ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronòmica de Sabadell. Josep Miquel Girart, 1 de octubre de 2025

Para mí es un reto explicaros los campos magnéticos. Para mí sería mucho más fácil explicaros las nubes moleculares y la formación estelar, porque hay imágenes muy bonitas y los procesos pueden explicarse de manera sencilla. 

La Vía Láctea 

Comencemos con una mirada a nuestra galaxia. La figura 1 es una imagen de nuestra galaxia a partir de imágenes obtenidas por el satélite Gaia, donde básicamente todo lo que brilla son estrellas. Se trata de una imagen muy parecida a la visible tal como la veríamos nosotros.   

Figura 1. La Vía Láctea con imágenes de Gaia 

Y ahora os muestro otras imágenes de la Vía Láctea pero en diferentes longitudes de onda (figura 2), desde la radio hasta los rayos gamma. 

Figura 2. Vía Láctea en múltiples longitudes de onda 

Como se puede percibir, en cada longitud de onda la galaxia tiene una forma diferente, pero curiosamente se ve que los menos energéticos (radio) y los más energéticos (rayos g) tienen una similitud muy importante. Esto quiere decir que las dos longitudes de onda están trazando el mismo tipo de regiones. Cuando vamos a los rayos X destacan ciertas regiones muy brillantes que con luz visible no se ven. Y cuando vamos al infrarrojo destaca mucho el plano de la galaxia. 

Los componentes del medio interestelar 

Para poner un ejemplo, empecemos con una analogía de escalas. Supongamos que el Sol es una pequeña canica. A esta escala, la Tierra estaría a unos dos metros de distancia, más o menos en la segunda o tercera fila de este auditorio. Nuestro Sistema Solar se extendería mucho más allá de este edificio, hasta el final del parque. Y si el Sol tiene este tamaño, la estrella más cercana —Proxima Centauri— estaría en Madrid. Esto os da una idea del vasto espacio vacío entre estrellas. Por tanto, el medio interestelar es una región inmensa con una densidad de estrellas extremadamente baja. 

¿Qué hay, pues, en este espacio entre el Sol, el Sistema Solar y Proxima Centauri, que se encuentra a unos 4 o 5 años luz? Los componentes del medio interestelar se pueden clasificar en varios tipos. En primer lugar la materia ordinaria: básicamente gas y partículas de polvo. Después está la materia oscura, de la que me olvidaré hoy, porque no sabemos qué es. Sabemos que es muy importante, especialmente a grandes distancias de la galaxia —de hecho, representa el 90-95 % de la masa total de la Vía Láctea—, pero como no la podemos detectar directamente, no hablaré de ella. Después tenemos los rayos cósmicos, que explicaré más adelante. También estamos bañados constantemente por fotones y, finalmente, los campos magnéticos, que son el tema central de hoy. Pero para entender los campos magnéticos, primero debemos conocer las diferentes componentes del medio interestelar. 

Lo primero que nos viene a la mente cuando hablamos de fotones es la radiación de fondo cósmica. Es isotrópica, está presente en todas partes y es muy abundante en el infrarrojo lejano, el submilimétrico y hasta los 50 GHz, es decir, longitudes de onda de varios milímetros. Estamos inmersos en esta radiación completamente uniforme. (Figura 3).

Figura 3. Radiación de fondo cósmica 

Volvamos ahora a la mirada multifrecuencia de nuestra galaxia. Como ya he introducido los componentes del medio interestelar, puedo explicaros qué traza cada longitud de onda: el visible, el infrarrojo cercano y el medio trazan principalmente la componente estelar de la galaxia. Para estudiar el medio interestelar debemos utilizar fotones de alta energía (rayos X, rayos g) o de baja energía (infrarrojo lejano, milimétrico, radio). Así tenemos un amplio espectro electromagnético para explorarlo. 

Para entender por qué vemos el medio interestelar de manera diferente en cada frecuencia, debemos introducir el concepto de cuerpo negro. La física nos dice que cualquier cuerpo a una temperatura determinada emite fotones, y el rango principal de emisión depende de la temperatura. Así pues, las estrellas, con temperaturas superficiales de miles de grados emiten principalmente en el visible, y los cuerpos más fríos emiten en el infrarrojo. Cuanto más baja sea la temperatura, más hacia el infrarrojo lejano se desplaza el pico de emisión. 

Esto nos da una idea clave: el rango electromagnético es, como primera aproximación, un termómetro. La ley de Wien nos dice que la longitud de onda máxima de emisión es inversamente proporcional a la temperatura. (Figura 4). 

