protostella

In astronomia si definisce protostella la fase della formazione stellare compresa tra il collasso della nube molecolare e la fase di stella pre-sequenza principale. La protostella è l'immediato prodotto del collasso gravitazionale di una densa nube del mezzo interstellare. La maggior parte di tali nubi è in uno stato di equilibrio dinamico: la forza di gravità è bilanciata dall'energia termica degli atomi e delle molecole che compongono la nube. La rottura di questo equilibrio può avvenire spontaneamente, a causa delle turbolenze interne della nube, oppure, più spesso, può essere innescato da un qualche evento esterno, come le onde d'urto provocate dall'esplosione di una vicina supernova o da una collisione tra due nubi distinte, le forze di marea galattica tra due galassie interagenti e così via. Quale che sia la fonte del disturbo, se questo è abbastanza grande può far sì che, in una regione della nube a maggiore densità, la forza di gravità sovrasti l'energia termica, dando luogo al collasso. Le protostelle di massa simile al Sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da una nube in fase di contrazione ad una stella di sequenza principale, mentre le stelle di massa maggiore sono molto più veloci: una stella di 15 masse solari (M☉) raggiunge la sequenza principale in circa 100.000 anni. Il prodotto del primo collasso è la formazione di un nucleo idrostatico, il quale deve andare incontro ad una fase di accrescimento. Questa è la fase cruciale del processo di formazione di una stella, dal momento che la quantità di materia che l'astro nascente riesce ad accumulare condizionerà irreversibilmente il suo destino successivo: infatti, se la protostella accumula una massa compresa tra 0,08 e 8–10 M☉ evolve successivamente in una stella pre-sequenza principale; se invece la massa è nettamente superiore, la protostella raggiunge immediatamente la sequenza principale. La massa determina inoltre la durata della vita di una stella: le stelle meno massicce vivono molto più a lungo delle stelle più pesanti: si va dal bilione di anni delle stelle di classe M V fino ai pochi milioni di anni delle massicce stelle di classe O V.Se l'oggetto non riesce ad accumulare una massa di almeno 0,08 M☉ l'innesco delle reazioni di fusione dell'idrogeno è impossibilitato; questa "stella mancata", dopo una fase di stabilizzazione, diviene quella che gli astronomi definiscono una nana bruna.