Protostjernen

Protostjernen er den tidlige fasen av stjernedannelsen. Den dannes når en tett del av en molekylsky kollapser under sin egen gravitasjon. Under kollapsen samler materie seg i en sentral protostjerne omkranset av en gass- og støvskjerm og ofte av en akkresjonsdisk. Energi frigjøres primært ved gravitasjonsarbeid, og protostjernen er vanligvis mest synlig i infrarødt ettersom støvet blokkerer synlig lys.

Protostjernen vokser ved at materiale strømmer inn mot sentrum. Den er omsluttet av en tett innkapsling av gass og støv, og temperatur og trykk i kjernen øker. Energien blir også vesentlig utgitt som bipolare utstøt og jets, noe som kan danne Herbig-Haro-objekter i omgivelsene. Akkresjonen fortsetter til massen stabiliserer seg og felter dannes rundt kjernen i form av en akkresjonsdisk.

Observasjoner av protostjerner gjøres i hovedsak i infrarødt og submillimeter, siden støvet hindrer synlig lys. Fagfeltet bruker ofte en klassifisering etter det spektrale energifordelingen og bolometrisk temperatur, med klassene Class 0 og Class I som tidlige stadier, og Class II/III som senere pre-main-sequence-faser. Class 0 er svært innkapslet og vanskelig å observere, mens Class I har mindre rest av støv og gass.

Varigheten av protostjernestadiet varierer, ofte anslått til omkring 10 000–100 000 år for de tidlige stadiene og opp mot noen hundre tusen år for senere protostjerner. Etter hvert som akkresjonen avtar og kjernen når tilstrekkelig temperatur og trykk, utvikler protostjernen seg til en pre-main-sequence-stjerne og senere til en stjerne på hovedsekvensen når hydrogenfusjon setter inn.