Figura 4. Ley de Wien 

Así pues, los rayos g y X trazan el medio interestelar más caliente (10⁴ a >10⁶ K), el ultravioleta y visible trazan superficies estelares (~10⁴ K), y el infrarrojo y más allá traza el medio interestelar más frío. La excepción es la emisión en radio, que no sigue la ley del cuerpo negro. A unos 0,3 cm, un cuerpo negro emitiría como si estuviera a ~1 K, pero la temperatura mínima del Universo es ~2,7 K (radiación de fondo). Por tanto, la emisión en radio proviene de procesos energéticos no térmicos. 

Ahora pasemos a la segunda componente: la materia. Las abundancias en el medio interestelar son similares a las del Sistema Solar. El más abundante es el hidrógeno, seguido del helio (formado en el Big Bang). Elementos como carbono, nitrógeno, oxígeno, magnesio o hierro son mucho menos abundantes —menos de una milésima parte del hidrógeno—. Excepto el hidrógeno y el helio, todos los elementos de la tabla periódica se formaron dentro de estrellas, vía nucleosíntesis estelar o supernovas, y fueron expulsados al medio interestelar por vientos estelares o explosiones. 

Vamos ahora a las diferentes componentes del medio interestelar, el cual no es uniforme, sino que lo podemos dividir en tres grandes componentes: 

1. Gas ionizado caliente (>10⁴ K), donde el hidrógeno está ionizado, y otros elementos también parcialmente. Dentro de esta categoría hay tres subtipos: 

• Regiones intranubes calientes: Extremadamente calientes, difusas, ocupan ~50 % del volumen galáctico, pero tienen poca masa.
• Regiones HII: Son regiones mucho más densas, con temperaturas de unos 10.000 K, ocupan poco espacio y tienen una masa total de unos 50 millones de masas solares.
• Gas ionizado caliente: Tiene una temperatura de unos 8.000 K, una densidad de unas 100.000 partículas por litro, ocupa el 25 % del volumen de la galaxia, y su masa total es de unos 3.000 millones de masas solares.

Os muestro una imagen del centro de nuestra galaxia como ejemplo, donde cada mancha que se ve es el resto de una supernova. (Figura 5). 

Figura 5. Centro de nuestra galaxia en ondas de radio 

2. Gas atómico (H neutro): Ocupa básicamente el 1 % del volumen galáctico y contiene la misma masa que el gas ionizado (2.000 millones de masas solares). Su densidad es de unos 50 millones de partículas por litro (aún extremadamente baja comparada con el aire terrestre), y su temperatura es de unos 100 K. 

3. Gas molecular (nubes moleculares): Ocupan mucho menos del 1 % del volumen, pero tienen unos 1.000 millones de masas solares (similar a los otros componentes). Es un gas mucho más denso (10 veces más que el gas atómico) y extremadamente frío (10-30 K). Son las cunas de la formación estelar (ejemplo: nubes oscuras). 

Además, tenemos las partículas de polvo, especialmente abundantes en nubes moleculares y regiones atómicas. Están hechas de carbono, silicio, magnesio, hierro y elementos pesados. Se forman en las últimas etapas de la evolución de estrellas de baja y media masa. Son extremadamente pequeñas: de décimas de micrómetro a un micrómetro; y su emisión térmica como cuerpo negro emite sobre todo en infrarrojo lejano, por eso se necesitan satélites como Planck o Herschel para verlas. 

Finalmente están los rayos cósmicos: protones y electrones acelerados a velocidades relativistas, originados en supernovas o regiones de alta energía. Tienen una densidad de energía comparable a la del campo magnético y el gas. Son clave para ionizar ligeramente las nubes moleculares (una parte por millón), permitiendo el acoplamiento con el campo magnético. 

Y esto nos lleva al campo magnético interestelar, el protagonista de la charla. Desde los años 40 sabemos que el medio interestelar está bañado por unos campos magnéticos, cuando los astrónomos empezaron a usar polarizadores de la luz y vieron que había regiones donde la luz estelar estaba polarizada. Las estrellas emiten como cuerpos negros y su luz no está polarizada, pero el polvo que se encuentran por el camino, si no es exactamente esférico, puede polarizar la luz. Pero ¿qué hacía que el polvo estuviera alineado en unas direcciones concretas? El campo magnético interestelar.

