若い恒星

若い恒星( YSO ) は、進化の初期段階にある恒星を表します。このクラスは、原始星と前主系列星の 2 つのグループのオブジェクトで構成されます。

恒星は、恒星周縁の円盤または外層から原始星に落ち込む物質の蓄積によって形成される。円盤内の物質は原始星の表面よりも冷たいため、より長い波長の光を放射し、過剰な赤外線放射を生み出す。円盤内の物質が枯渇するにつれて、赤外線過剰は減少する。したがって、YSO は通常、中間赤外線におけるスペクトルエネルギー分布の傾斜に基づいて進化段階に分類される。これは、Lada (1987) によって導入された方式による。彼は、スペクトル指数の間隔の値に基づいて 3 つのクラス (I、II、III) を提案した。[ ^1] ${\displaystyle \alpha \,}$

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

ここで は波長、 は磁束密度 です。${\displaystyle \lambda \,}$${\displaystyle F_{\lambda}}$

は、波長範囲 2.2～20 （近赤外線および中赤外線領域）で計算されます。Andre ら( 1993) は、サブミリ波放射が強いが、 では非常に暗いクラス 0 の天体を発見しました。^[2] Greeneら(1994) は、5 番目のクラスの「フラット スペクトル」ソースを追加しました。^[3]${\displaystyle \alpha \,}$${\displaystyle {\mu }m}$${\displaystyle {\lambda }10{\mu }m}$

• クラス0源 – 検出されない${\displaystyle {\lambda }20{\mu }m}$
• クラスIの情報源は${\displaystyle {\alpha}>0.3}$
• フラットスペクトルソースは${\displaystyle 0.3>{\alpha }>-0.3}$
• 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、進化の順序を大まかに反映しています。最も深く埋め込まれたクラス 0 の源は、クラス I の段階に向かって進化し、星周エンベロープを消散させると考えられています。最終的に、それらは前主系列星として 恒星の誕生線上で光学的に見えるようになります。

クラス II の天体は恒星周ディスクを持ち、おおよそ古典的なT タウリ型星に対応します。一方、クラス III の星はディスクを失っており、弱線 T タウリ型星 にほぼ相当します。ディスクがより長い波長 (たとえば) でのみ検出できる中間段階は、遷移ディスク天体として知られています。 ${\displaystyle 24{\mu }m}$

YSO は、ジェットや双極流出、メーザー、ハービッグ・ハロー天体、原始惑星系円盤(恒星周円盤またはプロプライド) などの初期の恒星進化現象とも関連しています。

これらの恒星は質量によって、大質量YSO、中質量YSO、褐色矮星に分類されます。

• 
  若い恒星ジェットMHO 2147 ^[4]

• ボク球

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