若い恒星状天体

へびつかい座ρ星雲複合体内の若い星状天体

V1331 Cygは、反射星雲に囲まれた若い天体である。

若い恒星状天体（YSO）とは、進化の初期段階にある恒星を指します。この分類は、原始星と前主系列星の2つのグループに分けられます。

星は、原始星に周星円盤または外層から落下する物質が集積することによって形成されます。円盤内の物質は原始星の表面よりも温度が低いため、より長い波長の光を放射し、過剰な赤外線放射を生み出します。円盤内の物質が枯渇するにつれて、過剰な赤外線放射は減少します。そのため、若い星状天体（YSO）は通常、ラダ（1987）が提唱したスキームを用いて、中間赤外線におけるスペクトルエネルギー分布の傾きに基づいて進化段階に分類されます。彼は、スペクトル指数の区間値に基づいて、3つのクラス（I、II、III）を提案しました。${\displaystyle \alpha \,}$: ^{[ 1 ]}

${\displaystyle \alpha ={\frac {d\log(\lambda F_{\lambda })}{d\log(\lambda )}}}$。

ここ${\displaystyle \lambda \,}$は波長であり、${\displaystyle F_{\lambda }}$は磁束密度です。

の${\displaystyle \alpha \,}$2.2～20の波長範囲で計算されます${\displaystyle {\mu }m}$（近赤外線および中間赤外線領域）。Andreら（1993）は、サブミリ波放射が強いが、非常に暗い天体であるクラス 0 を発見した。${\displaystyle {\lambda }<10{\mu }m}$[ ^{2 ]} Greene et al. (1994)^は「フラットスペクトル」光源の 5 番目のクラスを追加しました。^{[ 3 ]}

• クラス0ソース – 検出不可能${\displaystyle {\lambda }<20{\mu }m}$
• クラスIの情報源は$\displaystyle {\alpha }>0.3}$
• フラットスペクトル光源は${\displaystyle 0.3>{\alpha }>-0.3}$
• クラスIIの情報源は${\displaystyle -0.3>{\alpha }>-1.6}$
• クラスIIIの情報源は${\displaystyle {\alpha }<-1.6}$

この分類体系は、おおよそ進化の順序を反映している。最も深く埋もれたクラス0の天体は、クラスIの段階へと進化し、周星エンベロープを消散させると考えられている。最終的には、主系列星の前段階として、恒星の誕生線上で光学的に観測可能となる。

クラスII天体は周星円盤を持ち、おおよそ古典的なTタウリ星に相当し、クラスIII星は円盤を失っており、おおよそ弱線Tタウリ星に相当します。円盤がより長い波長（例えば、$24μm$これらは遷移円盤オブジェクトとして知られています。

若い星状天体は、ジェットや双極性アウトフロー、円盤風、メーザー、ハービッグ・ハロー天体、原始惑星系円盤（周星円盤またはプロプリッド）といった、初期の星進化現象とも関連している。

これらの星は質量によって区別される。すなわち、大質量の若い星状天体、中間質量の若い星状天体、褐色矮星である。

• 
  若い恒星ジェットMHO 2147 ^{[ 4 ]}

• ボック球状体

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