Protoestrella

En astronomia,es defineix com una protoestrella o protoestel la fase de formació estel·lar entre el col·lapse del núvol molecular i la estrella preseqüència principal.

És un núvol molecular format per hidrogen, heli i partícules de pols,^[1] que comença a contreure's fins que assoleix la seqüència principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell.^[2] La fase protoestel·lar és la més primerenca en el procés d'evolució estel·lar.^[3] Per a una estrella de poca massa (és a dir, la del Sol o inferior), dura uns 500.000 anys.^[4]

La protoestrella és el producte immediat del col·lapse gravitatori d'un núvol dens del medi interestel·lar. La majoria d'aquests núvols es troben en un estat d'equilibri dinàmic: la força de la gravetat està equilibrada per l'energia tèrmica dels àtoms i les molècules que formen el núvol. La ruptura d'aquest equilibri pot produir-se espontàniament, a causa de la turbulència interna del núvol,^[5] o, més sovint, pot ser desencadenada per algun esdeveniment extern, com les ones de xoc provocades per l'explosió d'una supernova propera o per una col·lisió entre dos núvols diferents,^[6] forces de marea galàctica entre dues galàxies que interactuen,^[7] etc. Sigui quina sigui la font de la pertorbació, si és prou gran pot provocar, en una regió del núvol amb més densitat, la força de la gravetat aclapara l'energia tèrmica, provocant un col·lapse. Les protoestrelles de massa similar a la del Sol solen trigar 10 milions d'anys a evolucionar d'un núvol que es contrau a una estrella de seqüència principal, mentre que les estrelles de massa més alta són molt més ràpides; una estrella de 15 masses solars (M_☉) arriba a la seqüència principal en aproximadament 100.000 anys.^[8]

El producte del primer col·lapse és la formació d'un nucli hidroestàtic,^[9] que ha de passar per una fase d'acreció. Aquesta és la fase crucial del procés de formació d'una estrella, ja que la quantitat de matèria que aconsegueixi acumular l'estrella naixent condicionarà de manera irreversible el seu destí posterior; de fet, si la protoestrella acumula una massa entre 0,08^[10] i 8-10 M_☉ posteriorment evoluciona cap a una estrella anterior a la seqüència principal; si, tanmateix, la massa és significativament més alta, la protoestrella arriba immediatament a la seqüència principal. La massa també determina la vida útil d'una estrella; les estrelles menys massives viuen molt més que les més pesades (des de mil milions d'anys per a les estrelles de classe M V^[11] fins a uns quants milions d'anys per a les estrelles massives de classe O V).^[12]

Si l'objecte no aconsegueix acumular una massa d'almenys 0,08 M_☉, l'activació de reaccions de fusió d'hidrogen és impossible; aquesta «estrella fallida», després d'una fase d'estabilització, es converteix en el que els astrònoms defineixen com una nana marró.^[13]