En este artículo
- Todo empieza en una nube molecular, y está helada
- Las cinco fases del nacimiento de una estrella
- Antes del hidrógeno se quema otra cosa: el deuterio
- Cuánto tarda en formarse una estrella
- Dónde se están formando estrellas ahora mismo
- Por qué las estrellas casi nunca nacen solas
- Lo que todavía no sabemos
- Preguntas frecuentes sobre la formación de estrellas
- ¿Cómo se forma una estrella, en resumen?
- ¿Cuánto tarda en formarse una estrella?
- ¿A qué temperatura empieza la fusión nuclear en una estrella?
- ¿Qué es una protoestrella?
- ¿Dónde se están formando estrellas cerca de la Tierra?
- ¿Se puede ver formarse una estrella?
Para entender cómo se forma una estrella hay que empezar por lo contrario de lo que uno imagina: no por el calor, sino por el frío. Una nube molecular está a unos 10 grados por encima del cero absoluto, es decir, a 263 grados bajo cero. Y de ahí sale un objeto cuyo núcleo alcanza los 10 millones de grados. Ese salto de temperatura, un factor de un millón, lo hace la gravedad sola, sin ayuda de nadie, y tarda decenas de millones de años en completarse.
LO ESENCIAL
De dónde sale: de una nube molecular fría, a 10-30 kelvin, con entre 100 y 1.000 partículas por centímetro cúbico. El espacio normal tiene una.
Qué la enciende: el colapso gravitatorio comprime el gas y lo calienta. La fusión del hidrógeno arranca cuando el núcleo llega a los 10 millones de grados.
Cuánto tarda: la fase de protoestrella dura unos 100.000 años; llegar a la estabilidad, decenas de millones. Para una estrella como el Sol, unos 50 millones de años en total.
Casi nunca nacen solas: la mayoría se forman en grupos de cientos o miles dentro de la misma nube.
Todo empieza en una nube molecular, y está helada
Las estrellas no se forman en el vacío, sino dentro de nubes moleculares gigantes: acumulaciones de hidrógeno molecular y polvo que pueden medir cientos de años luz y contener millones de masas solares de material. Son los sitios más fríos y más densos de la galaxia, y esas dos cosas están relacionadas.
Frío, porque el polvo bloquea la luz de las estrellas de alrededor y el interior queda a 10-30 kelvin. Denso, en términos astronómicos: entre 100 y 1.000 partículas por centímetro cúbico, frente a la única partícula por centímetro cúbico del medio interestelar corriente. Aun así, ojo con la palabra «denso»: eso sigue siendo un vacío mucho mejor que el mejor vacío que sabemos hacer en un laboratorio terrestre.
Por qué el frío es imprescindible
Una nube caliente no colapsa: la presión del gas empuja hacia fuera y contrarresta la gravedad. Solo cuando el gas está muy frío, sus partículas se mueven despacio y la presión es tan baja que la gravedad gana. Por eso las guarderías estelares están dentro de las nebulosas oscuras, esas manchas negras que parecen agujeros en la Vía Láctea y en realidad son polvo tapando la luz de detrás.
Las cinco fases del nacimiento de una estrella
DE NUBE FRÍA A ESTRELLA
La nube se contrae, se calienta y enciende la fusión. El ciclo se repite cada 9 segundos
Azul: nube molecular a 10 kelvin. Púrpura: colapso y calentamiento. Naranja: protoestrella. Blanco: fusión encendida. En la realidad el proceso tarda decenas de millones de años. espacioentrelazado.es
Algo empuja a la nube
Una nube molecular puede pasar millones de años en equilibrio. Hace falta un disparador que comprima una región lo bastante como para que la gravedad tome el mando: la onda de choque de una supernova cercana, el choque de dos nubes, o el paso de la nube por un brazo espiral de la galaxia.
La nube se fragmenta y colapsa
La región comprimida no cae entera hacia un punto: se rompe en decenas o cientos de grumos, cada uno cayendo por su cuenta. Por eso las estrellas nacen en tandas y no de una en una. Cada grumo se contrae y, al contraerse, se calienta: la energía gravitatoria perdida se convierte en calor.
Nace la protoestrella y su disco
El centro del grumo se vuelve opaco y empieza a brillar por pura compresión, no por fusión. Como la nube original rotaba un poco, ese giro se acelera al contraerse y el material sobrante se aplana en un disco protoplanetario. La protoestrella se alimenta de ese disco durante unos 100.000 años.
La fase T Tauri: viento y chorros
El objeto ya es una estrella joven pero todavía no fusiona hidrógeno. Sopla vientos violentos, expulsa chorros de material por sus polos y sigue encogiéndose. Esta etapa dura entre un millón y cien millones de años según la masa: cuanto más masiva es la estrella, más deprisa lo hace todo.
