När protostjärnan fortsätter att kollapsa under sin egen gravitation, värms den upp och blir mer självlysande. När temperaturen når cirka 4 miljoner grader Celsius börjar protostjärnan lysa av sitt eget ljus och blir en "huvudsekvens"-stjärna. Detta markerar slutet på protostjärnfasen och början på stjärnans "huvudsekvens"-fas, som är den mest stabila och längsta varaktiga fasen i dess liv.
Protostjärnor finns vanligtvis i gigantiska molekylära moln (GMC), som är stora komplex av kall, tät gas och damm där nya stjärnor ständigt bildas. Gasen och dammet i GMC komprimeras och värms upp av gravitationskrafterna i molnet, vilket leder till bildandet av individuella protostjärnor.
Protostjärnor kan ha olika massor och storlekar, och de kan klassificeras i olika typer baserat på deras egenskaper och utvecklingsstadium. Några vanliga typer av protostjärnor inkluderar:
1. Klass 0 Protostjärnor:Dessa är de tidigaste och kallaste protostjärnorna, med temperaturer under 20 Kelvin (-253,15 grader Celsius) och inga tecken på utflöden eller jetstrålar.
2. Klass I-protostjärnor:Dessa protostjärnor har temperaturer på cirka 20 till 50 Kelvin och visar tecken på utflöden eller strålar av material som stöts ut från protostjärnan.
3. Klass II Protostjärnor:Dessa protostjärnor har temperaturer över 50 Kelvin och är omgivna av ett stort hölje av gas och damm. De visar starka bevis på utflöden och jetplan.
4. Klass III protostjärnor:Även kända som "T Tauri" stjärnor, dessa protostjärnor har temperaturer som liknar klass II protostjärnor men befinner sig i ett mer avancerat evolutionärt stadium. De är fortfarande omgivna av en cirkumstellär skiva av gas och damm, men skivan är mindre och mindre massiv än i tidigare skeden.
Studiet av protostjärnor är ett viktigt område inom astrofysiken eftersom det hjälper oss att förstå de tidiga stadierna av stjärnbildning och de processer som leder till födelsen av nya stjärnor.