Figura 6. Campo magnético interestelar 

La figura 6 es una imagen obtenida por el satélite Planck, donde se puede ver la polarización de la luz de la Vía Láctea. Cuanto más polvo hay en una zona de la galaxia mejor se ve la polarización de la luz, que a su vez depende del campo magnético galáctico. El polvo es un trazador para estudiar el campo magnético. Como se puede ver en la imagen, el campo magnético está alineado en el plano de la galaxia mientras que al alejarnos, a veces es paralelo y a veces perpendicular. 

Nos podemos preguntar cuál es el origen de este campo magnético. Su intensidad es muy débil, de solo decenas de microgauss. La verdad es que su origen no se conoce exactamente. Hay la hipótesis de que puede ser un remanente del campo magnético primordial del propio Big Bang; o también que puede ser debido a las explosiones de supernovas; o también quizás debido a la rotación diferencial de la galaxia. Aún no lo sabemos. 

Cómo se puede detectar el campo magnético interestelar 

Vamos a las emisiones de radio para estudiar los campos magnéticos, y hay dos mecanismos principales de emisión de ondas de radio: la emisión térmica libre-libre, y la emisión sincrotrón. 

La emisión térmica libre-libre es producida por gas ionizado denso a 10.000 K. En este plasma, cuando un electrón se acerca a un protón puede frenarse y emitir la energía sobrante en forma de fotón (tipo radio). Pero esta emisión no está polarizada, por tanto ya nos podemos olvidar. 

La emisión sincrotrón es debida a los electrones que giran alrededor de campos magnéticos un poco intensos. Al girar emiten luz en forma de radio, y esta sí que está polarizada. Por tanto, una manera de estudiar los campos magnéticos es a través de la emisión sincrotrón. El problema es que así solo podemos estudiar los campos magnéticos cuando tenemos radiación muy intensa con choques muy intensos; por tanto en zonas de la galaxia muy localizadas.

Otra posibilidad es estudiar la emisión de polvo. Estas partículas miden unas 10 micras y para que emitan luz polarizada no deben ser esféricas, sino alargadas, deben tener inclusiones ferromagnéticas, y deben girar rápidamente. En estas condiciones serán sensibles al campo magnético y se alinearán con él. Cuando la luz atraviesa una zona con polvo alineado se polariza y, por tanto, el observador verá luz polarizada. De la misma manera estas partículas de polvo emitirán luz que también será polarizada. Toda esta polarización nos permite estudiar el campo magnético. 

Os muestro el ejemplo de un estudio del campo magnético de una zona de la galaxia. (Figura 7). Las líneas muestran la polarización de la luz que se deriva del campo magnético. 

Figura 7. Campo magnético de una zona de la Vía Láctea 

Otra herramienta para estudiar los campos magnéticos interestelares es la molécula de cianuro (CN). Se trata de una molécula bastante abundante dentro de las nebulosas. Las moléculas giran de forma cuántica, es decir, que no pueden girar de cualquier manera, sino de unas maneras discretas, cuantizadas, y al pasar de un nivel de rotación a otro emiten luz de una energía muy concreta. Es decir, que emiten unas líneas de emisión. Si se encuentran en un campo magnético, estas líneas cambian; de hecho aparecen subniveles, por lo que se llama efecto Zeeman. 

La formación estelar 

La formación estelar se produce en las regiones del medio interestelar que son gravitacionalmente más inestables. El gas ionizado es extremadamente tenue y presenta una temperatura muy alta. En estas condiciones, la presión térmica hace que la gravedad —la autogravedad— no sea relevante. En cambio, en las regiones más frías y densas de las nubes moleculares, la gravedad puede convertirse en suficiente para provocar el colapso y la formación de estrellas. 

Estas nubes moleculares son muy compactas. Por ejemplo, un glóbulo de Bok puede tener una masa comparable a la del Sol, y al colapsar dar lugar a una estrella parecida a nuestro astro. Para ilustrarlo, podemos comparar sus propiedades con las de nuestra atmósfera: aunque los llamemos «nubes», son muy diferentes. Las nubes terrestres reflejan la luz visible, mientras que las nubes moleculares bloquean gran parte de esta radiación y solo son detectables en longitudes de onda infrarrojas o de radio. 

Su composición está dominada por el hidrógeno molecular (H₂), pero también contienen moléculas como el monóxido de carbono (CO), el amoníaco (NH₃), el metanol (CH₃OH) o el etanol (C₂H₅OH), algunas de las cuales también encontramos en la Tierra. En cambio, las nubes atmosféricas terrestres están formadas principalmente por agua, nitrógeno y otros componentes gaseosos. Las gotas de las nubes terrestres tienen un diámetro típico de unos 10 micrómetros, mientras que las partículas de polvo interestelar hacen aproximadamente una micra (1 µm). 