Se enciende la fusión: ya es una estrella
Cuando el núcleo alcanza los 10 millones de grados, el hidrógeno empieza a fusionarse en helio. La energía liberada crea una presión hacia fuera que por fin equilibra la gravedad, y la contracción se detiene. La estrella entra en la secuencia principal, donde pasará la mayor parte de su vida.
10.000.000 °C
la temperatura del núcleo a la que arranca la fusión del hidrógeno
El núcleo del Sol está hoy a unos 15 millones. Su superficie, a 5.500
Antes del hidrógeno se quema otra cosa: el deuterio
Aquí hay un matiz que casi ningún artículo cuenta y que explica una frontera importante. El hidrógeno normal necesita 10 millones de grados para fusionarse, pero el deuterio —el hidrógeno pesado, con un neutrón de más— arranca ya alrededor del millón de grados. Toda protoestrella pasa antes por esa fase de quemar deuterio.
El detalle importa porque marca dónde acaban las estrellas. Un objeto que se queda por debajo de unas 80 masas de Júpiter nunca llegará a los 10 millones de grados: quemará su deuterio, brillará débilmente durante un tiempo y se irá apagando. Eso es una enana marrón, ni estrella ni planeta. La diferencia entre encenderse del todo o quedarse a medias se decide por la masa que consiguió acumular el grumo original.
Esos chorros son la firma inconfundible de una estrella en construcción. El gas cae en espiral desde el disco hacia la protoestrella, se sobrecalienta y una parte sale disparada por los polos, el único camino despejado. Al chocar contra el gas de alrededor forma nudos brillantes: son los objetos Herbig-Haro. Cuando ves uno, estás viendo una estrella que todavía no ha nacido del todo.
¿Te está gustando el artículo?
Suscríbete y recibe los próximos artículos directamente en tu correo.
Cuánto tarda en formarse una estrella
Depende brutalmente de la masa, y la diferencia es de varios órdenes de magnitud. Una estrella masiva quema etapas a toda velocidad; una enana roja se toma su tiempo.
| Fase | Qué ocurre | Duración (estrella tipo Sol) |
|---|---|---|
| Nube molecular | Gas frío en equilibrio, esperando un empujón | Millones de años |
| Colapso y fragmentación | La nube se parte en grumos que caen sobre sí mismos | Decenas de miles de años |
| Protoestrella | Brilla por compresión y se alimenta del disco | Unos 100.000 años |
| T Tauri | Vientos, chorros y contracción lenta | De 1 a 100 millones de años según la masa |
| Secuencia principal | Fusión de hidrógeno estable: ya es una estrella hecha | 10.000 millones de años en el caso del Sol |
Sumando todo, el Sol tardó del orden de 50 millones de años en pasar de grumo de gas a estrella estable. Comparado con los 10.000 millones que lleva brillando, el parto fue un suspiro: menos del 1% de su vida. Lo que viene después lo contamos entero en el ciclo de vida de una estrella, desde la juventud hasta la enana blanca o la supernova.
Dónde se están formando estrellas ahora mismo
La Vía Láctea convierte en estrellas entre una y dos masas solares de gas al año según las estimaciones clásicas, aunque trabajos recientes elevan la cifra a entre cuatro y ocho. En cualquier caso, no es un fenómeno del pasado: está ocurriendo mientras lees esto, y hay sitios donde se puede mirar directamente.
El más accesible es la nebulosa de Orión, a 1.344 años luz, la región de formación de estrellas masivas más cercana a nosotros. Es esa mancha difusa del centro de la espada de Orión que se ve a simple vista desde un cielo decente y que con unos prismáticos ya deja de ser un punto. Cómo localizarla está en la guía de la constelación de Orión, y por qué esas nubes brillan, en el artículo sobre las nebulosas de emisión.
LOS PILARES DE LA CREACIÓN, RECONTADOS
Las columnas de gas de la nebulosa del Águila que Hubble hizo famosas en 1995 volvieron a fotografiarse con el James Webb. Un estudio publicado en Nature Astronomy en 2025 con esas observaciones identificó 253 candidatos a objeto estelar joven, y encontró que se concentran en los bordes de las estructuras esculpidas por la radiación de las estrellas masivas vecinas. Es decir: esas estrellas grandes no solo están destruyendo los pilares, también están provocando la formación de la siguiente generación al comprimir el gas por delante. Formación estelar en cadena, medida por primera vez con ese detalle.
Otro escaparate es la nebulosa Trompa de Elefante, donde se ve el mismo mecanismo: una columna de gas denso resistiendo la erosión de la radiación mientras en su interior se cuecen estrellas nuevas.
