protostjerne

Protostjerne er en tidlig fase i dannelsen af en stjerne, som opstår, når en tæt kerne i en molekylskov kollapser under sin egen tyngdekraft. Den centrale protostjerne er stadig omgivet af gas og støv samt en akkretionsskive og en omkringliggende gas- og støvmasse. Under kollapset varmes materialet op, og energien frigives primært ved accretion frem for fusion. Protostjerner udsender derfor mest i infrarødt og submillimeter og er ofte stærkt indhyllet i støv, hvilket gør dem synlige primært i længere bølgelængder.

Protostjerner klassificeres ofte i de tidlige faser Class 0 og Class I, hvor størstedelen af massen stadig ligger i den omkringliggende gas- og støvmasse, mens Class II og Class III repræsenterer senere faser, hvor protostjernen bliver mere tydelig og omgivet af en protoplanetær disk med mindre omkringliggende materiale. Observationer af protostjerner sker primært i infrarød og radiobølger og findes i stjerneproduktionsområder som Orion og Taurus.

Under dannelsen foregår accretion gennem akkretionsskiven, og der dannes polære jets og outflows, som hjælper med at fjerne overskydende vinkelmoment og materie omkring protostjernen. Varigheden af protostjernefasen varierer med masse og miljø og varer typisk fra nogle få hundrede tusinde år op til omkring en million år for de mest massive objekter.

Når accretionen aftager og kernen når temperaturer til hydrogenfusion, går protostjernen videre til en præ-main-sequence-stjerne, f.eks. en T Tauri-stjerne ved lav masse eller en Herbig‑Ae/Be-stjerne ved højere masse.