Prožvaigždė
Prožvaigždė – masyvus dujų debesis, esantis gravitacinio traukimosi būsenoje, skendintis tankiame dujų ir dulkių apvalkale, pradinė žvaigždės formavimosi stadija. Prožvaigždės susidaro dideliuose molekuliniuose debesyse, esančiuose tarpžvaigždinėje terpėje. Iš pradžių debesyje atsiranda sutankėjimų, kurie tampa būsimų prožvaigždžių branduoliais, aplink juos kaupiasi medžiaga ir susiformuoja prožvaigždė. Kai tankus apvalkalas praretėja tiek, kad galima stebėti pakankamai spinduliuotės optiniame diapazone, sakoma kad ji tapo žvaigžde, esančia iki pagrindinės sekos. Šį pasikeitimą žymi stiprūs žvaigždžių vėjai. Vėliau ši žvaigždė evoliucionuoja į pagrindinės sekos objektą - centre prasideda vandenilio virtimo heliu branduolių sąlajos reakcijos. Stebėjimais nustatyta, kad molekuliniai debesys visada būna pusiausvyros būsenoje - juos sudarančių molekulių šiluminė kinetinė energija atsveria gravitacijos energiją ir debesys nesitraukia. Tačiau ši pusiausvyra yra labai nestabili. Ją sutrikdyti gali, pavyzdžiui, netoliese sprogusios supernovos žybsnio energija, netolygus tankio pasiskirstymas galaktikoje arba prasilenkimas ar susidūrimas su kitu molekuliniu debesiu. Jei sutrikdymas pakankamai didelis, debesyje suardoma pusiausvyra ir jis ima trauktis. Pirmas šį reiškinį detaliai aprašė britų fizikas Džeimsas Džinsas (James Jeans). Jis įrodė, kad, esant tinkamoms salygoms, debesis arba jo dalis ima trauktis. Taip pat Džinsas išvedė formulę debesies kritinės masės ir dydžio, kaip funkcijos nuo tankio ir temperatūros prieš pradedant trauktis, apskaičiavimui. Mažiausia masė, kurią turėdamas debesis jau gali trauktis, vadinama Džinso mase ir apskaičiuojama pagal tokią formulę: M j = 9 4 × ( 1 2 π n ) 1 2 × 1 m 2 × ( k T G ) 3 2 {\displaystyle M_{j}={\frac {9}{4}}\times \left({\frac {1}{2\pi n}}\right)^{\frac {1}{2}}\times {\frac {1}{m^{2}}}\times \left({\frac {kT}{G}}\right)^{\frac {3}{2}}} n - dalelių koncentracija, m - vidutinė dalelės masė, T - temperatūra.