miniatura|Imatge visible i infraroja de la Nebulosa Trífida, que mostra la presència de nombroses protoestrelles (marcades per fletxes) amagades pel gas i la pols del núvol molecular, que apareixen com a punts brillants a la imatge infraroja sense contrapartida òptica miniatura|La regió de formació estel·lar N11B, al Gran Núvol de Magallanes En astronomia,es defineix com una protoestrella o protoestel la fase de formació estel·lar entre el col·lapse del núvol molecular i la estrella preseqüència principal.
És un núvol molecular format per hidrogen, heli i partícules de pols, que comença a contreure's fins que assoleix la seqüència principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell. La fase protoestel·lar és la més primerenca en el procés d'evolució estel·lar. Per a una estrella de poca massa (és a dir, la del Sol o inferior), dura uns 500.000 anys.
La protoestrella és el producte immediat del col·lapse gravitatori d'un núvol dens del medi interestel·lar. La majoria d'aquests núvols es troben en un estat d'equilibri dinàmic: la força de la gravetat està equilibrada per l'energia tèrmica dels àtoms i les molècules que formen el núvol. La ruptura d'aquest equilibri pot produir-se espontàniament, a causa de la turbulència interna del núvol, o, més sovint, pot ser desencadenada per algun esdeveniment extern, com les ones de xoc provocades per l'explosió d'una supernova propera o per una col·lisió entre dos núvols diferents, forces de marea galàctica entre dues galàxies que interactuen, etc. Sigui quina sigui la font de la pertorbació, si és prou gran pot provocar, en una regió del núvol amb més densitat, la força de la gravetat aclapara l'energia tèrmica, provocant un col·lapse. Les protoestrelles de massa similar a la del Sol solen trigar 10 milions d'anys a evolucionar d'un núvol que es contrau a una estrella de seqüència principal, mentre que les estrelles de massa més alta són molt més ràpides; una estrella de 15 masses solars (M☉) arriba a la seqüència principal en aproximadament 100.000 anys.
El producte del primer col·lapse és la formació d'un nucli hidroestàtic, que ha de passar per una fase d'acreció. Aquesta és la fase crucial del procés de formació d'una estrella, ja que la quantitat de matèria que aconsegueixi acumular l'estrella naixent condicionarà de manera irreversible el seu destí posterior; de fet, si la protoestrella acumula una massa entre 0,08 i 8-10 M☉ posteriorment evoluciona cap a una estrella anterior a la seqüència principal; si, tanmateix, la massa és significativament més alta, la protoestrella arriba immediatament a la seqüència principal. La massa també determina la vida útil d'una estrella; les estrelles menys massives viuen molt més que les més pesades (des de mil milions d'anys per a les estrelles de classe M V fins a uns quants milions d'anys per a les estrelles massives de classe O V).
Si l'objecte no aconsegueix acumular una massa d'almenys 0,08 M☉, l'activació de reaccions de fusió d'hidrogen és impossible; aquesta «estrella fallida», després d'una fase d'estabilització, es converteix en el que els astrònoms defineixen com una nana marró.
Premissa: el col·lapse del núvol miniatura|La nebulosa L1527, amb la protoestrella formant-se al centre, fotografiada per la NIRCam del James Webb Space Telescope Un núvol interestel·lar roman en un estat d'equilibri hidroestàtic fins que l'energia cinètica del gas, que genera pressió exterior, s'equilibra amb l'energia potencial de la gravetat interna que tendiria a fer-lo col·lapsar. Tanmateix, si la massa del núvol és tal que la pressió del gas és insuficient per equilibrar la gravetat, començarà a mostrar fenòmens d'inestabilitat que provocaran un col·lapse gravitatori. La massa límit més enllà de la qual col·lapsarà el núvol s'anomena massa de Jeans, que ès directament proporcional a la temperatura i inversament proporcional a la densitat del núvol; com més baixa sigui la temperatura i més gran sigui la densitat, menor serà la massa necessària perquè aquest procés succeeixi.
