主序前星

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主序前星(英文:Pre-main-sequence star,前主序星或前主序天體)是尚未成為主序星的恒星。它可以是金牛T星獵戶FU型變星(質量小於2太陽質量),或是赫比格Ae/Be星(2至8太陽質量)。[1][2][3]在恒星越过恆星誕生線前,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,进入零龄主序英语Zero age main sequence[4]

這些天體的能量來自於引力收縮(相對於主序星氫熔合)。在赫羅圖,主序帶前階段,質量在0.5太陽質量以上的恆星,將先沿著林軌跡(幾乎垂直向下),然後沿著亨耶跡(幾乎水平向左的朝向主序帶)移動。[5]

通過光譜的測量和對溫度與重力間的交互作用,主序前星能夠從主序星中分辨出來。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。

在周圍的物質都落入中心的恆星之前,它都被視為原恆星。當周圍的氣體和塵粒消散,吸積的過程停止,這顆恆星才能成為主序前星。

當主序前星越過恆星誕生線之後,便能在可見光下被觀測到,而主序前星階段維持的時間在恆星的生命中低於1%(對比下,恆星生命大約有80%在主序帶上)。在此之前,这些主序前星称为原恆星

赫比格-阿罗天体(Herbig-Haro objects)是一类發射星雲,其极向可见显著的噴流。一般认为其核心是一颗有原行星盤的原恒星,这是主序前星尚未开始核燃烧的早期形式。

一般相信在這個階段的恆星有密集的星周盤,也是行星可能形成的場所。


  1. ^ 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可免费查阅. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. (原始内容存档 (PDF)于2018-10-08). 
  2. ^ 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. 
  3. ^ 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
  4. ^ COSMOS. astronomy.swin.edu.au. [2020-10-02]. (原始内容存档于2020-08-15). 
  5. ^ 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.