Protostella

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In astronomia, una protostella è la fase di evoluzione di una stella dopo che la nube di idrogeno, elio e polveri ha iniziato a contrarsi, ma prima che la stella raggiunta la sequenza principale del diagramma H-R.

Le protostelle di massa simile al Sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da una nube in fase di condensazione ad una stella di sequenza principale. Stelle di massa maggiore sono molto più veloci: una stella di 15 masse solari impiega solo 100.000 anni per raggiungere la sequenza principale.

Una protostella si forma dalla contrazione di una densa nube di mezzo interstellare. La maggior parte di tali nubi sono in uno stato di equilibrio: la forza di gravità è bilanciata dall'energia termica degli atomi e delle molecole che compongono la nube.

Ogni disturbo della nube può spostarla dal suo stato di equilibrio. Esempi di tali disturbi sono le onde d'urto di supernovae vicine; le onde di densità spirale presenti nelle galassie spirali; l'incontro ravvicinato o la collisione con un'altra nube. Qualche che sia la fonte del disturbo, se questo è abbastanza grande può far sì che la forza di gravità sia più grande dell'energia termica, in una regione particolare della nube.

Il fisico britannico Sir James Jeans analizzò in dettaglio il fenomeno descritto sopra. Fu in grado di dimostrare che, sotto le opportune condizioni, una nube o parte di una nube inizierà a contrarsi. Derivò quindi una formula per calcolare la massa e le dimensioni che una nube deve raggiungere, in funzione della sua densità e temperatura, prima che il collasso gravitazionale inizi. La massa critica è conosciuta come massa di Jeans. È data dalla seguente formula:

dove n è la densità delle particelle, m è la massa della particella 'media' di gas, e T è la temperatura del gas.

[modifica] Frammentazione

Le stelle si trovano spesso in gruppi conosciuti come ammassi, che sembrano essersi formati allo stesso tempo. Si può spiegare questo fenomeno se si assume che una nube non si contrae uniformemente: durante la contrazione, è quasi certo che si separerà in pezzi separati, i quali continueranno a contrarsi come protostelle individuali. La frammentazione può dipendedere da molti fattori: la nube non ha dappertutto esattamente la stessa densità, e le zone più dense si contrarranno più in fretta. Inoltre la nube può essere in rotazione, il che complica ulteriormente le cose.

[modifica] Riscaldamento gravitazionale

La nube che si contrae aumenta costantemente di temperatura. Questo aumento non è dato da reazioni nucleari come nel caso delle stelle, ma dalla conversione dell'energia gravitazionale in energia termica: quando una particella (atomo o molecola) si avvicina al centro del frammento in contrazione perderà energia potenziale. L'energia totale deve rimanere costante, perciò questa riduzione si traduce in un aumento dell'energia cinetica della particella. Mediata su un grande numero di particelle, questa viene vista come energia termica, o temperatura, della nube. Più quest'ultima si contrae, più la temperatura aumenta.

Le molecole che collidono tra di loro vengono spesso a trovarsi in stati eccitati, che possono emettere radiazione quando decadono. Questa radiazione è spesso di una frequenza caratteristica. Alle temperatura di cui stiamo parlando (10 o 20 kelvin) tale radiazione è composta da microonde o da raggi infrarossi. La maggior parte di questa radiazione sfuggirà alla nube e porterà via la propria energia, impedendo che la nube aumenti troppo rapidamente di temperatura.

La densità della nube sta però continuamente aumentando, finché diventa opaca rendendo difficile che la radiazione riesca ad uscire. A partire da questo istante, la temperatura della nube salirà molto più rapidamente. Diventerà anche più difficile da osservare, perché la protostella è come chiusa in un bozzolo da cui ben poca luce riesce ad uscire. Questo stadio è quindi descritto più che altro da modelli teorici. Un'altra difficoltà è che questo stadio dura molto poco, e quindi sono poche le stelle che lo stanno attraversando in questo momento e che possiamo studiare.

Alla fine, la temperatura al centro della stella arriva a svariati milioni di gradi, e superata una certa soglia il nucleo inizia a produrre energia attraverso reazioni di fusione nucleare. La produzione di energia contrasta la forza di gravità che faceva contrarre la stella, ed essa si trova di nuovo in equilibrio. Gli strati esterni vengono soffiati via dalla luce della nuova stella, che si rivela così al resto dell'Universo.