Evolução
Uma protoestrela forma-se pela contração de uma nuvem molecular gigante no meio inter-estelar.
Contração
Uma nuvem molecular gigante pode estar em um estado de equilíbrio dinâmico — como um todo, a energia de ligação gravitacional da nuvem é balanceada pela pressão térmica, pressão magnética e velocidade orbital das moléculas constituintes.
Qualquer perturbação poderia abalar este estado de equilíbrio. Exemplos destes perturbações são ondas de choque de supernovas, ondas de densidade espiral dentro das galáxias, ou a aproximação ou colisão com outras nuvens. Qualquer que seja a fonte do distúrbio, se ela é suficientemente forte para provocar que a força da gravidade se torne maior do que os fatores de equilíbrio em uma região particular da nuvem, a nuvem passa a se contrair e acumular massa em um determinado ponto.
Aquecimento
Quando a nuvem se contrai, ela começa a aumentar em temperatura. Isto é causado pela conversão da energia gravitacional para energia térmica cinética. Se uma partícula diminui sua distancia do centro da contração, isto irá resultar em uma diminuição da sua energia gravitacional. Quanto mais a nuvem contrai, mais a temperatura aumenta.
Colisões entre moléculas freqüentemente as colocam em um estado excitação, forçando-as a emitir radiação para se livrar do excesso de energia. A maior parte desta radiação, normalmente de uma freqüência característica, irá escapar, prevenindo o rápido aumento na temperatura da nuvem. Quando a temperatura é entre 10 a 20 kelvins esta radiação encontra-se na faixa das micro-ondas ou infravermelho.
À medida em que a nuvem contrai a densidade das moléculas aumenta. Isto ira eventualmente tornar mais difícil a fuga da radiação emitida. Devido a isto, o gás se torna cada vez mais opaco e a radiação e a temperatura dentro da nuvem aumentam cada vez mais rapidamente.
Nascimento
A pré-sequência principal inicia quando o processo de contração da nuvem atinge um ponto crítico, encerrando o período de protoestrela. A energia liberada durante esta transformação encerra a contração, perturbando e dispersando grande parte do restante da nuvem.
Protoestrelas de massa próxima à do Sol tipicamente levam em torno de 10 milhões de anos para evoluir de uma nuvem molecular para a seqüência principal. Uma protoestrela de 15 massas solares evolui muito mais rapidamente, tipicamente levando somente 10 mil anos para alcançar a seqüência principal.
Descoberta
O físico britânico James Jeans considerou o fenômeno acima em detalhes. Ele foi capaz de mostrar que, sobre apropriadas condições, uma nuvem, ou parte dela, poderia iniciar a contração como descrito acima.
Derivou uma formula para calcular a massa e tamanho que uma nuvem deveria alcançar em função de sua densidade e temperatura antes da contração gravitacional começar. Esta massa critica é conhecida como massa de Jeans, dada pela formula abaixo:
onde n é número de densidade da particular, m é a média das partículas de gás T é a temperatura do gás.
Fragmentação
As estrelas são freqüentemente encontradas em grupos aparentemente formados ao mesmo tempo, conhecidos como clusters. Isto pode ser explicado ao observar que a contração da nuvem não se dá de modo uniforme. A nuvem molecular gigante pode ter velocidade turbulenta em diversas direções dentro da nuvem. Estas velocidades comprimem a nuvem através de ondas de choque, as quais geram filamentos e estruturas agrupadas dentro da nuvem em diversas dimensões e densidades.
Este processo é designado como fragmentação turbulenta. Algumas estruturas agrupadas poderão exceder a massa de Jeans e se tornar gravitacionalmente instáveis, fragmentando uma parte da nuvem e contraindo este fragmento em um ou mais pontos em que estrelas poderão surgir.
A nuvem pode fragmentar em porções menores, áreas densas as quais por sua vez podem se fragmentar em áreas menores ainda. O resultado obtido é um aglomerado de protoestrelas, que futuramente poderá gerar um cluster de estrelas com idade semelhante.
