El universo aún rebosa hidrógeno, entonces ¿por qué nacen cada vez menos estrellas?

ASTROQUÍMICA.

La formación de estrellas cae aunque sobre hidrógeno. Descubre por qué el gas no siempre está listo para crear nuevas estrellas y qué lo bloquea.

Si el hidrógeno sigue siendo, con diferencia, el elemento más abundante del cosmos, la pregunta resulta casi impertinente: ¿cómo puede apagarse una fábrica que todavía tiene materia prima en el almacén? Las galaxias forman hoy alrededor de diez veces menos estrellas que en su momento de máximo esplendor, y sin embargo el depósito de gas no se ha vaciado a ese mismo ritmo. La paradoja no es un error de cuentas: es una pista, parecida a la que sugiere que el estómago también decide qué recuerdas.

Durante décadas dimos por hecho que abundancia de gas equivalía a capacidad de fabricar estrellas. Sin embargo, un trabajo reciente firmado por Chuan-Peng Zhang y más de medio centenar de colaboradores, publicado en Nature Astronomy en 2026, obliga a separar dos ideas que solíamos confundir: la cantidad de hidrógeno que hay y la cantidad de hidrógeno que sirve.

Inventario lleno frente a línea de producción atascada.

Conviene una analogía, no muy distinta de la de un niño de once años que descubre su primer teléfono. Imaginemos la formación estelar como una fábrica. El hidrógeno atómico neutro, el H I, sería la materia prima guardada en enormes almacenes difusos. Pero una estrella no nace de gas disperso y templado: nace del colapso gravitatorio de nubes frías, densas y compactas de hidrógeno molecular (H₂). Entre el almacén y la máquina hay tuberías que pueden obstruirse y una maquinaria de conversión que puede volverse ineficiente.

El H₂, conviene aclararlo, no es un combustible que las estrellas "quemen" directamente. Es, más bien, el estado físico asociado al gas suficientemente frío y denso como para que la gravedad gane la partida. Tener mucho H I en la galaxia significa tener stock; no significa tenerlo en la cinta de montaje.

El diagnóstico que cambia FAST-DESI.

Aquí entra el resultado central. El equipo de Zhang combinó espectros de la línea de 21 centímetros del H I obtenidos por el FAST All Sky H I Survey (FASHI) con los desplazamientos al rojo espectroscópicos del DESI Bright Galaxy Survey. Esos redshifts ópticos sitúan cada galaxia a su distancia cosmológica y permiten estimar la masa de hidrógeno mediante apilado estadístico de espectros.

El intervalo estudiado abarca de z=0 a z=0,41, es decir, aproximadamente los últimos 4.500 millones de años. Y el hallazgo es sorprendentemente sobrio: la densidad cósmica de H I apenas disminuyó 1,35±0,10 veces en la medición bruta, y solo 1,12±0,10 veces tras aplicar correcciones conservadoras por selección y confusión de haces.

Comparemos esa cifra con lo que hizo la fábrica en el mismo periodo. La densidad cósmica de formación estelar cayó por un factor 2,46. Dicho de otro modo: las estrellas dejaron de nacer mucho más deprisa de lo que el hidrógeno atómico se agotó. Si el vaciado del almacén fuera la causa, ambos números deberían parecerse. No lo hacen.

Una caída larga, no un apagón.

Antes de continuar, una matización necesaria. Nada de esto describe un apagado brusco. La síntesis clásica de Piero Madau y Mark Dickinson, referencia obligada desde 2014, situó el máximo de producción estelar en torno a z≈1,9, cuando el universo tenía apenas unos 3.500 millones de años. Desde entonces la actividad ha ido descendiendo de forma prolongada, hasta ser hoy unas nueve o diez veces menor que en aquel apogeo.

Ese declive tiene incluso una escala temporal característica: a bajo redshift, la tasa se reduce con un tiempo de e-folding de unos 3.900 millones de años, tras el cual queda en torno al 37 % de su valor previo. Es una decadencia mesurada, casi crepuscular, no un cortocircuito cósmico.

La cadena de filtros que estrangula la fábrica.

Si el inventario no explica la caída, ¿qué la explica? La respuesta más honesta es que probablemente no hay una sola causa, sino una cadena de filtros que el gas debe superar antes de convertirse en estrella. Y cada eslabón se ha vuelto menos generoso con el tiempo.

