La distribución de masas con la que nacen las estrellas, conocida como Función Inicial de Masa (IMF, por sus siglas en inglés), es un parámetro fundamental en astrofísica. Su forma influye directamente en la evolución química, energética y dinámica de las galaxias, así como en la formación de estrellas, enanas marrones y planetas interestelares.
Ilustración de la función inicial de masa. En esta representación esquemática se muestra el número de estrellas y objetos subestelares en distintos rangos de masa. Crédito: H. Bouy
La IMF y su relación con la formación estelar
Las estrellas no se forman de manera aislada, sino en grupos de estrellas que solemos llamar cúmulos. Cuando una nube molecular se vuelve inestable y empieza a colapsar, pasa por un proceso de fragmentación que la divide en núcleos de distinta masa, cada uno de los cuales podrá acabar dando lugar a una o varias estrellas. La IMF describe estadísticamente cuántas estrellas se forman en función de su masa inicial.
La fragmentación de la nube madre y la forma final de la IMF dependen de las propiedades físicas de la nube, como la temperatura, la densidad, la turbulencia, la retroalimentación de estrellas ya formadas y los campos magnéticos. Si bien existen intentos teóricos por derivar la IMF desde principios fundamentales, en la práctica, esta se obtiene mediante simulaciones hidrodinámicas y observaciones directas de cúmulos estelares y galaxias.
La importancia de la IMF
La IMF permite estimar cuántas estrellas masivas se formarán en una región y, por tanto, anticipar su contribución al enriquecimiento químico del medio interestelar. Este proceso se refiere al aumento de elementos pesados, es decir, todos aquellos que no sean hidrógeno, helio o litio. Estos elementos se generan en las reacciones nucleares que ocurren en el interior de las estrellas y se dispersan a través de vientos intensos y supernovas.
Ilustración de la fragmentación de una nube molecular para dar lugar a un cúmulo de estrellas. Por cada estrella masiva que se forma hay muchas más de menor masa. Fuente propia.
Aunque escasas, las estrellas más masivas (M > 8 masas solares) producen la mayor cantidad de elementos pesados. Debido a su corta vida, enriquecen rápidamente su entorno y juegan un papel fundamental en la retroalimentación energética y química de las galaxias. En cambio, las estrellas de baja masa son mucho más longevas, estables y numerosas. Su impacto químico es menor, pero dominan la masa estelar total en muchas galaxias, siendo cruciales para entender su dinámica.
¿Qué nos dicen las observaciones?
Desde el trabajo pionero realizado por Salpeter en 1955, se ha observado que las estrellas de baja masa son mucho más abundantes que las masivas. Modelos posteriores, como los de Kroupa (2001) y Chabrier (2003), han refinado esta descripción.La Función Inicial de Masa tiene su pico en aproximadamente una masa solar y va bajando hasta masas más pequeñas.
Actualmente, se acepta que la IMF alcanza su máximo en torno a las enanas rojas (estrellas de baja masa, entre 0.08 y 0.45 masas solares), determinando el tipo de estrellas más frecuentes del universo. Además, que la IMF tenga un máximo y no sea una simple ley de potencias en todo su rango, contiene información importante sobre la formación estelar, las condiciones iniciales y los procesos de fragmentación de la nube madre.
Detectar objetos de muy baja masa sigue siendo un reto observacional. Su emisión, predominantemente en el infrarrojo, disminuye con el tiempo; por ello, los estudios más completos se centran en regiones de formación estelar cercanas a la vecindad solar, donde estos objetos aún son relativamente jóvenes y brillantes.
La formación de enanas marrones y planetas interestelares según la IMF
En la década de los sesenta se predijo la existencia de enanas marrones, objetos cuya masa (entre ~13 y 75 masas de Júpiter, MJup) no permite la fusión del hidrógeno, aunque sí pueden sostener brevemente reacciones de deuterio o litio. Las primeras confirmaciones de la existencia de estos objetos llegaron en 1995 con el descubrimiento de Gliese 229B, una enana marrón orbitando una estrella de baja masa, y Teide 1, el primer candidato aislado, miembro del cúmulo de las Pléyades y descubierto por un equipo de investigadores españoles (Rebolo et al. 1995, 1996)
Impresión artística de un planeta en la región de Rho Ophiuchi. Crédito: ESO/M. Kornmesser/S. Guisard
A principios de los 2000 se empezaron a detectar objetos aún menos masivos que las enanas marrones, los llamados planetas interestelares o planetas flotantes. Estos cuerpos, de masas inferiores a 13 MJup, se distinguen de las enanas marrones porque no presentan reacciones nucleares en sus interiores y de los planetas porque no orbitan estrellas. Equipos españoles han liderado estudios pioneros en la detección de planetas interestelares (ver, por ejemplo, Zapatero Osorio et al. 2000, Peña Ramírez et al. 2012).
Estudios recientes de regiones de formación estelar, como Upper Scorpius y Ophiuchus, han revelado una población inesperadamente numerosa de planetas interestelares. Los planetas interestelares son hasta siete veces más frecuentes que lo predicho por las simulaciones numéricas, sugiriendo una revisión de los modelos de formación subestelar. ¿Se trata de objetos formados por colapso directo, como las estrellas, o son planetas expulsados de sistemas planetarios? La IMF es un parámetro clave para comparar teoría y observaciones, así como para avanzar en la comprensión de su origen.
Función de masa de la región de Upper Scorpius y Ophiuchus (rojo). El número de planetas interestelares detectados sobrepasa en un factor 7 el número esperado por las simulaciones de formación estelar actuales (negro). Crédito: Miret-Roig et al. 2022.
¿Es la IMF universal?
Una de las cuestiones más debatidas actualmente es si la IMF es realmente universal o si varía en función del ambiente. En el régimen estelar, las observaciones en cúmulos de distintas metalicidades y entornos galácticos (como núcleos de galaxias elípticas) han mostrado resultados mixtos. Aunque algunas variaciones con las condiciones del entorno parecen probables, aún es difícil determinar si las diferencias son intrínsecas o si, por el contrario, se deben a incertidumbres estadísticas y observacionales.
En el régimen subestelar, estudios recientes sugieren que la fracción de planetas interestelares y sus propiedades (como la fracción de binarias y discos) podría variar significativamente con las condiciones del entorno. Sin embargo, se requieren más estudios que alcancen hasta pocas masas de Júpiter para confirmar estos resultados. Esperamos que muchos planetas interestelares sean descubiertos en los próximos años, gracias a los telescopios espaciales más avanzados como el telescopio espacial James Webb (JWST) y futuros telescopios terrestres como el ELT.