原始星：恒星が形成される初期段階

構造と進化段階

典型的な原始星は、高密度の中心天体、落下する外層から供給される降着円盤、そして角運動量を外部へ運び去る双極ジェットまたはアウトフローから成る。観測上、原始星はスペクトルエネルギー分布に基づき、通常クラス0、I、II、IIIと呼ばれる段階に分類される。クラス0は最も若く深く埋もれており、後期のクラスほど円盤が明瞭になり、外層は減少する。中心核の質量が持続的な水素燃焼のしきい値を下回る場合、その天体は主系列星ではなく褐色矮星になることがある。

主な特徴

• 主なエネルギー源：重力によるケルビン・ヘルムホルツ収縮。
• 初期の核反応：より質量の大きい原始星では、重水素などの軽い同位体の核融合が短期間起こりうる。
• 典型的な期間：形成には、質量と環境に応じて数十万年から数百万年を要する。
• 関連する現象：星周円盤、ジェット、ハービッグ・ハロー天体、強い赤外線放射。

物理過程と観測可能な特徴

原始星は収縮に伴い、中心の温度と密度が安定した水素核融合を可能にするまで、温度・光度空間の進化経路をたどる。低質量天体では、この経路はしばしば林トラックとして記述される。原始星段階では、降着衝撃、磁場、回転が物質の流れを形作る。余剰エネルギーは主に赤外線およびサブミリ波の波長域で放出されるため、若い天体は星間物質に埋もれた明るい赤外線源として検出されることが多い。アウトフローとジェットは、活発な降着を示す輝線の特徴や衝撃で励起された星雲を生み出す。

重要性、結果と歴史的事項

原始星の進化は、惑星系が形成されるかどうか、またどのような恒星になるかを左右する初期質量、回転、磁気的性質、円盤質量を定める。したがって原始星の理解は、恒星と惑星の形成理論、および赤外線・電波観測施設による観測結果の解釈の中心をなす。低質量原始星に関する現代的な理論的枠組みは20世紀半ばに発展し、1960年代に収縮経路と主系列前の振る舞いを記述した林忠四郎のモデルなどが大きな影響を与えた。