若い恒星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/21 20:26 UTC 版)
詳細は「原始惑星系円盤」を参照 星形成の標準的な理論では、若い恒星（あるいは原始星）は、巨大分子雲の物質の一部が重力的に収縮することで誕生する。収縮し集まってくる物質は、角運動量を持っており、ガスを主成分とする原始惑星系円盤を、自転している若い恒星の周りに形成する。形成された星周円盤は、濃いガスと塵からできており、中心星へ物質を供給し続ける。円盤には、中心星の質量の数%程度の物質が含まれ、その主成分であるガスの大部分は水素である。降着現象は大体数百万年続き、典型的には1年当たり太陽質量の1000万分の1から10億分の1程度の質量が、中心星に降着してゆく。 円盤は、若い星状天体の段階で徐々に冷却される。円盤の中では、岩石や氷の塵粒子が形成され、それらは凝結し、やがて微惑星となる。円盤の質量が十分に大きい場合、加速度的に凝結が進み、惑星の種が現れる。惑星系の形成は、星形成過程では自然な帰結であると考えられている。太陽型の恒星の場合、通常主系列へ進化するまでに1億年程度かかる。 質量が比較的小さいおうし座T型星などでは、当たり前のように円盤が存在するが、もっと質量が大きいハービッグAe/Be型星などでは、中心星からの放射圧が強く、円盤の形成が阻害されるのではないかと思われていた。しかし、近年の研究によって、理論と観測の両面から、ハービッグAe/Be型星に星周円盤が形成できる証拠が示され、直接検出もされるようになった。更に質量の大きい若い星状天体でも、円盤の存在を示唆する結果が出はじめている。
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