protostjernestadiet

Protostjernestadiet är den tidigaste fasen i stjärnbildningen då en protostjärna bildas inne i ett kollapsande molekylärt gasmoln. Under denna fas växer protostjärnan genom att materia faller in mot den centrala stjärnan från en omgivande gas- och dammskikt samt från en protoplanetär disk som omger den. Energin kommer främst från accretion av material och kärnprocesserna har ännu inte blivit den dominerande energikällan.

Fasen inleds när en tät kärna i molekylmolnet kollapsar under gravitationen. Efter en första fas bildas en centralt belägen protostjärna när temperaturen och trycket ökar och fortsatt accretion från omgivningen sker via en infallsomgivning av gas och damm samt en disk. Material fortsätter att accretera, och kraftiga bipolära jets och outflows uppstår som formar hålrum i dammet och reglerar tillgången på materia.

Observationer av protostjernestadiet kräver främst infrarött och submillimetervärldar eftersom systemet är mycket tätt inbäddat i damm. Klassificeringarna Class 0 och Class I används för att beskriva olika faser inom protostjernestadiet: Class 0 kännetecknas av en stor mängd omgivande damm och hög infall, medan Class I har börjat tappa envelope men är fortfarande accreterande. Den observerbara luminositeten domineras av accretionen och bipolära jets samt outflows är vanliga.

Varaktigheten av protostjernestadiet varierar med stjärnans massa men uppgår vanligtvis till cirka 0,1 till 1 miljon år. Efter att envelopet minskat och accretionen avtagit övergår protostjärnan till en pre-main-sequence-fas, vanligen som en T Tauri-stjärna vid låg till medelhög massa eller Herbig‑Ae/Be-stjärna vid högre massa.