A medida que se forma una estrella, estas partículas pueden crecer y formar pequeños grumos. Las diferencias de densidad son enormes: en una nube molecular puede haber menos de un miligramo de materia por kilómetro cúbico, mientras que en nuestra atmósfera hay aproximadamente un miligramo de masa por litro. Las temperaturas también son extremadamente bajas —hasta unos 260 °C bajo cero—, muy por debajo de los valores mínimos terrestres, que raramente superan los −40 °C. Por tanto, la temperatura, la densidad y la composición son los rasgos que diferencian las nubes moleculares de las nubes terrestres.

Otro elemento clave son las partículas de polvo, que juegan un papel esencial en la formación estelar y en los procesos magnéticos. Estas partículas actúan como una cortina que bloquea la radiación visible y otros tipos de energía. Esto explica por qué muchas de estas nubes aparecen oscuras: su polvo absorbe la luz de las estrellas situadas detrás. Solo la radiación de alta energía, como los rayos cósmicos, puede penetrar hasta el interior de la nube. 

La radiación ultravioleta, en cambio, no puede ionizar el gas. El único mecanismo de ionización posible es la colisión de los rayos cósmicos con las moléculas del gas. Esto hace que una pequeña fracción —aproximadamente una millonésima parte— del gas esté ionizada. Aunque sea una proporción minúscula, estos iones y electrones permiten que el gas sea sensible a los campos magnéticos, ya que solo las partículas cargadas responden a ellos. El gas neutro, por sí mismo, no es sensible, pero puede estar acoplado al campo magnético a través de colisiones con los iones generados por los rayos cósmicos. Por eso, aunque sean básicamente neutras, estas nubes moleculares responden al campo magnético, y esto es fundamental para entender su dinámica. 

Además, como el gas más abundante es el hidrógeno molecular, cuando un rayo cósmico impacta en él puede arrancar un electrón y generar reacciones químicas rápidas que forman moléculas como el ion H₃+, que es muy brillante y medible. Su presencia es una evidencia directa de que el gas de estas nubes está parcialmente ionizado y que, por tanto, es sensible al campo magnético. 

Observadas en el rango milimétrico o infrarrojo, estas nubes —que parecen oscuras en la luz visible— se muestran extremadamente brillantes, ya que su polvo emite radiación térmica de cuerpo negro a temperaturas de entre 20 y 30 kelvins. El monóxido de carbono, por su parte, es una molécula muy útil para trazar sus propiedades físicas. 

Finalmente, estas regiones son tan densas que su propia gravedad se vuelve lo suficientemente fuerte para que, ante una pequeña perturbación, la nube deje de estar en equilibrio y colapse. Si la gravedad no fuera lo suficientemente importante, el gas se mantendría estable gracias a su temperatura y presión interna; pero cuando la gravedad domina, comienza el colapso gravitatorio que dará lugar al nacimiento de una nueva estrella. 

Cuando hablamos del colapso de una nube molecular, la presión juega un papel fundamental. La presión se opone a la gravedad. Esta puede tener diferentes componentes: 

• Presión térmica, debida a la temperatura del gas.
• Presión turbulenta, causada por los movimientos internos del gas y su agitación.

Por tanto, hay un cierto equilibrio de fuerzas entre la gravedad, que tiende a hacer colapsar la nube, y la presión del gas, que intenta impedirlo. Si la gravedad es lo suficientemente intensa para superar esta presión, la nube comenzará a colapsar y a formar una estrella. 

Además de la presión, hay que considerar otro componente físico importante: el momento angular. Las nubes moleculares no son sistemas perfectamente estáticos; suelen tener un cierto movimiento de rotación. Cuando un cuerpo que gira se contrae, experimenta el efecto «bailarina de patinaje»: si una patinadora gira con los brazos abiertos y después los cierra, aumenta su velocidad de rotación. Esto es la conservación del momento angular. 

Lo mismo pasa con una nube que se contrae: a medida que su radio disminuye, su velocidad de rotación aumenta. Esta rotación tiene una consecuencia directa sobre el proceso de formación estelar. Una nube inicialmente es casi esférica, al empezar a girar más rápido, experimenta una fuerza centrífuga que se opone al colapso en la dirección perpendicular al eje de rotación. Esto provoca que la nube se aplaste y forme una estructura discal. Esta es la semilla de los discos protoplanetarios, de donde surgirán los planetas. 