De fet, a mesura que les regions més denses, a punt de col·lapse, incorporen matèria, s'assoleixen masses de Jeans localment més baixes, la qual cosa comporta una subdivisió del núvol en porcions jeràrquicament més petites, fins que els fragments assoleixen una massa estel·lar. Aquests fragments, anomenats nuclis densos, tenen unes dimensions entre 6.000 i 60.000 ua, una densitat de l'ordre de 105-106 partícules per cm3, i contenen una quantitat variable de matèria; el rang de masses és molt ampli, però les masses més petites són les més comunes. Aquesta distribució de masses coincideix amb la distribució de masses estel·lars, tenint en compte que la massa d'un núvol és tres vegades la massa de l'estrella que s'originarà d'ell, la qual cosa indica que només un terç de la matèria del núvol donarà lloc a l'estrella, mentre que la resta es dispersarà a l'espai.
El col·lapse no sempre comença de manera espontània, per turbulència interna del gas, o per una disminució de la pressió interna del gas per refredament o dissipació per camps magnètics. De fet, més sovint, com demostren la majoria de dades d'observació, és necessària la intervenció d'algun factor que pertorbi el núvol des de l'exterior, provocant inestabilitats locals i, per tant, afavorint el col·lapse. Hi ha nombrosos exemples d'estrelles, la majoria pertanyents a grans associacions estel·lars, les característiques de les quals mostren que es van formar gairebé simultàniament: com que un col·lapse simultani de nuclis densos independents seria una coincidència increïble, és més raonable pensar que aquesta és la conseqüència d'un força aplicada des de l'exterior que actuava sobre el núvol, provocant el col·lapse i la formació d'un gran grup d'estrelles.
Hi pot haver diversos esdeveniments externs capaços de promoure el col·lapse d'un núvol: ones de xoc generades per la col·lisió de dos núvols moleculars o per l'explosió d'una supernova propera; les forces de marea que sorgeixen arran de la interacció entre dues galàxies, que desencadenen una violenta activitat de formació estel·lar anomenada starburst; les flames energètiques d'una estrella en formació propera o la pressió del vent d'una estrella massiva propera o la seva intensa emissió ultraviolada.
La protoestrella en el model estàndard
El nucli hidroestàtic i la formació de la protoestrella miniatura|Diagrama que mostra com el gas col·lapsant, que formarà la protoestrella, dispersa l'energia gravitatòria acumulada (vectors centrípets en negre) a través de la radiació (fletxes ondulades en vermell) Els fragments del núvol, inicialment en equilibri, continuen contraint-se lentament durant uns quants milions d'anys a una temperatura constant fins que l'energia gravitatòria es dissipa a través de la radiació d'ones de ràdio mil·límetriques. En un moment determinat, apareixen fenòmens d'inestabilitat que provoquen un col·lapse sobtat del fragment, que comporta un augment de la densitat al centre fins a 30.000 milions de molècules per cm3. Aquest augment comporta una opacificació del núvol a la seva pròpia radiació, amb el consegüent augment de la temperatura (de 10 a 60-100 K) i alentiment del col·lapse. L'escalfament dona lloc a un augment de la freqüència de les ones electromagnètiques emeses; el núvol ara irradia en l'infraroig llunyà, al qual és transparent. D'aquesta manera la pols media el segon col·lapse del núvol. Es crea així una configuració en què un nucli hidroestàtic central atrau gravitatòriament la matèria difosa a les regions externes; és l'anomenat First Hydrostatic Core (Primer Nucli Hidrostàtic), que continua augmentant la seva temperatura en funció del teorema del virial; la caiguda de material sobre aquesta regió central opaca crea ones de xoc que escalfen encara més el gas. Després d'aquesta fase de creixement des de l'embolcall, el nucli comença una fase de contracció quasi estàtica.
