Durante décadas, los astrónomos se han preguntado cómo eran las primeras estrellas del universo. Estas estrellas formaron nuevos elementos químicos, enriqueciendo el universo y permitiendo que las siguientes generaciones de estrellas dieran lugar a los primeros planetas.
Las primeras estrellas estaban compuestas inicialmente de hidrógeno y helio puro, y eran masivas, con cientos a miles de veces la masa del Sol y millones de veces más luminosas. Sus vidas cortas terminaron en enormes explosiones llamadas supernovas, por lo que no tuvieron el tiempo ni los materiales para formar planetas, y no deberían existir para que los astrónomos las observaran.
Al menos eso es lo que pensábamos.
Dos estudios publicados en la primera mitad de 2025 sugieren que las nubes de gas en colapso en el universo temprano pudieron haber formado también estrellas de menor masa. Un estudio utiliza una nueva simulación astrofísica por computadora que modela la turbulencia dentro de la nube, provocando la fragmentación en grupos más pequeños que forman estrellas. El otro estudio, un experimento de laboratorio independiente, demuestra cómo el hidrógeno molecular, una molécula esencial para la formación de estrellas, pudo haberse formado antes y en mayores abundancias. Este proceso involucra un catalizador que podría sorprender a los profesores de química.
Como astrónomo que estudia la formación de estrellas y planetas y su dependencia de los procesos químicos, estoy emocionado ante la posibilidad de que la química en los primeros 50 millones a 100 millones de años después del Big Bang pudo haber sido más activa de lo que esperábamos.
Estos hallazgos sugieren que la segunda generación de estrellas, las estrellas más antiguas que podemos observar actualmente y posiblemente los anfitriones de los primeros planetas, pudieron haberse formado antes de lo que pensaban los astrónomos.
Formación de estrellas primordiales
Las estrellas se forman cuando enormes nubes de hidrógeno, que pueden abarcar muchos años luz, colapsan bajo su propia gravedad. El colapso continúa hasta que una esfera luminosa rodea un núcleo denso que es lo suficientemente caliente como para sostener la fusión nuclear.
La fusión nuclear ocurre cuando dos o más átomos obtienen suficiente energía para fusionarse. Este proceso crea un nuevo elemento y libera una cantidad increíble de energía, que calienta el núcleo estelar. En las primeras estrellas, los átomos de hidrógeno se fusionaron para crear helio.
La nueva estrella brilla porque su superficie está caliente, pero la energía que alimenta esa luminosidad proviene de su núcleo. La luminosidad de una estrella es su total de energía emitida en forma de luz. El brillo de la estrella es la pequeña fracción de esa luminosidad que observamos directamente.
Este proceso, donde las estrellas forman elementos más pesados mediante fusión nuclear, se llama nucleosíntesis estelar. Continúa en las estrellas después de su formación, a medida que sus propiedades físicas cambian lentamente. Las estrellas más masivas pueden producir elementos más pesados como carbono, oxígeno y nitrógeno, hasta llegar al hierro, en una secuencia de reacciones de fusión que termina en una explosión de supernova.
Las supernovas pueden crear elementos aún más pesados, completando la tabla periódica de elementos. Las estrellas de menor masa, como el Sol, con núcleos más fríos, solo pueden sostener la fusión hasta el carbono. A medida que agotan el hidrógeno y el helio en sus núcleos, la fusión nuclear se detiene y las estrellas se evaporan lentamente.
Las estrellas de alta masa tienen alta presión y temperatura en sus núcleos, por lo que brillan intensamente y consumen rápidamente su combustible gaseoso. Su duración es de solo unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de baja masa, aquellas con menos de dos veces la masa del Sol, evolucionan mucho más lentamente, con vidas de miles de millones o incluso trillones de años.
Si las primeras estrellas fueron todas de alta masa, entonces habrían explotado hace mucho tiempo. Pero si también se formaron estrellas de baja masa en el universo temprano, podrían todavía existir para que las observemos.
