前主系列星

前主系列星の概要

前主系列星（PMS）は、星形成が行われる分子雲の内部で生まれ、主系列星へと進化していく段階にある星です。この段階には主に原始星、Tタウリ型星、そしてハービッグAe/Be型星|ハービッグAe_Be型星が含まれます。これらの星は、主系列星とは異なり、まだ核融合反応が始まっていない特徴があります。

エネルギー源の違い

主系列星は水素の核融合反応をエネルギー源としていますが、前主系列星は重力収縮によってエネルギーを生み出します。この重力収縮により、星は自身の重さで圧縮され、中心部の温度と圧力が上昇することで進化していきます。前主系列星は通常、主系列星に比べて大きな半径を持ちながらも、その密度や表面重力は小さくなります。

星形成のプロセス

星形成は、分子雲コア内の不安定性や超新星爆発による衝撃波によって密度が高まり、自己重力が収縮を促すことから始まります。この過程で形成される最初の密度の高い領域は「第一のコア」と呼ばれ、中心の密度が10^-10 g/cm^3程度になると、重力収縮は一時的に止まります。しかし、中心温度が上昇すると、水素分子が解離して再び急激な重力収縮が始まり、「第二のコア」が生じます。観測される原始星はこの第二のコアに該当します。

原始星とTタウリ型星

原始星はガスやダストを吸収し、内部の温度が上がることで放射エネルギーを発散するようになります。特に、質量が2太陽質量未満の星はTタウリ型星と呼ばれ、自己重力の影響を受けてゆっくりと収縮し続けます。Tタウリ型星はその収縮過程で光度を減少させつつ、HR図上で特定の経路を描いて移動します。

一方で、質量が2-10 M☉の星はハービッグAe/Be型に分類され、これらはA型からB型のスペクトルを示します。さらに重い大質量星では、質量降着が急速に進むため、原始星の段階で核融合が既に始まっている場合があります。このため、これらの星は直接主系列星に進化します。

核融合の開始

前主系列星にある星々は、まだ水素の核融合反応を開始していませんが、中心部の温度が1000万度に達すると、ついに核融合が始まります。この段階で生成されるエネルギーが内部での圧力と釣り合いを保つことで、主系列星としての安定した状態が得られます。

まとめ

前主系列星は星形成の初期段階を示す重要な天体であり、この段階を経て私たちが知っている恒星へと進化していく様子は、宇宙の理解にとって不可欠です。星の誕生と成長のメカニズムは、さらに多くの研究を通じて解明されていくことが期待されています。

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