Primero, llega menos gas nuevo. La acreción de material desde la red cósmica, el medio intergaláctico y circumgaláctico, se ralentiza hacia épocas recientes porque también se frena el crecimiento de los halos de materia oscura que canalizan ese flujo. Menos suministro no vacía de golpe la galaxia, pero reduce la reposición del gas que atraviesa las fases fría y molecular. Como recuerdan Céline Péroux y J. Christopher Howk en su revisión de 2020, el gas acretado suele llegar ionizado y debe enfriarse antes de servir para nada.

Segundo, cuesta más enfriar y convertir. Para alcanzar una nube formadora de estrellas, el hidrógeno debe pasar de ionizado a atómico, enfriarse, asociarse en moléculas sobre granos de polvo y acumularse en regiones moleculares frías. Es revelador que la densidad cósmica de gas molecular evolucione de manera mucho más parecida a la formación estelar que la del H I. El cuello de botella, todo apunta, está en la conversión y disponibilidad del gas molecular, no en el stock atómico total.

Tercero, la propia física del disco se resiste, como si intentara hacer varias cosas a la vez sin lograr concentrarse en ninguna. La turbulencia puede sostener el gas contra el colapso, y los campos magnéticos modifican cómo se acumula y fluye el material dentro de las nubes. A ello se suma la estabilidad global del disco galáctico: si la gravedad no logra imponerse sobre la presión, la rotación y los movimientos internos, el gas simplemente no colapsa con eficiencia. Trabajos como el de Thorsten Naab y Jeremiah Ostriker (2017) o el de Eva Schinnerer y Adam Leroy (2024) subrayan hasta qué punto esta arquitectura interna regula el ritmo de nacimiento estelar.

<>>Cuando las propias estrellas y los agujeros negros sabotean la fábrica.

El último filtro tiene algo de tragedia interna, no muy distinta de por qué el canibalismo humano acaba perdiendo la partida: parte del freno lo imponen los propios productos de la fábrica. Las estrellas masivas, sus vientos, su radiación ionizante y, después, las supernovas, calientan, fragmentan y dispersan las nubes moleculares. Schinnerer y Leroy observan que las nubes se despejan con rapidez tras formar estrellas masivas, y que buena parte de esa disrupción ocurre incluso antes de las supernovas.

A escala galáctica, esa retroalimentación impulsa vientos que redistribuyen el gas entre el disco, el halo y el medio intergaláctico, como detallan Todd Thompson y Timothy Heckman (2024). Y por encima de todo ello, los agujeros negros supermasivos pueden inyectar enormes cantidades de energía, mantener el gas caliente o expulsarlo. El matiz decisivo es este: la retroalimentación no siempre elimina el gas del sistema. A menudo se limita a cambiarlo de fase, elevarlo al halo o mantenerlo demasiado caliente y turbulento. En términos de arquitectura galáctica, el apagado puede ser una desconexión entre compartimentos más que un almacén vacío.

Un problema de tiempo de residencia, no de escasez.

Reunidas las piezas, el retrato final desplaza la pregunta. No se trata tanto de cuánto hidrógeno queda como de cuánto tiempo consigue permanecer en el estado adecuado. El H I actúa como un depósito intermedio que sigue siendo detectable mientras la tubería hacia el H₂, hacia el disco frío y hacia las nubes gravitacionalmente inestables se vuelve más lenta y menos eficiente.

Quedan cautelas importantes. El H₂ es difícil de observar directamente y suele inferirse mediante trazadores como el monóxido de carbono, la emisión del polvo o modelos de extinción, con las dependencias de calibración que ello implica. El propio ajuste de Zhang y su equipo para la densidad de hidrógeno neutro está pensado solo para 0<z<0,41 y no debe extrapolarse al universo temprano. Y el contraste FAST-DESI demuestra la evolución débil del H I, pero no reparte por sí solo la culpa entre acreción, enfriamiento, turbulencia y agujeros negros.

Aun así, la enseñanza es nítida y quizá contraintuitiva. El futuro de las estrellas dependerá menos del hidrógeno que quede en el universo que de cuánto de ese hidrógeno consiga permanecer frío, molecular y denso el tiempo suficiente para que gane la gravedad. La fábrica no se está quedando sin materia prima: se está quedando sin la capacidad de convertirla a tiempo.

Por: Muy Interesante.

Sitio Fuente: MuyInteresante