**Protoyulduz** – juda yosh yulduz. U asosan ota molekulyar bulutidan massa yigʻadi. Protoyulduzlar bu yulduzlar evolyutsiyasi jarayonidagi eng dastlabki bosqichdir. Kam massali yulduz uchun (yaʼni Quyosh yoki undan pastroq) bu taxminan 500 000 yil davom etadi. Faza molekulyar bulut boʻlagi gravitatsiya kuchi taʼsirida birinchi marta qulab tushganda boshlanadi. Va uning ichida shaffof boʻlmagan, bosimga asoslangan yadro hosil boʻladi. U kiruvchi gaztugashi bilan tugaydi va asosiy ketma-ketlik yulduzini qoldirib, keyinchalik geliy hosil qiluvchi vodorod sintezi boshlanishidayulduziga aylanadi.

Tarixi
------

Protoyulduzlarning zamonaviy surati birinchi marta 1966-yilda Chushiro Hayashi tomonidan taklif qilingan. Birinchi modelda proto yulduzlarning oʻlchami juda yuqori baholangan. Keyingi raqamli hisob-kitoblar  masalani oydinlashtirdi va protoyulduzlar bir xil massadagi asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlardan bir oz kattaroq ekanligini koʻrsatdi. Ushbu asosiy nazariy natija kuzatuvlar bilan tasdiqlangan.

Protoyulduzlar evolyutsiyasi
----------------------------

Yosh yulduzi CARMA-7 va uning reaktiv nurlari Serpensning janubiy yulduzlar klasterida Yerdan taxminan 1400 yorugʻlik yili uzoqlikda joylashgan
Yulduzning shakllanishi zich yadrolar deb ataladigan nisbatan kichik molekulyar bulutlarda boshlanadi. Har bir zich yadro dastlab ob’ektlarni siqib chiqarishga moyil boʻlgan gravitatsiya tortish kuchi va uni kattalashtiradigan gaz bosimi va magnit bosim oʻrtasida muvozanatda boʻladi. Zich yadro atrofdagi kattaroq bulutdan massa toʻplashi bilan, gravitatsiya tortishish bosimni yengib, portlash boshlanadi. Dastlab faqat gaz bosimi bilan qoʻllab-quvvatlanadigan ideallashtirilgan sharsimon bulutni nazariy modellashtirish, toʻqnashish jarayonining ichkaridan tashqariga tarqalishini koʻrsatadi. Hali yulduz boʻlmagan zich yadrolarning spektroskopik kuzatuvlari qisqarish haqiqatan ham sodir boʻlishini koʻrsatadi. Biroq, hozircha, toʻqnashish hududini prognoz qilishning iloji yoq.

Proplyd dinamikasining tasviri
Zich yadro markaziga qarab toʻqnashgan gaz, avvalo, past massali protoyulduzni, keyin esa ob’ektni aylanib chiqadigan protoplanetar diskni hosil qiladi. Toʻqnashuv davom etar ekan, gazning ortib borayotgan miqdori yulduzga emas, balki diskka taʼsir qiladi, bu burchak momentumining saqlanishi natijasidir. Koʻp nazariy faktlarga qaramay, diskdagi material qanday qilib protoyulduzning ichiga kirib borishi hali tushunilmagan. Bu astrofizikaning koʻp qismida rol oʻynaydigan akkretsiya disklari nazariyasining katta muammosidir.

 HBC 1 – asosiy ketma-ketlikdan oldingi yosh yulduz
Protoyulduzning tashqi yuzasi qisman diskning ichki chetidan tushgan gazidan iborat. Uning sirti asosiy ketma-ketlikdan oldingi yoki asosiy ketma-ketlik yulduzining fotosferasi nisbatan farq qiladi. Protoyulduzning ichki qismi oddiy yulduzga qaraganda pastroq haroratga ega. Uning markazidagi vodorod-1 hali birlashmagan. Nazariyaga koʻra vodorod izotopi deyteriy (vodorod-2) vodorod-1 bilan birlashib, geliy-3 ni hosil qiladi. Ushbu termoyadroviy reaktsiyadan kelib chiqadigan issiqlik protoyulduzni kengaytiradi va shu bilan asosiy ketma-ketlikdan oldin kuzatilgan eng yosh yulduzlarning hajmini aniqlashga yordam beradi.

