Protoestrella
De Viquipèdia
Es denomina protoestrella a aquella estrella que, des d'un núvol molecular format per hidrogen, heli i partícules de pols comença a contreure's fins que assoleix la seqüència principal en el diagrama d'Hertzsprung-Russell.
Suposem que tenim un núvol d’hidrogen a l’espai. Un petit percentatge de la massa del núvol és deuteri, un isòtop del hidrogen. Suposem també que el núvol incorpora també petitíssimes quantitats de liti (Li), beril·li (Be) i bor (B), tres elements molt lleugers.
Poc a poc la gravetat va actuant sobre el núvol, fent que la seva massa es contregui sota el seu propi pes, el que es denomina col·lapse gravitatori. Aquest col·lapse és molt gradual, però és fàcil de deduir que com més gran sigui la seva massa, més ràpid es contraurà. Un núvol el qual la seva massa sigui el 8% de la massa del Sol tardaria 800 milions d’anys en convertir-se en una estrella estable, mentre que un núvol amb una massa com la que va originar el Sol va tardar aproximadament uns 10 milions d’anys. Un altre mecanisme detonador del procés de compressió consisteix en una explosió Supernova a prop d’una regió d’aquest tipus, l’explosió genera un potent ona de xoc que comprimeix el gas i per tant possibilita la formació estel·lar.
A mesura que es produeix el col·lapse, la temperatura en el centre del núvol va augmentant com a conseqüència de l'augment de pressió. Tenim el que es diu una protoestrella: una massa d'hidrogen amb una grandària d'unes 100 vegades el radi del nostre Sol, que genera més i més calor, detectable en la zona infraroja de l'espectre i que es prepara per a convertir-se en una estrella. Aquesta protoestrella és encara bastant freda, en realitat: la seva temperatura superficial és d'uns 3.000 K (2.700ºC), però emet 700 vegades més energia per segon que el Sol.
Les coses succeeixen ara bastant de pressa: en uns 1.000 anys més la protoestrella s'ha contret fins a convertir-se en una esfera amb un radi igual a 60 vegades el del Sol, i 500 vegades més lluminosa. La qüestió és que a mesura que la densitat i la temperatura del centre del núvol va augmentant, es fa més probable que s'iniciïn reaccions de fusió que produeixin energia.
Les reaccions de fusió nuclear són la base energètica de qualsevol estrella important. Podem fer-nos una pregunta: L'energia necessària per a què? Bé, una estrella usa part de l'energia que genera per apuntalar la seva estructura. Aquesta energia incrementa la pressió del gas que forma l'estrella, que intenta expandir-se... però la gravetat segueix empenyent el gas cap a dintre, comprimint-lo en el menor espai possible. Des del seu naixement i durant tota la seva vida, l'estrella es manté en un equilibri com aquest: fusionar elements per obtenir energia que impedeixi el col·lapse gravitatori de la seva massa.
