Tタウリ風

Tタウリ風(現在この段階にある若い星にちなんで名付けられた) は、原始星雲の減速する回転物質からの物質の集積から、原始星に凝集した水素の発火までの星の発達段階を示す現象です。

原始星は、当初は最終的な質量の約1%しかありません。しかし、星の外層は、落下する物質の集積によって成長を続けます。1万年から10万年後には^[1] 、中心核で熱核融合が始まり、その後、強い恒星風が発生して新たな質量の落下が止まります。原始星は質量が固定され、将来の進化が決まっているため、若い星とみなされます。

低質量原始星の進化の図

初期状態では、主に水素を主成分とする星間ガス物質がランダムな量存在し、微量の塵（氷、炭素、岩石）が含まれています。^[2]

太陽の2倍未満の質量を持つTタウリ星は、次のようなプロセスに従うと考えられています。

崩壊する雲は最初は非常にゆっくりと回転していると考えられている^[3]
高密度の核は、雲の外側の密度の低い領域よりも速く崩壊します。これは、自由落下時間（約1/√( g x 密度)）から導き出されます。核の初期崩壊は非常に速く、時間は約1/√(6.7×10 ⁻⁸ ×10 ⁻¹⁸ g/cm ³ )で、約5万～10万年かかります。密度の低い外殻は、崩壊して集積（原始星への崩壊）するまでに時間がかかり、約数百万年かかります。大まかに言えば、太陽はここに示すように形成されます。
内側から外側への崩壊により、雲の中心に形成中の星が形成され、その後、雲の外層に蓄積することでゆっくりと質量が増加していきます。
この形成後期段階におけるもう一つの注目すべき点は、恒星が核融合反応を点火するほど高温になる前に、強力な恒星風が発生することです。雲がゆっくりと回転しているため、恒星の周りに物質の円盤が形成されることがよくあります。この円盤は強力な恒星風を2つの反対方向のビームに集束させ、双極流と呼ばれる現象を生み出します。この現象により、形成中の恒星は太陽の質量の最大0.4倍を失い、雲を乱し始める可能性があります。
原始星は比較的質量が小さいため、雲が原始星に集積するには数百万年かかりますが、ゆっくりと収縮して恒星に近づくにはさらに長い時間がかかります。ほとんどの場合、雲は進化の激しい段階が始まる前に原始星に集積する機会があります。

Tタウリ星の降着特性と恒星風パラメータ

古典的Tタウリ型星の連続発光の大部分は、降着衝撃波の外側で形成されます。これは、大量の降着物質がほぼ水平方向に星に落下することを意味します。このガスは星表面近くの乱流層で減速します。

このような集積の性質を説明するために、我々は 2 つの流れによる集積 (境界層と磁気圏を介した集積) と、流れによる磁気圏集積 (物質の大部分がほぼ水平方向に恒星に落下する) という 2 つのシナリオを提案しています。

観測により、CTTSの可視光線および紫外線スペクトルの解析から、ディスク風の定量的なパラメータが得られました。物質流出は、外半径0.5 AU未満のディスク領域から観測されています。流出物質は、当初はほぼディスクに沿って移動し、V > 100 km/sまで加速された後、初めて集束し始めます。風の内側領域は、ディスク中央平面から3 AU未満の距離でジェットに集束されます。ジェット内のV _{zガス速度成分は、ジェット軸からの距離が増加するにつれて減少します。ジェット底部のガス温度は20,000}ケルビン未満です。

参考文献

^ 「講義14：星形成」Astronomy.ohio-state.edu . 2014年2月16日閲覧。
^より重い元素は、より大きな恒星で 元素合成によって生成される。核反応によって中性子が放出され、蓄積されてベータ崩壊を起こし、鉄、コバルト、ニッケルといった原子番号の大きい元素になる。最終的に、恒星が水素を使い果たして核融合サイクルを終えると（核の大部分は鉄で構成されている）、鉛やビスマスまでの元素が生成され、その直後に利用可能なエネルギーの不足によって外層が内側に落ち込み、超新星爆発によって恒星の質量の90%が放出される。アンドリュー・ノートン、英国オープン大学、未出版の教科書『宇宙のしくみ』、129ページ
^ 自転は崩壊の後期にのみ重要になる可能性があり（形成過程の初期段階ではほとんど役割を果たさない）、また、密度が均一ではない（雲は中心部が縁部よりも密度が高い状態から始まる）ことも重要です。この後者の状態は、内側から外側への崩壊につながります。

外部リンク

アレクサンドラ・クラフツォワ、ラムジンSA（シュテルンベルク天文研究所、モスクワ）
Tタウリの星、ジョン・クワンとユージン・タデマルのディスク・ウィンズ
HighBeam Research辞書のエントリ
オレゴン大学星形成
大気研究大学協会太陽風アーカイブ 2009年2月7日Wayback Machine

[1] 「講義14：星形成」Astronomy.ohio-state.edu . 2014年2月16日閲覧。

[2] ^より重い元素は、より大きな恒星で 元素合成によって生成される。核反応によって中性子が放出され、蓄積されてベータ崩壊を起こし、鉄、コバルト、ニッケルといった原子番号の大きい元素になる。最終的に、恒星が水素を使い果たして核融合サイクルを終えると（核の大部分は鉄で構成されている）、鉛やビスマスまでの元素が生成され、その直後に利用可能なエネルギーの不足によって外層が内側に落ち込み、超新星爆発によって恒星の質量の90%が放出される。アンドリュー・ノートン、英国オープン大学、未出版の教科書『宇宙のしくみ』、129ページ

[3] 自転は崩壊の後期にのみ重要になる可能性があり（形成過程の初期段階ではほとんど役割を果たさない）、また、密度が均一ではない（雲は中心部が縁部よりも密度が高い状態から始まる）ことも重要です。この後者の状態は、内側から外側への崩壊につながります。