原始星は、親分子雲から質量を集めている非常に若い星です。これは星の進化過程における最も初期の段階です。[1]低質量星（つまり太陽質量以下）の場合、原始星は約50万年続きます。[2]この段階は、分子雲の破片が自己重力によって最初に崩壊し、崩壊する破片の中に不透明で圧力に支えられた核が形成されるときに始まります。原始星は、落下するガスが枯渇し、前主系列星が残るときに終わります。前主系列星は、後に水素核融合が始まってヘリウムを生成する際に収縮し、主系列星になります。

歴史

上記に要約した原始星の現代的な描像は、1966年に林忠四郎によって初めて提唱されました。 [3]初期のモデルでは、原始星の大きさは大きく過大評価されていました。その後の数値計算[4] [5] [6]によってこの問題は解明され、原始星は同じ質量の主系列星よりもわずかに大きいだけであることが示されました。この基本的な理論的結果は観測によって裏付けられており、最大の前主系列星もそれなりの大きさであることが分かっています。

原始星の進化

幼少星CARMA-7とそのジェットは、地球から約1400光年離れた、へびつかい座南星団内に位置しています。[7]

星形成は、高密度コアと呼ばれる比較的小さな分子雲で始まる。[8]高密度コアは、当初は、天体を圧縮する傾向のある自己重力と、天体を膨張させる傾向のあるガス圧と磁気圧の間でバランスをとっている。高密度コアが周囲のより大きな雲から質量を獲得するにつれて、自己重力が圧力を圧倒し始め、崩壊が始まる。当初はガス圧のみで支えられていた理想的な球状雲の理論モデルは、崩壊過程が内側から外側へと広がることを示している。[9]まだ星を含んでいない高密度コアの分光観測は、収縮が実際に起こっていることを示している。しかしながら、これまでのところ、崩壊領域が予測された外向きの広がりは観測されていない。[10]

原始惑星系円盤のダイナミクスの図解。

高密度コアの中心に向かって崩壊するガスは、まず低質量の原始星を形成し、次にその天体を周回する原始惑星系円盤を形成します。崩壊が続くと、角運動量保存則の結果として、星ではなく円盤に衝突するガスの量が増加します。円盤内の物質がどのようにして原始星に向かって螺旋状に内側に落ちていくのかは、多くの理論的研究にもかかわらず、未だ解明されていません。この問題は、天体物理学の多くの分野で重要な役割を果たす、 より大きな問題である降着円盤理論を象徴しています。

HBC 1は若い前主系列星である。[11]

詳細はさておき、原始星の外表面は、少なくとも部分的には円盤の内縁から落下した衝撃波を受けたガスで構成されている。そのため、この表面は、比較的静止している前主系列星や主系列星の光球とは大きく異なる。原始星の内部深部では、通常の星よりも温度が低い。中心部では、水素1はまだ核融合反応を起こしていない。しかし、理論上は、水素同位体である重水素（水素2）が水素1と核融合反応を起こし、ヘリウム3が生成されると考えられている。この核融合反応による熱は原始星を膨張させる傾向があり、観測されている最も若い前主系列星の大きさを決定するのに役立つ。[12]

通常の恒星から生成されるエネルギーは、中心核で起こる核融合反応から得られます。原始星もエネルギーを生成しますが、そのエネルギーは、恒星表面と周囲の円盤表面での衝撃波によって放出される放射線から得られます。このように生成された放射線は、周囲の高密度の核にある星間塵を通過しなければなりません。塵は衝突する光子をすべて吸収し、より長い波長で再放射します。そのため、原始星は可視光波長では検出できず、より進化した前主系列星とは異なり、ヘルツシュプルング・ラッセル図に配置することができません。

原始星から実際に放射される放射線は、赤外線およびミリ波領域にあると予測されています。このような長波長の放射線を発する点状の源は、分子雲に覆われた領域でよく見られます。一般的に、クラス0またはクラスIの源は原始星であると考えられています。[13] [14]しかし、この同定を裏付ける決定的な証拠はまだありません。