Quan la temperatura nuclear arriba als 2000 K, l'energia tèrmica dissocia les molècules d'H2 en àtoms d'hidrogen, que poc després s'ionitzen juntament amb els àtoms d'heli. Aquests processos absorbeixen l'energia alliberada per la contracció, permetent-la continuar durant períodes comparables al període de col·lapse a velocitat de caiguda lliure. Tan bon punt la densitat del material que cau arriba al valor de 10−8g cm−3, la matèria es torna prou transparent per permetre que l'energia radiant s'escapi. La combinació de la convecció interior i l'emissió de radiació permet que l'embrió estel·lar contregui el seu radi. Aquesta fase continua fins que la temperatura dels gasos és suficient per mantenir una pressió prou alta com per evitar un nou col·lapse; així s'aconsegueix l'equilibri hidroestàtic. Quan l'objecte així format cessa aquesta fase de creixement s'anomena protoestrella; l'embrió estel·lar roman en aquesta fase durant unes desenes de milers d'anys.
La fase d'acreció
Després del col·lapse, la protoestrella ha d'augmentar la seva massa acumulant gas; s'inicia així una fase d'acreció que continua a un ritme d'aproximadament 10−6-10−5 M☉ per any. L'acreció del material cap a la protoestrella continua gràcies a la mediació d'un disc d'acreció, alineat amb l'equador, que es forma quan el moviment de rotació de la matèria en caiguda lliure (inicialment igual al del núvol) s'amplifica a causa de la conservació de moment angular.
La velocitat d'acreció no és constant; de fet, la futura estrella arriba ràpidament a la que serà la meitat de la seva massa definitiva, mentre que triga deu vegades més a acumular la massa restant.
Només una part de la matèria del nucli dens (s'estima al voltant d'un terç) caurà sobre la protoestrella; de fet, si se li transferís tot el moment angular del disc, la seva velocitat de rotació augmentaria fins a assolir un valor de força centrífuga tal que provoqui el seu desmembrament. En aquesta fase també es formen fluxos moleculars que surten dels pols de la protoestrella, probablement per dispersar l'excés de moment angular. Els mecanismes en l'origen de la formació d'aquests jets encara no estan del tot clars, però es creu que es pot atribuir un paper important a les línies de força del camp magnètic estel·lar, la deflexió i retorsió del qual en creuar el disc d'acreció provocarien una mena d'hèlix que canalitza el plasma expulsat en un jet prim. La col·lisió d'aquests jets amb el gas del núvol pot generar formacions particulars conegudes com a objectes de Herbig-Haro (objectes HH).
Quan s'arriba a una temperatura d'almenys un milió de graus Kelvin al nucli, comença la fusió del deuteri, un isòtop d'hidrogen format per un protó i un neutró (2H); la pressió de radiació resultant retarda (però no atura) el col·lapse, mentre que la caiguda de material de les regions internes del disc d'acreció a la superfície de la protoestrella continua. La quantitat d'energia que la fusió del deuteri és capaç d'alliberar per unitat de massa de gas interestel·lar ve donada per la relació:
miniatura|L'estructura d'una protoestrella: 1. Gas del núvol en caiguda (òpticament transparent) 2. Fotosfera infraroja (falsa fotosfera) 3. Caiguda de closca de pols (òpticament opaca) 4. Front de xoc (sublimació de pols) 5. Nucli hidroestàtic protoestelar
On és la relació numèrica de deuteri a hidrogen, és la fracció de massa de l'hidrogen, (=5,49 MeV) l'energia desenvolupada per una única reacció, i és la massa de l'àtom d'hidrogen. La fusió nuclear és més eficient durant la fase d'acreció que quan s'ha arribat a una massa fixa, ja que s'acumula contínuament combustible nou que augmenta la velocitat de les reaccions. La velocitat de les reaccions també és molt sensible a la temperatura, de manera que el deuteri actua com a termòstat, mantenint constant la temperatura central en un milió de graus K, mentre que la nova massa continua precipitant sobre el nucli des de l'embolcall gasós extern; en conseqüència,Per a aquesta situació la relació energètica es manté: