Jelaskan Evolusi protonajam dari Protobintang dalam bahasa melayu

Pembentukan bintang bermula dalam awan molekul yang agak kecil yang dipanggil teras padat. Setiap teras tumpat pada mulanya berada dalam keseimbangan antara gravitinya sendiri, yang cenderung untuk memampatkan objek, dan kedua-dua tekanan gas dan tekanan magnet, yang cenderung untuk mengembangnya. Apabila teras padat tertambah jisim daripada awan yang lebih besar di sekelilingnya, graviti diri mula mengatasi tekanan, dan runtuhan bermula. Pemodelan teori awan sfera ideal yang pada mulanya hanya disokong oleh tekanan gas menunjukkan bahawa proses keruntuhan merebak dari dalam ke arah luar. Pemerhatian spektroskopi terhadap teras tumpat yang belum mengandungi bintang menunjukkan bahawa penguncupan memang berlaku. Walau bagaimanapun, setakat ini, ramalan penyebaran luar kawasan runtuh itu tidak dapat diperhatikan.

Gas yang runtuh ke arah pusat teras tumpat mula-mula membina protostar jisim rendah, dan kemudian cakera protoplanet yang mengorbit objek. Apabila keruntuhan berterusan, peningkatan jumlah gas memberi kesan kepada cakera dan bukannya bintang, akibat daripada pemuliharaan momentum sudut. Tepat bagaimana bahan dalam cakera berputar ke dalam ke protostar masih belum difahami, walaupun terdapat banyak usaha teori. Masalah ini menggambarkan isu besar teori cakera tokokan, yang memainkan peranan dalam kebanyakan astrofizik.

Tanpa mengira perinciannya, permukaan luar protobintang terdiri sekurang-kurangnya sebahagian daripada gas renjatan yang telah jatuh dari pinggir dalam cakera. Oleh itu, permukaannya sangat berbeza daripada fotosfera yang agak senyap bagi bintang pra-jujukan utama atau bintang jujukan utama. Dalam bahagian dalamannya, protobintang mempunyai suhu yang lebih rendah daripada bintang biasa. Di tengahnya, hidrogen-1 belum terlakur dengan dirinya sendiri. Walau bagaimanapun, teori meramalkan bahawa isotop hidrogen deuterium (hidrogen-2) berlakur dengan hidrogen-1, menghasilkan helium-3. Haba daripada tindak balas pelakuran ini cenderung untuk mengembangkan protobintang, dan dengan itu membantu menentukan saiz bintang pra-jujukan utama termuda yang diperhatikan.

Tenaga yang dijana daripada bintang biasa datang daripada pelakuran nuklear yang berlaku di pusat mereka. Protobintang juga menjana tenaga, tetapi ia datang daripada sinaran yang dibebaskan pada hentakan pada permukaannya dan pada permukaan cakera sekelilingnya. Sinaran yang dihasilkan oleh itu mesti melintasi debu antara bintang di teras tumpat di sekelilingnya. Debu menyerap semua foton yang melanggar dan memancarkannya semula pada panjang gelombang yang lebih panjang. Akibatnya, protostar tidak dapat dikesan pada panjang gelombang optik, dan tidak boleh diletakkan dalam gambar rajah Hertzsprung–Russell, tidak seperti bintang pra-jujukan utama yang lebih berkembang.

Sinaran sebenar yang terpancar daripada protobintang diramalkan berada dalam julat inframerah dan milimeter. Sumber sinaran panjang gelombang panjang seperti titik biasanya dilihat di kawasan yang dikaburkan oleh awan molekul. Ia lazimnya dipercayai bahawa sumber yang dilabel secara konvensional sebagai sumber Kelas 0 atau Kelas I adalah protobintang. Walau bagaimanapun, masih tiada bukti muktamad untuk pengenalan ini.

Kelas-kelas bintang muda yang diperhatikan