Química que enfría nubes
Las primeras nubes de gas formadoras de estrellas, llamadas nubes protostelares, eran cálidas. El gas cálido tiene presión interna que empuja hacia afuera contra la fuerza gravitacional que intenta colapsar la nube. Solo las nubes protostelares más masivas, con más gravedad, podrían superar la presión térmica y eventualmente colapsar. En este escenario, todas las primeras estrellas serían masivas.
La única manera de formar las estrellas de menor masa que observamos hoy es que las nubes protostelares se enfríen. El gas en el espacio se enfría por radiación, que transforma la energía térmica en luz que lleva la energía fuera de la nube. Los átomos de hidrógeno y helio no son radiadores eficientes por debajo de varios miles de grados, pero el hidrógeno molecular, H₂, es excelente para enfriar gas a bajas temperaturas.
Cuando se energiza, H₂ emite luz infrarroja, lo que enfría el gas y reduce la presión interna. Ese proceso haría que el colapso gravitacional fuera más probable en nubes de menor masa.
Durante décadas, los astrónomos han razonado que una baja abundancia de H₂ en los primeros tiempos resultó en nubes más cálidas cuya presión interna sería demasiado alta para colapsar fácilmente en estrellas. Concluyeron que solo las nubes con masas enormes, y por lo tanto con mayor gravedad, colapsarían, dejando estrellas más masivas.
Hidruro de helio
En un artículo de julio de 2025, el físico Florian Grussie y colaboradores del Instituto Max Planck de Física Nuclear demostraron que la primera molécula que se formó en el universo, el hidruro de helio, HeH⁺, podría haber sido más abundante en el universo temprano de lo que se pensaba anteriormente. Utilizaron un modelo por computadora y realizaron un experimento de laboratorio para verificar este resultado.
¿Hidruro de helio? En la clase de ciencias de secundaria probablemente aprendiste que el helio es un gas noble, lo que significa que no reacciona con otros átomos para formar moléculas o compuestos químicos. Sin embargo, resulta que sí lo hace, pero solo bajo las condiciones extremadamente escasas y oscuras del universo temprano, antes de la formación de las primeras estrellas.
HeH⁺ reacciona con el deuteruro de hidrógeno, HD, que es un átomo de hidrógeno normal unido a un átomo de deuterio más pesado, para formar H₂. En el proceso, HeH⁺ también actúa como un refrigerante y libera calor en forma de luz. Por lo tanto, la alta abundancia de ambos refrigerantes moleculares en tiempos anteriores pudo haber permitido que nubes más pequeñas se enfriaran más rápido y colapsaran para formar estrellas de menor masa.
El flujo de gas también afecta las masas iniciales estelares
En otro estudio, publicado en julio de 2025, el astrofísico Ke-Jung Chen lideró un grupo de investigación en el Instituto de Astronomía y Astrofísica de Academia Sinica, utilizando una simulación por computadora detallada que modelaba cómo pudo haber fluido el gas en el universo temprano.
El modelo del equipo demostró que la turbulencia, o movimiento irregular, en gigantescas nubes de gas en colapso puede formar fragmentos de nubes de menor masa a partir de los cuales se condensan estrellas de menor masa.
El estudio concluyó que la turbulencia pudo haber permitido que estas primeras nubes de gas formaran estrellas del mismo tamaño o hasta 40 veces más masivas que la masa del Sol.
Los dos nuevos estudios predicen que la primera población de estrellas podría haber incluido estrellas de baja masa. Ahora, depende de nosotros, los astrónomos observacionales, encontrarlas.
Esta no es una tarea fácil. Las estrellas de baja masa tienen luminosidades bajas, por lo que son extremadamente tenues. Varios estudios observacionales han informado recientemente de posibles detecciones, pero ninguna ha sido confirmada con alta confianza. Sin embargo, si están ahí, eventualmente las encontraremos.
Luke Keller es profesor de física y astronomía en Ithaca College.
Este artículo se publica de nuevo de The Conversation bajo una licencia de Creative Commons. Lee el artículo original.
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