Protostjernemasser

Protostjernemasser är den aktuella massan hos en bildande protostjärna och anger hur mycket materia som för närvarande accreteras under kollapsen av en prestellul kärna. Massan ökar framför allt i de tidiga faserna av stjärnbildning, särskilt Class 0 och Class I, när gas och stoft fortsätter att flöda genom en disk och in i protostjärnan från den omgivande kärnan. Den slutliga massan bestäms av hur länge accretionen varar, hur effektivt materialet bevaras i systemet och hur feedbackprocesser som utstötningar och strålning begränsar fortsatt tillförsel.

Observationer av protostjernemasser är utmanande eftersom protostärer ofta är dolda i stoft. De mest tillförlitliga massuppskattningarna fås från dynamiska studier av gas i omgivande diskar runt protostjärnan, där Keplerian rotation möjliggör massbedömningar när diskens kinematik kan mätas. Instrument som ALMA gör det möjligt att mäta gasrörelserna och därigenom härleda protostjärnens massa. Indirekta metoder baseras på protostärners luminositet och spektrala egenskaper och är förenade med större osäkerhet.

Den observerade kopplingen mellan kärnans massfördelning (CMF) och IMF tyder på att slutliga stjärnors massfördelning främst formas av pre-stellar kärnans massa och senare accretion, medan fragmentering och återkoppling påverkar hur stor del av kärnans massa som faktiskt blir stjärna. Generellt dominerar låga massor bland protostjärnor och flera protostjärnor kvarstår under ett solar annat än i särskilda regioner där förutsättningarna tillåter bildning av högre massor.