Формирование звезды начинается с гравитационного коллапса плотных фрагментов в межзвёздных молекулярных облаках. Эти облака состоят преимущественно из молекулярного водорода (H₂) и содержат пыль, играющую важную роль в охлаждении. Коллапс может быть инициирован внешними возмущениями: ударной волной от сверхновой, прохождением через спиральный рукав галактики или взаимодействием с близлежащими объектами.
Масса и плотность фрагмента, способного к самопроизвольному коллапсу, определяются критерием Джинса. Радиус Джинса RJ и масса Джинса MJ задаются выражениями:
$$ R_J = \left( \frac{15kT}{4\pi G \mu m_H \rho} \right)^{1/2}, \quad M_J = \frac{4}{3}\pi R_J^3 \rho $$
где T — температура, ρ — плотность, μ — средняя молекулярная масса, mH — масса атома водорода, G — гравитационная постоянная.
Если масса фрагмента превышает MJ, он становится гравитационно неустойчивым и начинает сжиматься.
На ранней стадии коллапса эффективное излучение энергии пылевыми частицами и молекулами позволяет облаку сохранять почти постоянную температуру. Поскольку температура не растёт, давление не увеличивается, и сжатие продолжается ускоренно. Гравитационная энергия преобразуется в излучение и уходит, не препятствуя сжатию.
Плотность и оптическая толща увеличиваются. В центре формируется уплотнение — протозвезда. На этом этапе структура облака описывается моделью изотермической сферы с плотностным профилем ρ(r) ∝ r−2.
Когда центральные области становятся оптически толстыми, излучение перестаёт эффективно выходить наружу, и коллапс замедляется. Начинается адиабатическая стадия, в ходе которой температура быстро растёт, возрастает давление, и вещество начинает сопротивляться дальнейшему сжатию. Увеличение температуры приводит к ионизации атомов, росту давления излучения и частичному торможению коллапса.
В центре формируется гидростатическое ядро — первый гидростатический объект, часто называемый первой протозвездой. Её масса мала (около 0.01–0.1 масс Солнца), а температура в центре достигает нескольких тысяч Кельвинов. Внешние слои продолжают аккрецию.
Основной механизм на этом этапе — аккреция газа из окружающей оболочки на формирующееся ядро. Поток вещества направляется по направлению к центру с помощью радиального движения, либо вдоль плоскости экватора, если облако обладает вращением.
Темп аккреции может быть оценён по формуле:
$$ \dot{M} \sim \frac{c_s^3}{G} $$
где cs — скорость звука в облаке. Типичные значения — от 10−6 до 10−4 M⊙/год.
Магнитное поле, вращение и турбулентность могут замедлять аккрецию. При этом вещество с ненулевым моментом импульса образует аккреционный диск. Этот диск играет ключевую роль в перераспределении углового момента и может сопровождаться выбросами вещества — биполярными джетами и грандиозными молекулярными потоками (outflows).
Протозвезда, окружённая плотной оболочкой и диском, наблюдается в основном в инфракрасном и миллиметровом диапазоне, поскольку излучение в оптическом диапазоне полностью поглощается пылью. Эта стадия соответствует классу 0 (ранний коллапс) и классу I (развитая аккреция) в эмпирической классификации протозвёзд.
Протозвезда светит за счёт гравитационного сжатия и аккреции:
$$ L = L_\text{грав} + L_\text{аккр} = \frac{GM\dot{M}}{R} $$
где M — масса протозвезды, R — её радиус, Ṁ — темп аккреции.
Температура в центре продолжает возрастать. При достижении ~106 K начинается термоядерный синтез дейтерия:
2H+1H→3He + γ
Этот процесс ненадолго стабилизирует структуру, но дейтерий быстро выгорает из-за низкого порога зажигания.
Когда большая часть окружающего вещества аккрецирована или рассеяна джетами и излучением, протозвезда становится видимой в оптическом диапазоне и вступает в стадию предглавной последовательности. При этом её структура напоминает обычную звезду, но источником энергии остаётся гравитационное сжатие, а не термоядерные реакции.
Протозвезда перемещается вглубь диаграммы Герцшпрунга–Рассела по трекам Хаяши (для маломассивных звёзд) или Хенгена (для более массивных). Эти треки отражают изменение температуры, светимости и радиуса при сжатии.
Трек Хаяши характеризуется почти постоянной эффективной температурой и падающей светимостью. Он описывает эволюцию полностью конвективных объектов (массой менее ~3 M⊙). Более массивные звёзды, у которых есть радиативная зона, следуют трекам Хенгена, характеризующимся ростом температуры при почти постоянной светимости.
Когда в центральной области температура достигает ∼ 107 K, запускается термоядерная реакция превращения водорода в гелий:
41H → 4He + 2e+ + 2νe + 2γ
Этот процесс осуществляется через pp-цепочку (для звёзд массой <1.5 M⊙) или CNO-цикл (для более массивных). Как только энергия термоядерного синтеза начинает компенсировать потери энергии, сжатие прекращается — звезда вступает в стабильную фазу главной последовательности.
Масса, приобретённая протозвездой к этому моменту, определяет её положение на главной последовательности и последующую эволюцию.
Времена, соответствующие различным стадиям протозвездной эволюции, зависят от массы объекта:
На ход протозвездной эволюции существенно влияет начальное содержание углового момента, присутствие магнитного поля, количество турбулентности, а также химический состав и плотность окружающей среды.
Взаимодействие между аккреционным диском, джетами, радиационным давлением и внешней средой определяет, какая часть вещества будет вовлечена в образование звезды, как будет устроена околозвёздная структура и каков будет финальный угловой момент.
Результатом протозвездной эволюции является объект, находящийся в гидростатическом и термическом равновесии, способный поддерживать себя путём термоядерного синтеза водорода — звезда главной последовательности.