観測された若い星のクラス

参照

参考文献

  1. ^ Stahler、SW & Palla、F. (2004)。星の形成。ワインハイム: ワイリー-VCH。ISBN 3-527-40559-3。
  2. ^ Dunham, MM; et al. (2014). The Evolution of Protostars and Planets VI . University of Arizona Press. arXiv : 1401.1809 . doi :10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009. ISBN 9780816598762. S2CID  89604015。
  3. ^ 林忠四郎 (1966). 「原始星の進化」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 4 : 171–192 . Bibcode :1966ARA&A...4..171H. doi :10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
  4. ^ Larson, RB (1969). 「崩壊する原始星のダイナミクスの数値計算」.王立天文学会月報. 145 (3): 271– 295. Bibcode :1969MNRAS.145..271L. doi : 10.1093/mnras/145.3.271 .
  5. ^ Winkler, K.-HA & Newman, MJ (1980). 「球対称性における太陽型恒星の形成：I. 降着衝撃波の重要な役割」.天体物理学ジャーナル. 236 : 201. Bibcode :1980ApJ...236..201W. doi : 10.1086/157734 .
  6. ^ Stahler, SW, Shu, FH, Taam, RE (1980). 「原始星の進化：I. 全体的定式化と結果」.アストロフィジカル・ジャーナル. 241 : 637. Bibcode :1980ApJ...241..637S. doi :10.1086/158377.{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
  7. ^ 「Infant Star's First Steps」 . 2015年11月10日閲覧。
  8. ^ Myers, PC & Benson, PJ (1983). 「暗黒雲の高密度コア：II. NH3観測と星形成」.天体物理学ジャーナル. 266 : 309. Bibcode :1983ApJ...266..309M. doi :10.1086/160780.
  9. ^ Shu, FH (1977). 「等温球の自己相似崩壊と星形成」.アストロフィジカル・ジャーナル. 214 : 488.書誌コード:1977ApJ...214..488S. doi :10.1086/155274.
  10. ^ Evans, NJ, Lee, J.-E., Rawlings, JMC, Choi, M. (2005). 「B335 - 崩壊する雲における天体化学実験室」. Astrophysical Journal . 626 (2): 919– 932. arXiv : astro-ph/0503459 . Bibcode :2005ApJ...626..919E. doi :10.1086/430295. S2CID  16270619.{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
  11. ^ 「A diamond in the dust」 . 2016年2月16日閲覧。
  12. ^ サウスウェールズ州スターラー (1988)。 「重水素と星の誕生系」。天体物理学ジャーナル。332 : 804。ビブコード:1988ApJ...332..804S。土井：10.1086/166694。
  13. ^ Adams, FC, Lada, CJ, Shu, FH (1987). 「若い恒星のスペクトル進化」.アストロフィジカル・ジャーナル. 312 : 788. Bibcode :1987ApJ...312..788A. doi :10.1086/164924. hdl : 2060/19870005633 .{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
  14. ^ アンドレ、P、ウォード-トンプソン、D.、およびバーソニー、M. (1993)。 「へびつかい座ロー座 A のサブミリ波連続体観測: 原始星候補 VLA 1623 とプレス星の塊」。天体物理学ジャーナル。406 : 122。書誌コード:1993ApJ...406..122A。土井：10.1086/172425。{{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
  15. ^ "IMPRS" (PDF) . www.solar-system-school.de .
ウィキメディア・コモンズには、原始星に関連するメディアがあります。
  • 惑星形成円盤が恒星の活動にブレーキをかける可能性（SpaceDaily）2006年7月25日
  • 惑星が若い星の進化にブレーキをかける可能性 ルーシー・シェリフ（ザ・レジスター）2006年7月27日木曜日13:02 GMT
  • 高速回転する若い星がなぜ飛び散らないのか (SPACE.com) 2006年7月24日午後3時10分 (東部標準時)