主序前星
主序前星，又称前主序星或前主序天体（英语：Pre-main-sequence star）是尚未成为主序星的恒星。它可以是金牛T星或猎户FU型变星（质量小于2太阳质量），或是赫比格Ae/Be星（2至8太阳质量）。[1][2][3]在恒星越过恒星诞生线前，这些主序前星称为原恒星，并通常有致密的星际物质构成的包层环绕。在结束原恒星阶段后，恒星继续收缩，直至内部氢元素开始燃烧，此时结束主序前星阶段，进入零龄主序。[4]
这些天体的能量来自于引力收缩（相对于主序星的氢融合）。在赫罗图，主序带前阶段，质量在0.5太阳质量以上的恒星，将先沿着林轨迹（几乎垂直向下），然后沿着亨耶迹（几乎水平向左的朝向主序带）移动。[5]
通过光谱的测量和对温度与重力间的交互作用，主序前星能够从主序星中分辨出来。同等质量的前主序星的半径比主序星更大，因此表面引力更低。
在周围的物质都落入中心的恒星之前，它都被视为原恒星。当周围的气体和尘粒消散，吸积的过程停止，这颗恒星才能成为主序前星。
当主序前星越过恒星诞生线之后，便能在可见光下被观测到，而主序前星阶段维持的时间在恒星的生命中低于1%（对比下，恒星生命大约有80%在主序带上）。在此之前，这些主序前星称为原恒星。
一般相信在这个阶段的恒星有密集的星周盘，也是行星可能形成的场所。
参考资料
[编辑]- ^ Richard B. Larson. The physics of star formation (PDF). Reports on Progress in Physics. 10 September 2003, 66 (10): 1669–1673 [2020-10-02]. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. arXiv:astro-ph/0306595
. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. （原始内容存档 (PDF)于2018-10-08）.
- ^ Appenzeller, I; Mundt, R. T Tauri stars. The Astronomy and Astrophysics Review. 1989, 1 (3–4): 291. Bibcode:1989A&ARv...1..291A. doi:10.1007/BF00873081.
- ^ V. Mannings & A. Sargent (2000) High-resolution studies of gas and dust around young intermediate-mass stars: II. observations of an additional sample of Herbig Ae/Be systems. Astrophysical Journal, vol. 529, p. 391
- ^ Zero Age Main Sequence | COSMOS. astronomy.swin.edu.au. [2020-10-02]. （原始内容存档于2020-08-15）.
- ^ Bernasconi, P. A.; Maeder, A. About the absence of a proper zero age main sequence for massive stars.. Astronomy and Astrophysics. 1996-03-01, 307: 829–839. ISSN 0004-6361.
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