La conservación del momento angular es, por tanto, esencial para explicar la existencia de sistemas planetarios como el nuestro. No obstante, si calculamos el momento angular de una nube molecular típica, observamos que es muy superior al de nuestro Sistema Solar. Esto implica que durante el colapso debe perderse gran parte del momento angular. Aquí es donde intervienen los campos magnéticos. 

Imaginemos una nube esférica inmersa en un campo magnético uniforme. Tenemos la gravedad, la presión y el campo magnético. Aunque el gas es mayoritariamente neutro, contiene una pequeña fracción de iones. Cuando la nube comienza a colapsar, estos iones, acoplados al campo magnético, arrastran con ellos las líneas del campo hacia el interior, creando una estructura con forma de reloj de arena (o «hourglass»). 

El campo magnético, sin embargo, genera tensión magnética, como una cuerda tensa: cuanto más se estira, más se opone al movimiento. Esta tensión frena el colapso en la dirección perpendicular al campo magnético y puede dar lugar a una estructura más aplanada, aunque no sea un disco protoplanetario (ya que aquí no hay momento angular significativo). 

Cuando añadimos rotación al sistema, el colapso del gas hacia el centro interacciona con el campo magnético. El gas neutro, acoplado a los iones, deforma las líneas de campo, generando un campo magnético muy tensionado. Esta tensión se opone al incremento de rotación y produce un fenómeno conocido como frenado magnético (magnetic braking). El campo magnético actúa como un freno que extrae momento angular del sistema. 

En condiciones ideales, este mecanismo puede ser tan eficiente que elimina prácticamente todo el momento angular de la nube. En este caso, no se formaría ningún disco protoplanetario, porque la rotación se habría disipado completamente. Esto es lo que se llama catástrofe magnética: el campo magnético, aunque necesario para transportar momento angular hacia afuera, puede llegar a ser tan eficiente que impida la formación de los discos donde nacerán los planetas. 

Sin embargo, sabemos que hay planetas —nuestro Sistema Solar es una prueba—, y hemos detectado miles de exoplanetas alrededor de otras estrellas. Por tanto, el freno magnético no puede eliminar el momento angular del todo. Los modelos teóricos recientes incorporan procesos disipativos que reducen el acoplamiento entre el gas neutro y el gas ionizado. En estos modelos, el gas neutro puede continuar colapsando bajo la gravedad, mientras que el gas ionizado permanece más ligado al campo magnético. 

Estos procesos incluyen fenómenos como la difusión ambipolar o la disipación óhmica, pero aún son muy mal conocidos. No sabemos con precisión cuáles son los parámetros físicos que los gobiernan ni hasta qué punto afectan el colapso. Es una línea de investigación activa en la astrofísica actual. 

En resumen: el campo magnético elimina momento angular, pero no del todo; deja suficiente rotación para que se pueda formar un disco protoplanetario. Además, en las regiones más internas del disco —muy cercanas a la estrella, a distancias comparables a las órbitas de Mercurio o la Tierra—, el gas está fuertemente ionizado y el campo magnético es muy intenso. En estas zonas, el campo puede canalizar parte del gas hacia afuera, creando jets o vientos estelares muy colimados. 

Estos jets protoestelares son una observación directa del papel del campo magnético en la transferencia de momento angular. Gracias a este mecanismo, el gas puede seguir cayendo sobre la estrella central mientras parte del momento angular es expulsado hacia el exterior, permitiendo así que el sistema evolucione hasta formar una estrella con su disco protoplanetario.  (Figura 8).

Figura 8. Jet estelar 

Otro proceso en el que el campo magnético es fundamental durante la formación de estrellas es la fragmentación. Si no existiera campo magnético y solo hubiera gravedad, presión térmica y presión turbulenta, las nubes moleculares se fragmentarían mucho más. 

Cuando una nube colapsa bajo su propia gravedad, si el proceso no es completamente isótropo, tiende a fragmentarse en varias partes más pequeñas, cada una de las cuales puede dar lugar a una estrella. El momento angular también contribuye, ya que la rotación puede favorecer o dificultar esta fragmentación. Sin embargo, la presencia de un campo magnético intenso puede reducir la fragmentación: la tensión magnética estabiliza el gas e impide que se divida en múltiples fragmentos. Esto hace posible la formación de estrellas muy masivas, que sin campo magnético se desintegrarían en muchas estrellas de baja masa. 

