Thiên thể sao trẻ

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Bước tới điều hướng Bước tới tìm kiếm

Thiên thể sao trẻ (YSO) biểu thị một ngôi sao trong giai đoạn tiến hóa đầu tiên của nó. Lớp này bao gồm hai nhóm đối tượng: tiền ao và các ngôi sao theo dãy chính.

Phân loại theo phân bố năng lượng quang phổ[sửa | sửa mã nguồn]

Một ngôi sao hình thành bằng cách tích lũy vật chất rơi vào một tiền sao từ một đĩa vũ trụ hoặc bầu khí. Vật liệu trong đĩa mát hơn bề mặt của tiền sao, vì vậy nó tỏa ra ở bước sóng ánh sáng dài hơn tạo ra sự phát xạ hồng ngoại dư thừa. Khi vật liệu trong đĩa bị cạn kiệt, lượng dư hồng ngoại giảm. Do đó, YSO thường được phân loại thành các giai đoạn tiến hóa dựa trên độ dốc phân bố năng lượng quang phổ của chúng trong vùng hồng ngoại giữa, sử dụng sơ đồ được giới thiệu bởi Lada (1987). Ông đã đề xuất ba lớp (I, II và III), dựa trên các giá trị của các khoảng của chỉ số phổ :[1]

.

Với là bước sóng, và là mật độ quang thông.

được tính trong khoảng bước sóng 2.2–20 (gầngiữa khu vực hồng ngoại). Andre cùng các cộng sự (1993) đã phát hiện ra một lớp 0: các vật thể có phát xạ dưới áp lực mạnh, nhưng rất mờ .[2] Greene cùng các cộng sự (1994) đã thêm một lớp thứ năm của các nguồn "phổ phẳng".[3]

  • Nguồn lớp 0 - không thể phát hiện tại
  • Nguồn lớp I
  • Nguồn phổ phẳng
  • Nguồn cấp II
  • Nguồn cấp III

Lược đồ phân loại này đại khái phản ánh trình tự tiến hóa. Người ta tin rằng hầu hết các nguồn Lớp 0 được nhúng sâu phát triển đến giai đoạn Lớp I, làm tiêu tan các bầu khí của chúng. Cuối cùng, chúng trở nên rõ ràng về mặt quang học trên đường sinh sao như các ngôi sao theo trình tự chính.

Các đối tượng Lớp II có các đĩa và tương ứng với các sao T Tauri cổ điển, trong khi các sao Lớp III đã mất các đĩa của chúng và tương ứng với các sao T Tauri dòng yếu. Một giai đoạn trung gian nơi các đĩa chỉ có thể được phát hiện ở bước sóng dài hơn (ví dụ: tại ) được gọi là các đối tượng đĩa chuyển tiếp.

Đặc điểm[sửa | sửa mã nguồn]

YSO cũng được liên kết với các hiện tượng tiến hóa của ngôi sao sớm: vật thể phản lực và dòng chảy lưỡng cực,maze, vật thể Herbig-Haro và đĩa tiền hành tinh (đĩa sao hoặc proplyd).

Phân loại YSO theo khối lượng[sửa | sửa mã nguồn]

Những ngôi sao này có thể được phân biệt theo khối lượng: YSO khổng lồ, YSO khối lượng trung gian và sao lùn nâu.

Xem thêm[sửa | sửa mã nguồn]

  • Bok hình cầu

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Lada, Charles J. (1987). “Star Formation: From OB Associations to Protostars”. Trong Peimbert, Manuel; Jugaku, Jun. Star Forming Regions: Proceedings of the 115th Symposium of the International Astronomical Union Held in Tokyo, Japan, November 11–15, 1985. Dordrecht: D. Reidel. tr. 1–17. Bibcode:1987IAUS..115....1L. ISBN 978-90-277-2388-8. 
  2. ^ Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary (tháng 3 năm 1993). “Submillimeter Continuum Observations of 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. 
  3. ^ Greene, Thomas P.; Wilking, Bruce A.; Andre, Philippe; Young, Erick T.; Lada, Charles J. (tháng 10 năm 1994). “Further Mid-infrared Study of the 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. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

Phương tiện liên quan tới Young stellar objects tại Wikimedia Commons