| Artikkelen inngår i serien om
**Stjernedannelse** |
| --- |
|  |
| **Objektklasser** |
| Interstellar materie Molekylsky Bok-kule Mørk tåke Ungt stjerneobjekt Protostjerne T Tauri-stjerne Herbig-Ae/Be-stjerne  Herbig-Haro-objekt |
| **Teoretiske konsepter** |
| Opprinnelig massefunksjon Jeans' ustabilitet Kelvin-Helmholtz-mekanismen  Nebularhypotesen

---

v **·** d **·** r |

Bilde av en protostjerne, tatt av Spitzer Space Telescope.
En **protostjerne** er et forstadium i en stjernes utvikling, der skyer av hydrogen, helium og kosmisk støv konsentreres inntil den når den såkalte hovedserien.

Protostjerner med ca. like stor masse som Solens bruker rundt 10 millioner år på å nå hovedserien. Om massen er mye høyere, utvikles stjernen betydelig raskere – en stjerne med masse tilsvarende 15 solmasser kan nå hovedserien allerede på 100 000 år.

En protostjerne formeres gjennom konsentrasjonen av gigantiske gasskyer i interstellar materie. Observasjoner viser at disse gigantiske gasskyene stort sett befinner seg i en likevektstilstand, hvor det er en balanse mellom skyens gravitasjon, som utgjør bindingsenergi, og molekylenes kinetiske energi (bevegelsesenergi). Skyen kan imidlertid komme ut av balanse kun ved liten påvirkning, for eksempel ved sjokkbølger fra supernovaer, andre nærliggende gasskyer (både ved passasje og kollisjon) og tetthetsbølger. Disse påvirkningene kan, om påvirkningen er stor nok, få gravitasjonen til å dominere innen en viss region i gasskyen, slik at likevektstilstanden settes ut av balanse.

Den britiske fysikeren Sir James Jeans studerte dette fenomenet i detalj. Han kunne vise at under gunstige vilkår kunne en sky, eller deler av en sky, begynne å samle seg. Han utledet en formel for å beregne massen og størrelsen, som en funksjon av dens tetthet og temperatur, som skal til før en såkalt gravitasjonssammentrekning finner sted. Denne kritiske massen er kjent som Jeans-ustabilitet, og gis av følgende formel:

{\displaystyle M\_{j}=k{\sqrt {\frac {T^{3}}{n}}}}
der *n* er antall atomer per kubikkmeter, *k* en konstant og *T* er gasstemperaturen.

Fragmentering
-------------

Man finner vanligvis stjerner i stjernehoper, der alle stjerner innen hopen dannes omtrent samtidig. Dette kan forklares dersom man antar at når en sky trekkes sammen, gjør den ikke dette enhetlig. Richard Larson poengterte at i de gigantiske skyene, der stjerner dannes, er det nesten overalt blitt observert turbulente hastigheter. Disse hastighetene komprimerer gassen ved sjokk, slik at tråd- (filamenter) og klump-strukturer dannes innen gassen. Denne prosessen kalles for turbulent fragmentering. En del klump-aktige strukturer overskriver *Jeans instabilitet* og får dermed ustabil gravitasjon, slik at de kan fragmenteres enda en gang for å så danne et system av én eller flere stjerner.

Uansett årsak deles gasskyen opp til flere, mindre regioner som igjen kan deles inn i enda mindre deler og danne klustere av protostjerner. Dette stemmer overens med observasjoner om at stjernehoper er vanlige.

Temperaturøkning
----------------

I takt med at skyen fortsetter å bli mer konsentrert, blir temperaturen høyere. Dette kommer av at gravitasjonsenergi omdannes til termisk energi. Når en partikkels avstand til sentrum av det konsentrerte fragmentet blir mindre, fører det til at gravitasjonsenergien også blir mindre. Partikkelen får da høyere kinetisk energi (den totale energien er konstant). Dette kan uttrykkes som en økning av den termiske energien, eller som en økning av temperaturen i gasskyen. Jo mer konsentrert skyen blir, jo høyere blir temperaturen.

Molekylene kommer ofte i eksitert tilstand ved kollisjoner med hverandre. Når de går tilbake til sin grunntilstand, sender de ut stråling av en karakteristisk frekvens. Ettersom tettheten til å begynne med ikke er spesiell stor, blir mye av strålingen sendt ut av skyen, slik at dette motvirker en rask temperaturøkning i skyen. Etterhvert som skyen blir mer samlet, og tettheten øker, blir en mindre andel av strålingen sendt ut, slik at temperaturen i skyen øker raskere i takt med at den blir mer konsentrert.

Når temperaturen blir tilstrekkelig høy fusjonerer hydrogenatomer til helium. Dette markerer stjernens fødsel, og stjernen forlater protostadiet og går over til et betydelig lengre liv i hovedserien.

Historie
--------

Ordet «protostjerne» (engelsk: protostar) ble for første gang brukt skriftlig i 1889:

> A protostar acquiring two condensations will become a binary and be stable thereafter [..] Whether a binary or a single star results depends largely on the total angular momentum of the protostar
> 
> 
> *Astronomical Society of the Pacific*
> 
>

Se også
-------

* Hertzsprung-Russel-diagram

Referanser
----------

1. ↑  *Astronomical Society of the Pacific* (1889) page 388

Eksterne lenker
---------------

* (en) Protostars – kategori av bilder, video eller lyd på Commons Rediger på Wikidata
* (en) protostjerne i Unified Astronomy Thesaurus Rediger på Wikidata

  

Portal: Astronomi

|  |  |
| --- | --- |
| Oppslagsverk/autoritetsdata | Store norske leksikon **·** Store Danske Encyklopædi **·** Encyclopædia Britannica **·** GND
 |