若い星状天体

Young Stellar Object（YSO）、すなわち若い星状天体は、恒星がその一生の始まりにおいて、ガスや塵から形成され、やがて主系列星へと進化するまでの初期段階にある天体をまとめて指す概念です。この用語は比較的最近になって提唱されたため、確立された日本語の定訳はまだ存在しません。「若い星状天体」といった訳語が提案されていますが、一般的にはYSOという略称が広く使われています。

YSOは、その進化の進行具合によって大きく二つに分類されます。最初に周囲の物質を激しく取り込んでいる段階にある「原始星」、そして降着は収まりつつあるものの、まだ中心核での水素核融合が安定して始まっていない「前主系列星」です。また、形成される星の質量に着目すると、太陽質量の数倍から数十倍以上ある「大質量YSO（MYSO）」、太陽と同程度またはやや小さい「中小質量YSO」、そして核融合を起こすほど質量が集まらなかった「褐色矮星」といったカテゴリーに分けられます。

これらのYSOを分類する上で、特に観測に基づいた指標として広く用いられているのが、天体からの放射の周波数に対する強度分布を示す「スペクトルエネルギー分布（SED）」の形状、特にその勾配です。この勾配は、特定の周波数帯（通常は近赤外線の2.2から10マイクロメートル）におけるスペクトル指数αで表現されます。

α = dlog(ν Fν) / dlog(ν)

（ここで ν は周波数、Fν は光束密度を表します。）

このαの値に基づいて、YSOはいくつかの段階に分類されます。1984年にC. J. LadaとB. A. Wilkingは、このαの値に応じた3つの進化段階（第I、第II、第III段階）を提案しました。その後、1994年にはT. P. Greeneらによって、αがほぼゼロである「平坦なスペクトル」を持つ天体に対応するカテゴリーが追加されました。さらに、1993年にはP. Andreらによって、サブミリ波では強い放射を示すものの、10マイクロメートルより短い波長ではほとんど観測されない非常に若い天体が「第0段階」として提唱されました。ただし、この第0段階の分類は、天体の周囲を取り巻く物質の形状や、それを観測する際の視線方向（向き）に影響される側面があり、必ずしも進化段階そのものを完全に反映しているわけではないという指摘もあります。これらの分類スキームやそれに伴う理論モデルは、現在も研究が進められている発展途上の分野です。

SEDのスペクトル指数αによる主な段階分類は以下のようになります。

第0段階: 波長10マイクロメートルより短い光ではほとんど検出されない、非常に若い段階の天体。周囲の物質に厚く覆われています。
第I段階: スペクトル指数αが0.3より大きい天体。中心星への活発な物質の降着（落ち込み）が進行している段階と考えられています。
平坦なスペクトル: αが-0.3から0.3の間の天体。おうし座T型星の一部に見られ、円盤からの放射が幅広い波長で比較的均一な強度を示します。
第II段階: αが-0.3から-1.6の間の天体。中心星の周りにまだ濃いガスや塵からなる降着円盤が残存している段階の古典的なおうし座T型星などがこれに分類されます。
* 第III段階: αが-1.6より小さい天体。中心星の周りのガスや塵がほとんど消散し、円盤が非常に希薄になった段階の弱輝線おうし座T型星などが該当します。

YSOの進化や周囲の環境に関連して、いくつかの特徴的な天文現象が見られます。これには、中心星から高速で噴出する物質の流れである星周ジェットや、そのジェットが双方向に対称的に吹き出す双極アウトフロー、特定の分子からの強い電波放射であるメーザなどが含まれます。また、YSOから噴出したジェットが周囲の星間物質に衝突して輝くハービッグ・ハロー天体や、将来的に惑星系を形成する元となるガスや塵の円盤である原始惑星系円盤（星周円盤）も、YSOの研究において重要な要素です。これらの現象は、恒星や惑星系がいかにして誕生し進化していくかを理解する上で、貴重な手がかりを与えてくれます。

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