젊은 항성 천체

반사 성운으로 둘러싸인 YSO V1331 Cyg

젊은 항성물체(YSO)는 진화 초기 단계에 있는 별을 의미합니다.이 등급은 원시성과 주계열성 전의 두 가지 천체 그룹으로 구성됩니다.

스펙트럼 에너지 분포에 의한 분류

별은 별주위 원반이나 외피에서 원시성으로 떨어지는 물질이 축적되어 형성된다.원반 내의 물질은 원시성의 표면보다 차갑기 때문에 더 긴 파장의 빛으로 복사되어 과도한 적외선 방출을 일으킵니다.디스크 내의 물질이 고갈됨에 따라 적외선 초과가 감소합니다.따라서 YSO는 보통 Lada(1987년)가 도입한 체계를 사용하여 중적외선 스펙트럼 에너지 분포의 기울기에 기초하여 진화 단계로 분류된다.그는 스펙트럼 $\alpha \,$ α(\ $displaystyle \alpha$ ^[1]의 간격 값을 바탕으로 세 가지 등급(I, II, III)을 제안했다.

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

$\lambda \,$ 서 ${\$ { $displaystyle$ \ $lambda$ }는 $\lambda \,$ 파장, $F_{\lambda }$ ${\$ { \ $displaystyle$ F _ { \ $lambda }$ 는 $F_{\lambda }$ 플럭스 밀도입니다.

$α(\$ displaystyle $\$ $alpha$ $\,)$ 는 $\alpha \,$ 2.2~ $($ 근적외선 및 중적외선 영역) ${\mu }m$ 의 파장 간격으로 계산됩니다.Andre 등(1993)은 등급 0: 강한 서브밀리미터 방출을 가졌지만 ${\lambda }<10{\mu }m$ < ${\lambda }<10{\mu }m$ ${\lambda }<10{\mu }m$ $< displaystyle$ \ $lambda$ } < $10$ { \ $mu$ } $m$ ^[2]} 에서는 매우 희미하다는 것을 발견했다.그린 등(1994)은 다섯 번째 등급의 "평탄한 스펙트럼" ^[3]선원을 추가했다.

클래스 0 전원 – ${\lambda }<20{\mu }m$ < ${\lambda }<20{\mu }m$ \ $displaystyle$ \ $lambda$ } < $20$ { \ mu } $m$ } 검출 불가
클래스 I의 ${\alpha }>0.3$ 는 ${\alpha }>0.3$ > 0. ${\alpha }>0.3$ 입니다 $.\displaystyle\alpha$ } > ${\alpha }>0.3$ 입니다. $3 。$
플랫 스펙트럼 $0.3>{\alpha }>-0.3$ 는 0. $0.3>{\alpha }>-0.3$ > $0.3>{\alpha }>-0.3$ - 0 ${\displaystyle 0$ .3 $>$ {\ $alpha$ } > - 0.3 입니다.
클래스 II 소스는 $-0.3>{\alpha }>-1.6$ .3 $-0.3>{\alpha }>-1.6$ > $-0.3>{\alpha }>-1.6$ - $-0.3>{\alpha }>-1.6$ .6 $-0.3>{\alpha }>-1.6$ {\ $displaystyle$ - 0.3 $-0.3>{\alpha }>-1.6$ > {\ $alpha$ } > - 1. $6$ }
클래스 III 소스에는 ${\alpha }<-1.6$ α ${\alpha }<-1.6$ < - $(디스플레이$ 스타일 {alpha $}$ < - 1 $.6$ })이 ${\alpha }<-1.6$ .

이 분류 스키마는 대략적으로 진화 순서를 반영한다.깊이 내장된 Class 0 소스는 대부분 Class I 단계를 향해 진화하여 별 주위의 엔벨로프를 소멸시키는 것으로 생각됩니다.결국 이들은 주계열성 이전의 별로서 항성 탄생선에서 광학적으로 볼 수 있게 됩니다.

등급 II 물체는 별주위 원반을 가지고 있으며 고전적인 황소자리 T형 별과 거의 일치하지만 등급 III 별들은 원반을 잃고 약선인 황소자리 T형 별과 거의 일치한다.디스크가 더 긴 파장(예를 $24{\mu }m$ $(\displaystyle 24$ {\ $mu }$ m $24{\mu }m$ 에서만 검출되는 중간 단계를 전이 디스크 객체라고 합니다.

특성.

YSO는 초기 별 진화 현상과도 관련이 있습니다. 제트 및 양극성 유출, 메저, 허빅-Haro 천체 및 원시 행성계 원반(원반 또는 프로플라이드).

질량별 YSO 분류

이 별들은 질량에 따라 구별될 수 있습니다.질량이 큰 YSO, 중간질량 YSO, 갈색왜성입니다.

「」를 참조해 주세요.

보크 구상체

레퍼런스

^ Lada, Charles J. (1987). "Star Formation: From OB Associations to Protostars". In Peimbert, Manuel; Jugaku, Jun (eds.). Star Forming Regions: Proceedings of the 115th Symposium of the International Astronomical Union Held in Tokyo, Japan, November 11–15, 1985. Dordrecht: D. Reidel. pp. 1–17. Bibcode:1987IAUS..115....1L. ISBN 978-90-277-2388-8.
^ Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary (March 1993). "Submillimeter Continuum Observations of ${\rho }$ Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps". The Astrophysical Journal, Part 1. 406 (1): 122–141. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.
^ Greene, Thomas P.; Wilking, Bruce A.; Andre, Philippe; Young, Erick T.; Lada, Charles J. (October 1994). "Further Mid-infrared Study of the ${\rho }$ Ophiuchi Cloud Young Stellar Population: Luminosities and Masses of Pre-main-sequence Stars". The Astrophysical Journal, Part 1. 434 (2): 614–626. Bibcode:1994ApJ...434..614G. doi:10.1086/174763.

외부 링크

Wikimedia Commons의 젊은 별 천체 관련 매체

[Lada1987-1] Lada, Charles J. (1987). "Star Formation: From OB Associations to Protostars". In Peimbert, Manuel; Jugaku, Jun (eds.). Star Forming Regions: Proceedings of the 115th Symposium of the International Astronomical Union Held in Tokyo, Japan, November 11–15, 1985. Dordrecht: D. Reidel. pp. 1–17. Bibcode:1987IAUS..115....1L. ISBN 978-90-277-2388-8.

[Andre1993-2] Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary (March 1993). "Submillimeter Continuum Observations of ${\rho }$ Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps". The Astrophysical Journal, Part 1. 406 (1): 122–141. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.

[Greene1994-3] Greene, Thomas P.; Wilking, Bruce A.; Andre, Philippe; Young, Erick T.; Lada, Charles J. (October 1994). "Further Mid-infrared Study of the ${\rho }$ Ophiuchi Cloud Young Stellar Population: Luminosities and Masses of Pre-main-sequence Stars". The Astrophysical Journal, Part 1. 434 (2): 614–626. Bibcode:1994ApJ...434..614G. doi:10.1086/174763.

[1]

[2]

[3]

v t 별의 형성
오브젝트 클래스	성간 매질 분자 구름 보크 구상체 암흑 성운 젊은 항성 천체 프로토스타 황소자리 T별 전주계열성 허빅 Ae/Be 별 허빅-하로 천체
이론적 개념	초기 질량 함수 청바지 불안정성 켈빈-헬름홀츠 메커니즘 성운 가설 행성 이동
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