Ad un certo punto la densità e la pressione cominciano ad essere elevate soprattutto verso il centro della nube. Anche l'opacità cresce con la densità e adesso gran parte dell'energia liberata è trasformata in calore e la temperatura inizia a crescere. Questo aumento della temperatura causa una ulteriore crescita della pressione che ora comincia a contrastare la caduta libera. La contrazione della parte centrale della nube comincia a rallentare anche se la parte più esterna ancora si contrae in caduta libera. In questo stadio la nube può essere ancora considerata una protostella.
Quando la temperatura della protostella raggiunge 1800 K il suo idrogeno molecolare comincia a dissociarsi in idrogeno atomico. Questa dissociazione dissipa energia e la temperatura ora aumenta più lentamente. Ma al contempo anche la pressione aumenta più lentamente e ciò causa un aumento della velocità di contrazione. Finito questo processo di dissociazione la temperatura ricomincia ad aumentare più velocemente e si arriva prima alla temperatura di ionizzazione dell'idrogeno, a circa 10000 K, poi dell'elio a 100000 K. La contrazione della protostella si rallenta solo quando gran parte del gas è completamente ionizzato ed è nello stato di plasma. La stella allora si pone in uno stato di equilibrio idrostatico. La sua evoluzione ulteriore prosegue nella scala dei tempi termica ovvero molto più lentamente. In tutto questo processo il raggio della protostella si è ridotto da 100 AU a 1/4 AU. La protostella è normalmente all'interno di una nube molto grande e continua ad aggregare materia, ma adesso cominciano anche ad innescarsi processi convettivi che trasferiscono energia dal centro alla superficie ed è a questo punto che la protostella inizia a brillare.
| Continuamo a descrivere
l'evoluzione facendo riferimento al diagramma HR. La
protostella è, in base al valore della sua massa, in un punto
della traccia di Hayashi nella quale le stelle
sono nello stato completamente convettivo. Le protostelle a
destra della traccia di Hayashi non sono in equilibrio e stanno
collassando nella scala dei tempi dinamica. La successiva evoluzione è il passaggio dalla traccia di Hayashi alla sequenza principale del diagramma HR. In questo stadio la temperatura continua a crescere perchè il collasso della protostella continua e i processi convettivi principalmente trasferiscono energia dal centro all'intera protostella, che non irradia tutta l'energia prodotta dal collasso. Ma quando la temperatura al centro della protostella è tanto elevata da poter innescare i processi di fusione nucleare, si forma la stella vera e propria che, in base alla sua massa iniziale, è in un certo posto della sequenza principale. Per stelle di massa M⊙ il rapido collasso delle nube protostellare dura solo poche centinaia di anni, ma lo stadio finale (dalla traccia di Hayashi alla sequenza principale) è molto più lento, parecchie decine di milioni di anni. Il passaggio è tanto più rapido quanto più è massiccia la protostella: una stella di 15M⊙ passa dalla traccia di Hayashi alla sequenza principale in 60000 anni mentre per una stella di 0.1M⊙ occorrono centinaia di milioni di anni. Questa differenza è dovuta al fatto che, nelle stelle più massiccie, le temperature al centro raggiungono valori più elevati e le reazioni di fusione nucleare iniziano molto presto. |
 |