrella

Els núvols moleculars no poden estar permanentment en un procés d’esfondrament gravitatori perquè si fos així, haurien desaparegut tots i la seva matèria hauria anat a parar a estrelles de la Galàxia. El fet que els núvols moleculars existeixin actualment indica que estan més o menys en equilibri i que, només quan es trenca localment aquest equilibri en un nucli dens, s’engega el procés de formació estel·lar.

Propietats dels nuclis densos dels núvols moleculars. Els nuclis d’alta massa són, en general, més calents que els de baixa massa perquè el seu material és escalfat per les estrelles massives (de tipus espectral OB) que s’hi han estat formant.

A partir de fonts diverses

L’energia tèrmica del gas molecular és insuficient per a impedir que els núvols es contraguin sota l’efecte de la seva pròpia força de gravetat. S’han proposat dos mecanismes principals per a explicar l’equilibri dels núvols moleculars. Un és la turbulència, l’energia cinètica de la qual s’ha vist que pot equilibrar la força gravitatòria del núvol molecular; d’aquesta manera es podrien generar nuclis densos, gravitacionalment inestables, que donarien lloc ràpidament a formació estel·lar. L’altre mecanisme és el camp magnètic interestel·lar, que també podria ser suficient per a mantenir els núvols moleculars enfront de la gravetat. Això és així perquè el gas molecular està lleugerament ionitzat a causa dels raigs còsmics. En aquest cas, el procés que permet que un núvol s’acabi esfondrant té a veure amb el fet que els ions es desplacen principalment al llarg de les línies de camp magnètic, mentre que les partícules neutres es desplacen lentament respecte a les ionitzades cap al centre del núvol, és el procés anomenat difusió ambipolar. Això permet que al centre del núvol es vagi acumulant massa fins que la gravetat sigui prou gran per a contrarestar la pressió del camp magnètic.

Formació d’estrelles de baixa massa

Etapes diferents en el naixement d’una estrella en funció de la seva massa. Pel que fa a les estrelles més massives, encara es debaten dos possibles processos de formació. Les estrelles de massa intermèdia (2-8 M_⊙) es formen de manera similar a les de baixa massa, però normalment es troben en petites agrupacions estel·lars.

Aina Palau

La formació d’una estrella de baixa massa segueix un procés la duració del qual es pot aproximar a la xifra de 10 Ma, que comparat amb la vida d’una estrella com el Sol és un període molt curt, en el qual es produeixen canvis enormes en la matèria que formarà l’estrella; així, abans d’iniciar-se el procés d’esfondrament gravitacional el nucli dens té un radi d’aproximadament 0,3 anys llum, mentre que el radi típic d’una estrella T Tauri és de l’ordre del radi solar (696.000 km); per tant, en el procés, la grandària ha disminuït en sis ordres de magnitud. Pel que fa a la temperatura, el gas al centre del núvol molecular quan comença el procés d’esfondrament gravitatori està a només 6 K, i al final del procés, un milió d’anys més tard, el nucli de l’estrella T Tauri formada estarà a 10₆ K: un canvi de sis ordres de magnitud. El canvi que es produeix en la densitat és encara més gran, de 20 ordres de magnitud; la densitat en el moment que comença l’esfondrament gravitatori és d’uns 10–¹⁸ g/cm³ al centre del núvol, mentre que l’estrella T Tauri recentment formada té una densitat al seu centre d’uns 100 g/cm³. No hi ha cap altre procés a l’Univers que produeixi un canvi tan gran de grandària, temperatura i densitat.

Fase preestel·lar dels nuclis densos

Les estrelles de baixa massa que s’originen en núvols foscos solen formar-se relativament aïllades. Això permet estudiar-les en detall en les diferent etapes evolutives, la primera de les quals és la fase preestel·lar dels nuclis densos.

Els nuclis densos no tenen cap font interna d’escalfament. A les seves capes exteriors la radiació ultraviolada interestel·lar manté el gas a temperatures d’uns 20 K. D’altra banda, l’efecte d’apantallament de les partícules de pols fa que només els raigs còsmics puguin arribar a l’interior del nucli dens; tanmateix, els raigs còsmics escalfen molt poc el gas, de manera que les temperatures a l’interior del núvol arriben a ser encara més gèlides: tan sols uns 6 K. Així doncs, els nuclis densos són les regions més fredes de l’Univers. La baixa temperatura i la densitat relativament alta fan que una part important de les molècules al centre dels nuclis formi capes de gel sobre les partícules de pols. A més, les condicions tèrmiques també provoquen que aquests nuclis només emetin radiació detectable en l’infraroig llunyà i en el rang submil·limètric, radiació que produeixen les partícules de pols i molècules molt abundants, com el monòxid de carboni i de sofre (CO i SO), l’amoníac (NH₃) i el formaldehid (H₂CO).

Quan la gravetat d’aquests núvols és prou gran per a guanyar la pressió del gas, el núvol comença a esfondrar-se i el procés ja no s’acabarà fins que s’hagi format una o més estrelles al seu interior. El nucli dens necessita aproximadament 1 Ma per a arribar a aquesta fase d’esfondrament gravitatori, i necessitarà uns 0,5 Ma més per a arribar a formar en el centre un nucli protoestel·lar.

Fase protoestel·lar

Aquesta fase dura aproximadament uns 0,5 Ma. L’esfondrament gravitatori comença al centre del nucli dens, mentre que la resta continua estàtic. Al principi es va acumulant material al centre isotèrmicament, ja que el gas i la pols que formen el nucli emeten eficientment en forma de radiació l’energia gravitacional alliberada. El radi de col·lapse, és a dir, la zona on tot el gas i la pols es van esfondrant, augmenta amb el pas del temps. Això vol dir que cada vegada és més gran la part del nucli que va cedint a la gravetat, fins que arriba un moment que al centre s’ha acumulat tant material que es fa opac i la temperatura comença a pujar ràpidament. S’ha format el primer nucli protoestel·lar.

Abans d’iniciar-se l’esfondrament els nuclis densos giren, i a mesura que el nucli dens es contreu, la rotació augmenta (és el mateix efecte que una patinadora girant amb els braços oberts, que en tancar-los gira més ràpidament). La força centrífuga generada per la rotació fa que prop de la protoestrella el gas dens vagi agafant forma aplanada de disc que augmenta de radi fins que la força centrífuga és similar a la força gravitatòria; el disc així format a partir de la protoestrella s’anomena disc d’acreció o disc protoplanetari. De fet, la força centrífuga és tal que el material del núvol que es va esfondrant no podria arribar a caure sobre la protoestrella i formaria un disc gegant al voltant d’ella, que no podria créixer. Tanmateix, la mateixa viscositat del gas i els camps magnètics que travessen el núvol actuen com a fre de la rotació, permetent que una part del gas del disc acabi caient sobre la protoestrella. L’acció del camp magnètic, que modifica el moment cinètic del disc, fa que es generin ejeccions supersòniques de gas (a velocitats de centenars de km/s) perpendiculars al pla del disc i en forma bipolar. Aquestes ejeccions són molt violentes, i en les fases inicials es pot ejectar una massa equivalent a unes quantes Terres cada any. Són els fluxos bipolars, que són formats per gas molecular i que amb el pas del temps van excavant una cavitat dins el nucli dens; quan s’analitza la radiació infraroja i mil·limètrica emesa per l’hidrogen molecular i el CO que en formen part, aquests fluxos moleculars resulten molt brillants.

La protoestrella que es forma és invisible, perquè és envoltada per un embolcall dens i fred. En les etapes més primerenques el nucli se sol veure com una taca fosca al cel. En les etapes més evolucionades la cavitat generada pel flux bipolar permet que part de la radiació estel·lar s’escapi il·luminant les parets de la cavitat. A l’infraroig proper i mitjà (2-20 μm) es veu una taca quasi puntual o lleugerament estesa que traça pols “calenta" (100 a 300 K) a prop (entre 10 i 100 UA) de la protoestrella i que forma part del disc d’acreció i de les zones més internes de l’embolcall. Aquesta pols que emet a l’infraroig és escalfada per la mateixa protoestrella i també per l’alliberament d’energia gravitacional en el procés d’acreció. Tanmateix, aquestes regions són més brillants a l’infraroig llunyà (al voltant de 100 μm), on la radiació és produïda per la pols que hi ha a l’embolcall fred (10 a 50 K). Tal com passa amb els nuclis preestel·lars, l’embolcall es pot detectar observant la radiació emesa per molècules com ara l’amoníac o el formaldehid. En les regions més properes a la protoestrella, on la temperatura ja és prou alta (superior a 100 K), els gels que envolten les partícules de pols comencen a evaporar-se. Aquests gels, que inicialment eren formats per molècules senzilles (aigua i monòxid de carboni), són fàbriques químiques i al seu interior es van formant molècules més complexes. Quan s’evaporen, aquest material processat torna a estar en forma de gas, i es poden detectar les formes més senzilles de biomolècules, com ara alcohols (metanol, etanol i etilenglicol), àcids (àcid fòrmic i àcid acètic) i, fins i tot, sucres (glicoaldehid).

A mesura que passa el temps l’embolcall molecular dens es dissipa per la caiguda del seu material sobre el disc i, posteriorment, sobre la protoestrella. D’altra banda, el flux molecular va ex cavant i expulsant cap a l’espai interestel·lar part de l’embolcall que troba al seu pas. En les fases més avançades, el material expulsat es percep en forma de jets o de petites nebuloses que es detecten a longituds d’ona visibles i que són produïdes pel gas del jet quan xoca amb el medi interestel·lar que l’envolta. Aquestes nebuloses s’anomenen objectes Herbig-Haro.

Fase T Tauri

A l’estrella impulsora de l’objecte Herbig-Haro 30, el material expulsat per l’estrella jove a velocitats supersòniques en forma de jet es veu de color vermell, mentre que el color blanquinós correspon a l’emissió de l’estrella jove reflectida en la cavitat del disc. El disc es troba a la franja fosca perpendicular al jet, de manera que impedeix que es vegi l’estrella directament.

NASA

Una vegada l’embolcall de gas i pols s’ha dissipat ja només queda un disc protoplanetari envoltant l’estrella jove, que es denomina estrella T Tauri; tot i que encara no ha començat el procés de fusió de l’hidrogen al seu centre, ja és perceptible mitjançant telescopis capaços de captar la radiació estel·lar. En aquesta fase, que dura entre 5 i 10 Ma, les estrelles es caracteritzen per la presència de liti (un element que amb el pas del temps es destrueix dins l’estrella i, per tant, es pot usar com a rellotge per a datar aproximadament l’edat estel·lar) i per la seva variabilitat. A més, comparat amb una estrella de la seqüència principal –la fase en què el Sol està actualment–, tenen una elevada emissió de raigs X, ultraviolada i infraroja. L’elevada emissió de raigs X és deguda al fet que són estrelles magnèticament molt actives (el camp magnètic a la superfície pot ser de l’ordre de 1.000 G, unes mil vegades més intens que al Sol). L’elevada emissió ultraviolada és originada pel gas que s’acreta sobre l’estrella i el que s’expulsa en forma de jet. L’elevada emissió infraroja prové del disc protoplanetari. Aquest disc és molt calent a prop de l’estrella (T = 100-1.000 K) però pot ser extremament fred lluny d’ella i en el pla equatorial del disc (T = 10 K).

En aquestes regions tan fredes del disc l’aigua i altres gasos s’acaben congelant; això juntament amb l’alta densitat de partícules permet la formació de grans cossos gelats, que acabaran formant els planetes nans i els cometes; per tant, els discs són els bressols dels cometes, asteroides i planetes; aquests últims es formaran al cap d’uns quants milions d’anys. Mitjançant l’estudi de la distribució d’energia espectral de les estrelles joves en el rang infraroig és possible deduir indirectament la possible presència de protoplanetes gegants. Quan es formen, aquests protoplanetes solen deixar una banda buida de gas i de pols al llarg de la seva òrbita. Aquesta zona buida de pols és fàcilment detectable a l’infraroig. Un cop s’ha produït l’acreció de tot el gas i la pols de l’embolcall i del disc a l’estrella jove, aquesta es continua contraient; alhora, la temperatura del seu nucli augmenta fins que és prou alta per a engegar les reaccions de fusió de l’hidrogen, moment en què es converteix en una estrella en la fase de seqüència principal.

Estrelles d’alta massa

Núvol molecular gegant a la constel·lació de l’Unicorn. El núvol conté algunes estrelles massives molt joves, que són acompanyades de rics cúmuls d’estrelles. La imatge, presa des del telescopi espacial Spitzer, és una composició de dos filtres infrarojos. La intensa radiació, el vent estel·lar i el gas ionitzat de l’estrella més brillant del núvol (zona central esquerra de la figura) copeja un nucli dens que es troba a la seva vora (a l’esquerra de l’estrella brillant), donant-li forma de con; és l’anomenada nebulosa del Con.

NASA, JPL-Caltech, P.S. Teixeira.

Les estrelles massives són aquelles que tenen una massa superior a 8 M⊙, i poden arribar a 150 M⊙ aproximadament. Se solen trobar acompanyades d’un gran seguici d’altres estrelles (la majoria de menys massa), sovint formant alguns dels espectacles celestes més impactants que es poden veure a l’Univers, com el que ofereixen la nebulosa d’Orió i el núvol molecular gegant de la constel·lació de l’Unicorn. Però la seva importància no és només deguda als captivadors paisatges que les acompanyen; gràcies a les estrelles massives se sintetitzen en l’Univers elements químics, com ara el sodi, el calci, el potassi, el magnesi, el clor, el fòsfor i el fluor, que també formen part de la Terra i són essencials per a la vida. A causa de la seva elevada massa, els fenòmens involucrats en el naixement, la vida i la mort d’aquestes estrelles arriben a ser fins a quatre ordres de magnitud més potents i violents que en el cas de les estrelles de massa baixa, de manera que el material interestel·lar del seu entorn es veu afectat d’una forma molt més dramàtica. Per les grans injeccions d’energia tèrmica i mecànica, les estrelles massives tenen una repercussió important en l’evolució de la galàxia on es troben.

La formació estel·lar d’alta massa

Quan s’aplica el model de formació d’estrelles de baixa massa a les estrelles d’alta massa, es produeix una paradoxa: en les estrelles de baixa massa el temps que triga el nucli protoestel·lar a contreure’s fins a arribar a la temperatura que permet desencadenar les reaccions de fusió de l’hidrogen és d’uns 10 Ma, més gran que el temps de caiguda lliure de l’embolcall sobre la protoestrella, que és d’uns 0,1 Ma (i que només depèn de la densitat ambient). Per tant, pel cas de baixa massa, quan el nucli protoestel·lar encara s’està contraient i no han començat les reaccions de fusió de l’hidrogen, gairebé tot el material de l’embolcall ja s’ha incorporat al nucli protoestel·lar. En canvi, en el cas de les estrelles massives, el temps de contracció del nucli protoestel·lar és d’uns 0,05 Ma, més petit que el temps de caiguda lliure de l’embolcall, i la protoestrella comença les reaccions de fusió de l’hidrogen, alliberant grans quantitats d’energia i radiació ultraviolada, abans que el material de l’embolcall s’hagi incorporat del tot al nucli protoestel·lar. Aquesta energia alliberada és tan gran que hauria de revertir el procés de caiguda de material sobre l’estrella; això faria impossible explicar l’existència d’estrelles de més de 30 M_⊙–quan a l’Univers en trobem de fins a 150 M_⊙– basant-se només en el model d’esfondrament esfèric, sense rotació. Val a dir que hi ha dos fenòmens responsables que es freni la caiguda de material sobre la protoestrella: d’una banda, la pressió que la radiació estel·lar exerceix sobre els grans de pols i, de l’altra, la creació d’una regió d’hidrogen ionitzat, que s’expandeix empenyent el material cap a l’exterior.

El problema de la formació de les estrelles d’alta massa s’ha afrontat bàsicament amb dos tipus de models. Per una banda es parla dels models d’acreció competitiva i de coalescència. En aquests es considera que l’estrella massiva es forma en un cúmul, no només per acreció del material dels seus entorns més immediats, sinó també per acreció de gas de la resta del cúmul. Cada protoestrella competeix amb la resta per acretar el màxim de material possible, segons el pou de potencial del cúmul on es troba. Així doncs, les protoestrelles a prop del centre del cúmul són les que podran acretar més material (perquè es troben al centre i perquè al centre és on hi ha la densitat més gran de gas) i per tant són les que arribaran a tenir més massa. En aquest model, se supera la pressió de la radiació estel·lar perquè el pou de potencial és molt intens en el centre del cúmul i perquè la densitat estel·lar pot arribar a ser de cent mil estrelles per any llum cúbic, densitat que fa possible la coalescència de protoestrelles.

L’altre tipus de models són els d’esfondrament monolític amb rotació, que pretenen explicar la formació de les estrelles massives d’una forma esglaonada respecte a la formació de les estrelles de baixa massa, sense haver d’invocar la formació d’un cúmul estel·lar de forma simultània a la formació de l’estrella massiva. El problema descrit de la pressió de radiació és superat per diferents efectes. En primer lloc, si l’estrella massiva es forma en un núvol amb nivells alts de turbulència, hi ha una taxa d’acreció de massa molt alta (~10^–3 M_⊙/any), que és capaç de superar la pressió de radiació. A més, estudis teòrics i simulacions numèriques mostren que si l’acreció no és esfèrica sinó mitjançant un disc d’acreció, la pressió es redueix considerablement en la direcció del disc per l’anomenat efecte llanterna, pel qual la radiació en el pla equatorial de la protoestrella (on és el disc) és desviada cap a la direcció polar (perpendicular al disc), i així pot arribar a ser 30 vegades menys intensa en la direcció del disc. Finalment, si s’inclouen els fluxos moleculars en aquests models de formació d’estrelles massives, encara es redueix més el problema de la pressió de radiació, perquè els fluxos moleculars excaven cavitats al llarg de l’eix de rotació per on la pressió de radiació pot escapar més fàcilment, tot permetent l’acreció de material pel disc.

És molt probable que els processos descrits en ambdós models tinguin un paper important en la formació d’una estrella massiva, ja que s’han d’entendre com els casos extrems d’un continu de casos possibles en la teoria d’acreció de les estrelles massives. Les observacions amb radiotelescopis potents han revelat un nombre important de fluxos moleculars bipolars associats a estrelles de fins a 30-40 M_⊙; d’altra banda, mitjançant simulacions numèriques es conclou que la detecció d’aquests fluxos implica l’existència de discs d’acreció; tot plegat corrobora la validesa del model d’esfondrament monolític. En canvi, per a explicar la formació de les estrelles més massives (> 50 M_⊙) encara és necessari recórrer al model d’acreció competitiva i de coalescència.

Diferències amb la formació estel·lar de baixa massa

Com que el model d’esfondrament monolític s’accepta per a estrelles de fins a 30-40 M⊙ es podria pensar que aquestes estrelles es formen simplement com les de baixa massa però a una escala més gran. Això és així excepte per algunes diferències importants.