Dificultades para estudiar los campos magnéticos 

Los campos magnéticos son esenciales en la formación estelar pero también son muy difíciles de estudiar y de observar. Para detectarlos se utilizan técnicas como la polarización de la luz emitida por el polvo, el efecto Zeeman o la polarización de la radiación sincrotrón procedente de los jets de gas ionizado. 

El problema es que la señal de polarización es muy débil, habitualmente de un 1 % respecto a la radiación total. Esto quiere decir que, si necesitamos tres horas para detectar la emisión total, para observar la polarización necesitamos un tiempo cien veces más largo (porque la señal es cien veces más débil). En la práctica, esto significa decenas de horas de observación para obtener datos útiles. 

Por este motivo, los astrónomos que estudiamos campos magnéticos a menudo tenemos que pedir a los comités de observación 10 o 30 veces más tiempo que otros proyectos. Es una tarea compleja ya que las señales son muy débiles y cuestan mucho de obtener. 

Conclusiones 

Para acabar, dejadme resumir las ideas principales: 

1. La formación estelar se produce en las zonas más densas del medio interestelar, las nubes moleculares, que son muy frías y compactas. A la luz visible se ven como manchas oscuras en el cielo. 

2. En estas nubes, el gas es mayoritariamente neutro, pero una pequeña fracción está ionizada por los rayos cósmicos. Esta fracción es clave para que el campo magnético se mantenga acoplado al gas. 

3. Gracias a esta interacción, el campo magnético puede extraer momento angular de la nube durante el colapso y permitir la formación de discos protoplanetarios de un tamaño similar a nuestro Sistema Solar. 

4. El campo magnético se observa mediante la polarización de la radiación térmica del polvo, aunque ésta es muy débil. 

5. Los procesos magnéticos más importantes son: 

        -  el frenado magnético, que reduce el momento angular;           

        -   la inhibición de la fragmentación, que favorece la formación de

           estrellas masivas;

        -   y el control del colapso que conduce a la formación de protoes-

           trellas. 

En resumen, sin campos magnéticos no podríamos explicar ni la formación de estrellas ni la de los discos protoplanetarios donde nacen los planetas. 

Para acabar, quisiera recomendaros una lectura: en el volumen de la «Historia Natural de los Países Catalanes» —que, aunque tiene ya unos años, continúa siendo muy válido— encontraréis un capítulo dedicado a la formación estelar, que escribí conjuntamente con Aina Palau y Robert Estalella. 

Coloquio 

¿Se conoce el origen de los rayos cósmicos? 
Sí, los rayos cósmicos se originan principalmente en supernovas, donde las ondas de choque aceleran partículas a altísimas velocidades. También se producen en entornos muy energéticos, como los núcleos galácticos activos donde el material cae sobre el agujero negro central y hay campos magnéticos intensos y colisiones violentas. 

Este proceso que has explicado ¿es importante para todo tipo de estrellas, o solo para las más masivas? ¿Es igual de relevante para estrellas como el Sol o para las más pequeñas? 
El campo magnético es especialmente importante en la formación de estrellas masivas, ya que ayuda a acumular gran cantidad de gas sin que la nube se fragmente. En estos casos, el campo magnético permite que el colapso sea más eficiente. En cúmulos donde se forman cientos o miles de estrellas de baja masa, el papel del campo magnético quizás no sea tan dominante en los bordes, pero en el centro dla nube continúa siendo esencial. Para estrellas como el Sol, que se forman de manera aislada, el campo magnético también es relevante, sobre todo para controlar el momento angular y la formación del disco protoplanetario. 

En una de las diapositivas has mostrado un plano donde las líneas de polarización aparecían todas orientadas igual. ¿Cómo es posible eso? Si lo viéramos de lado, ¿también se vería igual? 
Sí, eso es correcto. La imagen que muestras es de la nebulosa de la Pipa, donde hay gas y polvo. En la luz visible, el polvo absorbe parte de la radiación de las estrellas que hay detrás, y esta absorción está alineada con el campo magnético. Por eso la luz que nos llega está polarizada en una dirección concreta. Las estrellas del fondo nos permiten ver esta polarización: las que están detrás dla nube nos muestran luz polarizada, mientras que las que están delante no. Con datos de Gaia, podemos saber qué estrellas están delante o detrás y, así, medir la distancia de la nube y su estructura tridimensional.