Protostella

In astronomia si definisce protostella la fase della formazione stellare compresa tra il collasso della nube molecolare e la fase di stella pre-sequenza principale.

La protostella è l’immediato prodotto del collasso gravitazionale di una densa nube del mezzo interstellare. La maggior parte di tali nubi è in uno stato di equilibrio dinamico: la forza di gravità è bilanciata dall’energia termica degli atomi e delle molecole che compongono la nube. La rottura di questo equilibrio può avvenire spontaneamente, a causa delle turbolenze interne della nube, oppure, più spesso, può essere innescato da un qualche evento esterno, come le onde d’urto dell’esplosione di una vicina supernova o di una collisione tra due nubi distinte, le forze di marea galattica tra due galassie interagenti e così via.

Collasso

Quale che sia la fonte del disturbo, se questo è abbastanza grande può far sì che, in una regione della nube a maggiore densità, la forza di gravità sovrasti l’energia termica, dando luogo al collasso. Le protostelle di massa simile al Sole impiegano tipicamente 10 milioni di anni per evolversi da una nube in fase di contrazione ad una stella di sequenza principale, mentre le stelle di massa maggiore sono molto più veloci: una stella di 15 masse solari (M_☉) raggiunge la sequenza principale in circa 100.000 anni.

Il prodotto del primo collasso è la formazione di un nucleo idrostatico, il quale deve andare incontro ad una fase di accrescimento. Questa è la fase cruciale del processo di formazione di una stella. Se la protostella accumula una massa compresa tra 0,08 e 8–10 M_☉ evolve successivamente in una stella pre-sequenza principale; se invece la massa è nettamente superiore, la protostella raggiunge immediatamente la sequenza principale.

La massa determina la durata della vita di una stella: le stelle meno massicce vivono molto più a lungo delle stelle più pesanti: si va dal bilione di anni delle stelle di classe M V fino ai pochi milioni di anni delle massicce stelle di classe O V.
Se l’oggetto non riesce ad accumulare una massa di almeno 0,08 M_☉ l’innesco delle reazioni di fusione dell’idrogeno è impossibilitato; questa “stella mancata”, dopo una fase di stabilizzazione, diviene quella che gli astronomi definiscono una nana bruna.

Il collasso della nube

Una nube interstellare rimane in uno stato di equilibrio idrostatico finché l’energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l’esterno, è equilibrata dall’energia potenziale della gravità interna che tenderebbe a farla collassare.

Tuttavia, se la massa della nube è tale che la pressione del gas è insufficiente a bilanciare la gravità, essa inizierà a manifestare dei fenomeni di instabilità che ne provocheranno il collasso gravitazionale. La massa limite oltre la quale la nube andrà incontro al collasso è detta massa di Jeans, direttamente proporzionale alla temperatura ed inversamente proporzionale alla densità della nube: quanto più bassa è la temperatura e quanto più alta la densità, tanto minore è la quantità di massa necessaria perché possa avvenire tale processo.Infatti, via via che le regioni più dense, avviate al collasso, inglobano materia, localmente si raggiungono masse di Jeans meno elevate, che portano quindi a una suddivisione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole, finché i frammenti non raggiungono una massa stellare.

Altre ipotesi

Non sempre il collasso inizia spontaneamente. Numerosi sono gli esempi di stelle che si sono formate quasi contemporaneamente. Dal momento che un simultaneo collasso di nuclei densi indipendenti sarebbe un’incredibile coincidenza, è più ragionevole pensare che questo sia la conseguenza di una forza applicata dall’esterno che abbia agito sulla nube causando l’innesco del collasso e la formazione di un folto gruppo di stelle.

Diversi possono essere gli eventi esterni in grado di promuovere il collasso di una nube:

• le onde d’urto generate dallo scontro di due nubi molecolari o dall’esplosione di una supernova nelle vicinanze;
• le forze di marea che si instaurano a seguito dell’interazione tra due galassie, che innescano una violenta attività di formazione stellare definita starburst;
• gli energici super-flare di una vicina stella in formazione oppure la pressione del vento di una stella massiccia vicina o la sua intensa emissione ultravioletta.

Protostelle massicce

La teoria della formazione stellare sembra precludere l’esistenza delle stelle massicce. Quando entrano in gioco delle masse molto elevate, l’embrione stellare raggiunge in maniera estremamente rapida le condizioni necessarie all’innesco della fusione dell’idrogeno; ne conseguirebbe l’immediato arresto della fase di accrescimento e una forte limitazione alla massa della futura stella.

Disco circumstellare e formazione di getti

La formazione delle stelle massicce avviene grazie alla mediazione di un disco circumstellare e tramite la formazione di getti. Mediante la creazione di una cavità nel materiale nebuloso, consentono una via di sfogo attraverso cui la grande radiazione di una protostella massiccia può disperdersi senza intaccare l’accrescimento. queste stelle tuttavia, dopo la fase protostellare, non passano attraverso la fase di PMS, ma raggiungono direttamente la sequenza principale; l’intensa emissione elettromagnetica che ne consegue porrebbe fine immediatamente alla fase di accrescimento, mantenendo dunque la massa della stella entro una decina di masse solari.

Tuttavia, la scoperta di stelle supermassicce ha indotto gli astrofisici a formulare dei modelli che possano spiegarne la formazione. Per dare una risposta alla questione sono stati approntati dei modelli simulati al computer, basati sulla teoria dell’accrescimento competitivo, i cui risultati sono stati resi noti nel gennaio 2009. Il collasso e la rotazione di un’enorme nube molecolare porta alla formazione del disco di accrescimento, che alimenta la protostella.

Frammenti di protostelle

La grande mole del disco lo rende gravitazionalmente instabile, il che ne causa la frammentazione e la formazione in questi frammenti di altrettante protostelle secondarie. La gran parte delle quali precipita fondendosi con la protostella centrale. La simulazione ha anche dimostrato come mai gran parte delle stelle massicce siano sistemi multipli. Si è visto che una o più delle protostelle secondarie riesce a raggiungere una massa tale da svincolarsi dal disco della principale. Questa a sua volta forma un proprio disco, si fonde con le protostelle secondarie originarie e diventa anch’essa una stella massiccia.

L’osservazione di alcune regioni di formazione stellare da parte del telescopio Spitzer ha in parte confermato questo modello, anche se la verifica sarà complicata: infatti è difficile riuscire a cogliere le stelle massicce nell’atto della loro formazione, visto che si tratta comunque di una tipologia stellare piuttosto rara e visto che il processo che porta alla loro formazione si esaurisce in tempi assai brevi (su scala astronomica).