Com en el cas de baixa massa, les estrelles massives es formen a partir d’un primer nucli protoestel·lar, la massa del qual és una mil·lèsima de la massa solar. En una segona fase, i a causa de la contínua caiguda de material inicialment en rotació, hi ha una etapa d’acreció a través d’un disc. L’escalfament produït per l’alliberament d’energia gravitacional en el procés d’acreció, que és més important en el cas d’alta massa, fa que el material de l’embolcall intern i el material del disc augmentin significativament de temperatura, des d’uns 10 K fins a 200 K, tot fent que s’evaporin molècules complexes formades en els grans de pols, com les que es formen en el cas d’estrelles de baixa massa. Ara bé, per a les estrelles massives l’emissió d’aquestes molècules complexes prové de regions més grans al voltant de la protoestrella; a més, la varietat de molècules complexes és més gran, amb presència, per exemple, d’organocianurs com l’acrilonitril (CH₂CHCN). A la vegada que el material del disc s’acreta a la protoestrella, es produeix ejecció de material a alta velocitat en la direcció perpendicular al disc. Aquest fenomen en el cas de baixa massa és degut només a les forces magnetocentrífugues, que col·limen el vent protoestel·lar en la direcció perpendicular al disc; però en el cas de les estrelles massives, la radiació estel·lar també té un paper important.

Una tercera fase té lloc quan, durant el procés d’acreció, el nucli protoestel·lar arriba a temperatures suficients per a començar les reaccions de fusió de l’hidrogen i, per tant, donar lloc al naixement de l’estrella massiva pròpiament dita. La pressió de la radiació estel·lar sobre els grans de pols no atura l’acreció de material, gràcies al fet que es produeix mitjançant un disc (per l’esmentat efecte llanterna) i a un ritme molt alt (fins a tres ordres de magnitud més alt que en les estrelles de baixa massa). En aquesta fase la radiació ultraviolada de l’estrella massiva nascuda recentment comença a fotoionitzar el material més intern del disc, donant lloc a les regions H II hipercompactes; el nom d’aquestes regions ve de la seva petita grandària, d’unes 100-1.000 UA, ja que inicialment es troben “atrapades"; això es deu a l’alta densitat del material que acreta, que fa que el radi fins on l’estrella pot ionitzar el gas sigui tan petit que la velocitat del so és més petita que la velocitat d’escapament del camp gravitatori estel·lar i el gas ionitzat queda atrapat. Per tant, gràcies a l’alta densitat inicial de l’embolcall, tampoc el gas ionitzat pot aturar el procés d’acreció. A mesura que avança el temps, el material que cau sobre l’estrella és menys dens, el flux molecular va excavant una cavitat més gran i el radi fins on l’estrella pot ionitzar el gas és més gran. Arriba un moment en què, per a una regió important del disc, la velocitat d’escapament és més petita que la velocitat del so, i el disc es comença a fotoevaporar donant lloc als vents ionitzats de disc.

Finalment, una quarta fase correspon a la de trencament del núvol. Com que l’estrella massiva continua incrementant la seva massa i l’embolcall disminueix en massa i densitat, finalment l’estrella no té cap mitjà per a retenir el gas ionitzat i la regió H II s’expandeix hidrodinàmicament, passant a ser una regió H II ultracompacta (d’unes 5.000-10.000 UA) i augmentant de radi progressivament. A mesura que l’estrella massiva escombra el ma terial cap a fora, acumulant-lo en certes regions, es pot desencadenar nova formació estel·lar, cosa que contribueix a l’enriquiment del cúmul estel·lar inicial a partir del qual s’havia format l’estrella massiva.

En resum, una estrella neix quan un nucli dens s’esfondra formant un nucli protoestel·lar, que s’escalfa i guanya massa fins a arribar a la fusió de l’hidrogen en el seu centre, moment en què entra en la fase de seqüència principal; l’acumulació de massa fins aquest moment és crucial perquè la massa amb què una estrella arriba a la seqüència principal és el factor que determina la seva posterior evolució i que mori com una nana blanca, com una supernova o com un forat negre.