Protostar

Una protoestrella es una estrella muy joven que aún está acumulando masa de su nube molecular madre . Es la fase más temprana en el proceso de evolución estelar . ^{[ 1 ]} Para una estrella de baja masa (es decir, la del Sol o menor), dura aproximadamente 500 000 años. ^{[ 2 ]} La fase comienza cuando un fragmento de nube molecular colapsa por primera vez bajo la fuerza de la autogravedad y se forma un núcleo opaco, sostenido por presión, dentro del fragmento en colapso. Termina cuando el gas que cae se agota, dejando una estrella presecuencia principal , que se contrae para luego convertirse en una estrella de secuencia principal al inicio de la fusión de hidrógeno que produce helio.

La imagen moderna de las protoestrellas, resumida anteriormente, fue propuesta por primera vez por Chushiro Hayashi en 1966. ^{[ 3 ]} En los primeros modelos, el tamaño de las protoestrellas se sobreestimó enormemente. Cálculos numéricos posteriores ^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]} aclararon la cuestión y demostraron que las protoestrellas son solo ligeramente más grandes que las estrellas de la secuencia principal de la misma masa. Este resultado teórico fundamental ha sido confirmado por observaciones, que revelan que las estrellas presecuencia principal más grandes también son de tamaño moderado.

La formación estelar comienza en nubes moleculares relativamente pequeñas llamadas núcleos densos. ^{[ 8 ]} Cada núcleo denso se encuentra inicialmente en equilibrio entre la autogravedad, que tiende a comprimir el objeto, y la presión del gas y la presión magnética , que tienden a expandirlo. A medida que el núcleo denso acumula masa de su nube circundante más grande, la autogravedad comienza a superar la presión y comienza el colapso. La modelización teórica de una nube esférica idealizada inicialmente sostenida solo por la presión del gas indica que el proceso de colapso se propaga desde el interior hacia el exterior. ^{[ 9 ]} Las observaciones espectroscópicas de núcleos densos que aún no contienen estrellas indican que la contracción ocurre efectivamente. Sin embargo, hasta ahora, no se ha observado la propagación hacia afuera de la región de colapso predicha. ^{[ 10 ]}

El gas que colapsa hacia el centro del núcleo denso primero forma una protoestrella de baja masa y luego un disco protoplanetario que orbita alrededor del objeto. A medida que el colapso continúa, una cantidad cada vez mayor de gas impacta el disco en lugar de la estrella, como consecuencia de la conservación del momento angular . Aún no se comprende con exactitud cómo el material del disco gira en espiral hacia la protoestrella, a pesar de los numerosos esfuerzos teóricos. Este problema ilustra la cuestión más amplia de la teoría del disco de acreción , que desempeña un papel fundamental en gran parte de la astrofísica.

Independientemente de los detalles, la superficie exterior de una protoestrella consiste, al menos parcialmente, en gas impactado que ha caído del borde interior del disco. Por lo tanto, la superficie es muy diferente de la fotosfera relativamente tranquila de una estrella de presecuencia principal o de secuencia principal . En su interior profundo, la protoestrella tiene una temperatura más baja que una estrella ordinaria. En su centro, el hidrógeno-1 aún no se está fusionando consigo mismo. Sin embargo, la teoría predice que el isótopo de hidrógeno deuterio (hidrógeno-2) se fusiona con el hidrógeno-1, creando helio-3 . El calor de esta reacción de fusión tiende a expandir la protoestrella y, por lo tanto, ayuda a determinar el tamaño de las estrellas de presecuencia principal más jóvenes observadas. ^{[ 12 ]}

La energía que generan las estrellas ordinarias proviene de la fusión nuclear que ocurre en sus núcleos. Las protoestrellas también generan energía, pero esta proviene de la radiación liberada en las ondas de choque de su superficie y de la superficie de su disco circundante. La radiación así creada debe atravesar el polvo interestelar del denso núcleo circundante. El polvo absorbe todos los fotones incidentes y los reemite en longitudes de onda más largas. Por consiguiente, una protoestrella no es detectable en longitudes de onda ópticas y no puede ubicarse en el diagrama de Hertzsprung-Russell , a diferencia de las estrellas presecuencia principal más evolucionadas .

Se predice que la radiación real que emana de una protoestrella se encuentra en los rangos infrarrojo y milimétrico. Las fuentes puntuales de dicha radiación de longitud de onda larga se observan comúnmente en regiones oscurecidas por nubes moleculares . Se cree comúnmente que aquellas fuentes convencionalmente etiquetadas como de Clase 0 o Clase I son protoestrellas. ^{[ 13 ] [ 14 ]} Sin embargo, aún no existe evidencia definitiva para esta identificación.

• Vídeo sobre la protoestrella V1647 Orionis y su emisión de rayos X (2004).
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  Explosión de protoestrellas - HOPS 383 (2015).
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  Protostar en Herbig-Haro 46/47 .
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  Una protoestrella dentro de un glóbulo de Bok ( Imagen del artista ).
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  El cúmulo estelar RCW 38 , que orbita alrededor de la joven estrella IRS2, es un sistema formado por dos estrellas masivas y protoestrellas.
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  Estructuras de polvo que se forman alrededor de una protoestrella (en la línea rosa central) en la nebulosa L1527 (2022).

• Linaje estelar
• Estrella de presecuencia principal
• Disco protoplanetario
• Cuasiestrella
• Formación estelar

• Los discos de formación planetaria podrían frenar la formación estelar ( SpaceDaily ) 25 de julio de 2006
• Los planetas podrían frenar a las estrellas jóvenes. Lucy Sherriff ( The Register ), jueves 27 de julio de 2006, 13:02 GMT.
• ¿Por qué las estrellas jóvenes que giran rápidamente no se desintegran? (SPACE.com) 24 de julio de 2006, 15:10 ET