Oddiy yulduzlar hosil boʻladigan energiya ularning markazlarida sodir boʻladigan yadro sintezidan kelib chiqadi. Protoyulduzlar ham energiya ishlab chiqaradi, lekin u uning yuzasida va uning atrofidagi disk yuzasida zarbalar natijasida chiqarilgan nurlanishdan kelib chiqadi. Undan chiqan radiatsiya atrofdagi zich yadrodagi yulduzlararo changni bosib oʻtishi kerak. Chang barcha toʻqnashuvchi fotonlarni oʻzlashtiradi va ularni uzoqroq toʻlqin uzunliklarida qayta nurlantiradi. Protoyulduz optik toʻlqin uzunliklarida aniqlanmaydi va asosiy ketma-ketlikdan oldingi yulduzlardan farqli oʻlaroq, Gertzsprung-Russell diagrammasiga joylashtirilmaydi.

Protoyulduzdan chiqadigan infraqizil nurlanishi millimetr rejimlarida boʻlishi taxmin qilinadi. Bunday uzoq toʻlqinli nurlanishning nuqtaga oʻxshash manbalari odatda molekulyar bulutlar bilan qoplangan hududlarda koʻrinadi. 0 yoki I sinf manbalari sifatida etiketlanganlar yulduzlar protoyulduzlar deb ataladi.Hozirgacha uni identifikatsiya qilish uchun aniq dalillar yoʻq.

Yosh yulduzlarning sinflari
---------------------------

| Sinfi | Eng yuqori radiatsiya ajratishi | Davomiyligi (yillar) |
| --- | --- | --- |
| 0 | submillimetr | 10 4 |
| I | uzoq infraqizil | 10 5 |
| II | yaqin infraqizil | 10 6 |
| III | koʻrinadigan | 10 7 |

Yana qarang
-----------

* Yulduzning tugʻilgan joyi
* Asosiy ketma-ketlikdan oldingi yulduz
* Protoplanetar disk
* Kvazi-yulduzli
* Yulduz shakllanishi
* Yulduzlar evolyutsiyasi

Manbalar
--------

1. ↑  Stahler, S. W.*. The Formation of Stars*. Weinheim: Wiley-VCH, 2004. ISBN 3-527-40559-3.
2. ↑  Dunham, M. M.*. The Evolution of Protostars in Protostars and Planets VI*. University of Arizona Press, 2014. DOI:10.2458/azu\_uapress\_9780816531240-ch009. ISBN 9780816598762.
3. ↑  Hayashi, Chushiro (1966). „The Evolution of Protostars". *Annual Review of Astronomy and Astrophysics*. 4-jild. 171–192-bet. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
4. ↑  Larson, R. B. (1969). „Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. 145-jild, № 3. 271–295-bet. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
5. ↑  Winkler, K.-H. A.; Newman, M. J. (1980). „Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock". *Astrophysical Journal*. 236-jild. 201-bet. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734.
6. ↑  Stahler, S. W. Shu, F. H. and Taam, R. E. (1980). „The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results". *Astrophysical Journal*. 241-jild. 637-bet. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377.`{{cite magazine}}`: CS1 maint: multiple names: authors list ()
7. ↑  „Infant Star's First Steps". Qaraldi: 2015-yil 10-noyabr.
8. ↑  Myers, P. C.; Benson, P. J. (1983). „Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation". *Astrophysical Journal*. 266-jild. 309-bet. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780.
9. ↑  Shu, F. H. (1977). „Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation". *Astrophysical Journal*. 214-jild. 488-bet. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274.
10. ↑  Evans, N. J. Lee, J.-E. Rawlings, J. M. C. and Choi, M. (2005). „B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud". *Astrophysical Journal*. 626-jild, № 2. 919–932-bet. arXiv:astro-ph/0503459. Bibcode:2005ApJ...626..919E. doi:10.1086/430295.`{{cite magazine}}`: CS1 maint: multiple names: authors list ()
11. ↑  „A diamond in the dust". Qaraldi: 2016-yil 16-fevral.
12. ↑  Stahler, S. W. (1988). „Deuterium and the Stellar Birthline". *Astrophysical Journal*. 332-jild. 804-bet. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
13. ↑  Adams, F. C. Lada, C. J. and Shu, F. H. (1987). „The Spectral Evolution of Young Stellar Objects". *Astrophysical Journal*. 312-jild. 788-bet. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924.`{{cite magazine}}`: CS1 maint: multiple names: authors list ()
14. ↑  Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). „Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps". *Astrophysical Journal*. 406-jild. 122-bet. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.`{{cite magazine}}`: CS1 maint: multiple names: authors list ()
15. ↑  „IMPRS". *www.solar-system-school.de*.

Havolalar
---------