En 1596, William Shakespeare, en El Mercader de Venecia, le hacía decir a Lorenzo: "Siéntate, Jessica: mira la bóveda celeste tachonada de astros de oro. Ni aun el más pequeño deja de imitar/ en su armonioso movimiento el canto de los ángeles, uniendo su voz al coro de los querubines. Tal es la armonía de los seres inmortales; pero mientras nuestro espíritu está preso en esta oscura cárcel, no lo entiende ni lo percibe".

Pero, en 1596, Johanes Kepler, uno de los grandes iniciadores de la Cosmología científica, contaba solo 25 años de edad. Sin duda, todavía no se encontraba en condiciones de poder contestar a esas inquietudes. Transcurridos ya 400 años, es indudable que los humanos somos capaces de percibir y entender mejor a los cuerpos celestes que nos rodean, aunque siguen sin contestación adecuada importantísimas preguntas relativas al nacimiento, vida y muerte de las estrellas. Sabemos que su formación comienza a partir de nubes aisladas de gas y polvo en el medio interestelar y se supone que la acción gravitatoria favorece el colapso de la nube, con el consiguiente aumento de temperatura, hasta extremos tan elevados que se posibilitan reacciones de fusión nuclear. En tales reacciones se unen dos núcleos del gas hidrógeno para formar un núcleo de helio, acompañado el proceso por una pérdida de masa que se transforma en una tremenda cantidad de energía, de acuerdo con la célebre ecuación de Einstein de equivalencia entre masa y energía: E= m . c2.

NACIMIENTO. Las estrellas de tamaño modesto, como nuestro Sol, van consumiendo su combustible nuclear tranquilamente, con lo que su vida, dependiente de su tamaño, puede alcanzar más de diez mil millones de años de duración. En cuanto a las estrellas de gran tamaño pueden quemar el combustible más rápidamente, con lo que son más brillantes, pero la consecuencia obligada es un acortamiento de su vida media a valores de tan "solo" unas pocas decenas de millones de años. En el 99,9 % de los casos las estrellas tienen una muerte apacible y cuando se agotan sus reservas nucleares sufren enfriamiento y contracción convirtiéndose en estrellas enanas blancas. En cuanto a las grandes estrellas, tal como hemos señalado en ocasiones anteriores , en su agonía pueden pasar por la etapa de supergigantes rojas y dar lugar a estrellas de neutrones, supernovas e incluso a agujeros negros.

Centrándonos en el proceso del nacimiento de las estrellas, en realidad existe todavía un gran desconocimiento sobre los mecanismos capaces de transformar en una estrella como puede ser nuestro propio Sol a una inmensa nube inicial interestelar, con más de mil billones de kilómetros de diámetro y una bajísima densidad. En la nube inicial las moléculas de hidrógeno gaseoso se encuentran en concentraciones mínimas, 108 por metro cúbico, equivalente a menos de una trillonésima parte de la presión atmosférica normal. Para dificultar más su estudio, esas estrellas en formación, o protoestrellas, se encuentran profundamente sumergidas en inmensas zonas de gas y polvo que impiden su observación directa mediante los telescopios ópticos. Por ello, el uso de las radiaciones infrarrojas y de otras de tipo submilimétrico ha hecho cambiar la situación. En eso también le cabe responsabilidad a la utilización del telescopio IRAM, hispano- germano- francés, situado en el pico Veleta, con una antena de 30 metros de diámetro, o del telescopio JCMT, anglo- holandés- canadiense, emplazado en Mauna Kea, Hawai, con su antena de 15 metros de diámetro. Asimismo han sido de capital importancia las observaciones infrarrojas obtenidas a través del satélite espacial IRAS o con el interferómetro americano VLA.

VLA 1623. De este modo, en 1987, se pudo detectar la fuente de radio denominada VLA 1623 y en los siguientes años se pudo aclarar que se trataba de una estrella casi recién nacida. Estaba situada en el centro de la nube bautizada como Rho Ofinco, una de las nubes interestelares de gas hidrógeno y polvo más próximas a la tierra, a " tan solo" unos 500 años-luz, a unos cinco mil millones de kilómetros de nosotros. En esa nube se han contabilizado más de un centenar de estrellas jóvenes en diversas fases de evolución, por lo que se espera que, cuando se consiga lograr su estudio y clasificación evolutivos, se dispondrá de una especie de filme o película en la que sea posible contemplar completamente el proceso del nacimiento y maduración de las estrellas.

Del trabajo realizado estos últimos años por equipos astronómicos franceses, ingleses y americanos comienzan a obtenerse consecuencias concretas. Se ha concluido así que la VLA 1623 se encuentra en la primera fase de formación, la que podríamos denominar como preprotoestrella, con una edad de bebé estelar, únicamente unos diez mil años de antigüedad, prácticamente una recién nacida. Es en esta primera etapa cuando se forman grumos de materia de unos 1015 metros de diámetro, con una masa total equivalente a la de unas pocas masas solares (la VLA 1623 actualmente solo alcanza 0,6 masas solares), a temperaturas tan bajas como 10 a 30 grados Kelvin (- 263 a -243 ºC). Ello significa que se han producido condensaciones del orden de diez mil veces respecto a la situación original, con una evolución del proceso que puede durar varios millones de años, ya que en esta fase existe un equilibrio entre la presión del gas, dispersadora, y la fuerza de la gravedad, concentrante.

EVOLUCIÓN. Al final, este equilibrio se romperá, se producirá un colapso, el gas se comprimirá y ello dará lugar a un gran calor que se irradiará. En el breve plazo astronómico de unos diez mil años, la gran condensación alcanzada, del orden de un millón de veces respecto al estado previo, evita que el calor producido se irradie, con lo que el núcleo central irá calentándose hasta llegar a altísimas temperaturas y simultáneamente alcanzará una dimensión de tipo estelar, de unos 109 metros. Es en este punto cuando, en un periodo de tiempo de mil a cien mil años, tiene lugar la verdadera etapa protoestelar, en la que el núcleo va acumulando la costra de materia fría que lo envuelve, captándola y calentándola. De este modo se convierte en una estrella de tipo T Tauri (la primera estrella de esta clase se descubrió en la constelación de Tauro). Por otros aproximados diez millones de años continuará contrayéndose lentamente y calentándose hasta alcanzar los diez millones de grados centígrados, que es la temperatura precisa para que los átomos de hidrógeno puedan fundirse nuclearmente para formar los de helio y desprender gran energía, hacer que se encienda la estrella.

La capacidad de efectuar esa fusión nuclear es lo que caracteriza el fin de la adolescencia y comienzo del periodo adulto de la estrella, vida adulta que, como comentábamos anteriormente, puede prolongarse por bastantes miles de millones de años. En concreto, nuestro astro rey, el Sol, se encuentra en lo más interesante de su madurez, alcanzada hace unos cinco mil millones de años. Estando en lo mejor de su vida, por ahora no deben preocuparnos demasiado las consecuencias de su futura y lejana vejez.

En cualquier caso el conocimiento exacto de cómo nacen las estrellas nos podrá ayudar a comprender la formación y las características del Universo del que formamos parte, mínima, pero esencial, ya que como en su día reflexionaba Galileo en Il Saggiatore: "..la filosofía está escrita en este grandísimo libro continuamente abierto ante nuestros ojos (lo llamo universo), pero no puede entenderse si antes no se procura entender su lenguaje y conocer los caracteres en qué está escrito...sin ello deambulamos vanamente por un oscuro laberinto".