Por qué las estrellas casi nunca nacen solas
La imagen romántica de una estrella formándose sola en la oscuridad es falsa. Como la nube se fragmenta en muchos grumos a la vez, lo normal es que de una misma nube salgan cientos o miles de estrellas más o menos al mismo tiempo, formando un cúmulo abierto. Las Pléyades son un ejemplo que puedes ver a simple vista: hermanas nacidas del mismo gas hace unos 100 millones de años.
Y a una escala más pequeña pasa lo mismo: una fracción enorme de las estrellas acaba emparejada. Si el grumo que colapsa tiene demasiado momento angular, no puede concentrarlo todo en un solo objeto y se parte en dos que quedan orbitándose. El proceso está detallado en el artículo sobre la formación de las estrellas binarias. El Sol, que hoy está solo, muy probablemente nació también en un cúmulo del que se separó hace miles de millones de años.
Lo que todavía no sabemos
La gran incógnita se llama función inicial de masas: por qué de una nube salen muchísimas estrellas pequeñas y muy pocas grandes, siempre en una proporción parecida. La distribución se mide bien, pero no hay una explicación cerrada de por qué es esa y no otra, ni de si cambia en condiciones distintas.
Tampoco está resuelto cómo se forman las estrellas más masivas. Al encenderse, la radiación que emiten es tan intensa que debería frenar la caída del gas restante y cortar su propio suministro mucho antes de llegar a las 100 masas solares que observamos. Las explicaciones actuales apuntan a que el material entra por el disco de forma irregular, esquivando esa presión, pero es un problema abierto.
Y hay algo con lo que nos vamos a tener que conformar: nunca veremos una estrella formarse de principio a fin. Cien mil años es un instante en astronomía y una eternidad para nosotros. Lo que hacemos es fotografiar miles de estrellas en fases distintas y montar la secuencia, como quien reconstruye la vida humana con fotos de gente de todas las edades. Todo lo que publicamos sobre estos objetos está en la sección de estrellas de Espacio Entrelazado.
Preguntas frecuentes sobre la formación de estrellas
¿Cómo se forma una estrella, en resumen?
Una región de una nube molecular fría, a 10-30 kelvin, se comprime y colapsa por su propia gravedad. Al contraerse se calienta, forma una protoestrella rodeada de un disco y sigue encogiéndose durante millones de años. Cuando el núcleo alcanza los 10 millones de grados empieza la fusión del hidrógeno y la estrella se estabiliza.
¿Cuánto tarda en formarse una estrella?
Para una estrella parecida al Sol, del orden de 50 millones de años desde el colapso hasta la fusión estable. La fase de protoestrella dura unos 100.000 años y la fase T Tauri, entre uno y cien millones de años según la masa. Las estrellas masivas lo hacen todo mucho más rápido, y las enanas rojas, mucho más despacio.
¿A qué temperatura empieza la fusión nuclear en una estrella?
La fusión del hidrógeno en helio necesita unos 10 millones de grados en el núcleo. Antes, alrededor del millón de grados, se fusiona el deuterio, una forma pesada del hidrógeno. Un objeto que no supere aproximadamente 80 masas de Júpiter nunca llegará al umbral del hidrógeno y se quedará en enana marrón.
¿Qué es una protoestrella?
Es la fase intermedia entre nube y estrella. El centro del gas colapsado ya brilla, pero no por fusión nuclear sino por el calor que genera la propia compresión. Está rodeada de un disco de gas y polvo del que se alimenta, y suele expulsar chorros por sus polos que forman los objetos Herbig-Haro. Dura del orden de 100.000 años.
¿Dónde se están formando estrellas cerca de la Tierra?
La región de formación de estrellas masivas más cercana es la nebulosa de Orión, a 1.344 años luz, visible a simple vista en la espada de Orión. También son guarderías activas la nebulosa del Águila, con los Pilares de la Creación, y el complejo de nubes de Orión B, donde Hubble fotografió los chorros del objeto Herbig-Haro 24 a 1.350 años luz.
¿Se puede ver formarse una estrella?
Entera no: el proceso dura como mínimo decenas de miles de años. Lo que sí se ve son estrellas concretas en cada una de las fases, y con eso se reconstruye la secuencia. El James Webb ha observado protoestrellas de unos 100.000 años todavía envueltas en su capullo de polvo, algo imposible en luz visible.
FUENTES Y PARA SABER MÁS
— NASA Science: Stars y Star Formation (science.nasa.gov/universe/stars)
— Evidence of triggered star formation in the Pillars of Creation from JWST observations, Nature Astronomy (2025)
— NASA/ESA Hubble: imagen del objeto Herbig-Haro 24 en Orión B (hubblesite.org)
— ESA/Webb: observaciones de la protoestrella L1527, de unos 100.000 años, en la región de Tauro (esa.int/Webb)
— ESO: programas de observación de la nebulosa de Orión y las regiones de formación estelar cercanas (eso.org)
