Преглед на кодот на Младо ѕвездено тело

{{multiple image |align=right |direction=horizontal |total_width=400
 |image1=Young stellar objects in the Rho Ophiuchi cloud complex.jpg |width1=3500 |height1=2800
 |caption1=МЅТ во облачниот комплекс Ро Змијоносец
 |image2=A young star takes centre stage.jpg |width2=1280 |height2=1284
 |caption2=[[V1331 Лебед]], МЅТ опкружено од отсјајна маглина
}}
{{Ѕвездообразба}}

'''Младо ѕвездено тело''' ('''МЅТ''') — ѕвезда во рана фаза на нејзиниот [[ѕвезден развој|развој]]. Оваа класа опфаќа две групи тела: [[протоѕвезда|протоѕвезди]] и [[ѕвезда пред главната низа|ѕвезди пред главната низа]].

==Класификација според спректралната распределба на енергијата==
Ѕвездата се образува со насобирање на материјал кој упаѓа во протоѕвезда од [[околуѕвезден диск]] или обвивка. Материјалот во дискот е постуден од површината на протоѕвездата, па затоа зрачи светлина на поголеми бранови должини и со вишок инфрацрвено зрачење. Како што материјалот во дискот се троши, инфрацрвениот вишок се намалува. Затоа, МЅТ обичнјо се класификуваат во развојни фази според наклонот на спектрална распределба на енергијата во [[инфрацрвено зрачење|средноинфрацрвениот појас]], според шемата на Чарлс Џ. Лада (1987). Тој предложил три класи (I, II и III), врз основа на вредностите на интервалите во спектрален показател <math>\alpha \,</math>:<ref name="Lada1987">{{наведена книга |chapter=Star Formation: From OB Associations to Protostars |title=Star Forming Regions: Proceedings of the 115th Symposium of the International Astronomical Union Held in Tokyo, Japan, November 11–15, 1985 |publisher=D. Reidel |location=Dordrecht |first=Charles J. |last=Lada |editor1-first=Manuel |editor1-last=Peimbert |editor2-first=Jun |editor2-last=Jugaku |pages=1–17 |date=1987 |bibcode=1987IAUS..115....1L |isbn=978-90-277-2388-8}}</ref>

<math>\alpha=\frac{d\log(\lambda F_\lambda)}{d\log(\lambda)}</math>.

Тука <math>\lambda \,</math> е брановата должина, а <math>F_\lambda</math> е густината на [[светлински тек|текот]].

<math>\alpha \,</math> се пресметува во брановодолжинскиот интервал од 2,2 до 20 <math>{\mu}m</math> (близу- и средноинфрацрвен појас). Филип Андре и колегите (1993) ја откриле класата 0: тела со силно подмилиметарско зрачење, но многу слаби <math>{\lambda}<10{\mu}m</math>.<ref name="Andre1993">{{наведено списание |title=Submillimeter Continuum Observations of <math>{\rho}</math> Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps |journal=The Astrophysical Journal, Part 1 |first1=Philippe |last1=Andre |first2=Derek |last2=Ward-Thompson |first3=Mary |last3=Barsony |volume=406 |issue=1 |pages=122–141 |date=март 1993 |doi=10.1086/172425 |bibcode=1993ApJ...406..122A|doi-access=free }}</ref> Томас Грин и колегите (1994) додале петта класа на извори со „рамен спектар“.<ref name="Greene1994">{{наведено списание |title=Further Mid-infrared Study of the <math>{\rho}</math> Ophiuchi Cloud Young Stellar Population: Luminosities and Masses of Pre-main-sequence Stars |journal=The Astrophysical Journal, Part 1 |first1=Thomas P. |last1=Greene |first2=Bruce A. |last2=Wilking |first3=Philippe |last3=Andre |first4=Erick T. |last4=Young |first5=Charles J. |last5=Lada |volume=434 |issue=2 |pages=614–626 |date=октомври 1994 |doi=10.1086/174763 |bibcode=1994ApJ...434..614G}}</ref>

*'''Класа 0''' — извори неоткривливи на <math>{\lambda}<20{\mu}m</math>
*'''Класа I''' — извори со <math>{\alpha}>0,3</math>
*'''Рамен спектар''' — извори со <math>0,3>{\alpha}>-0,3</math>
*'''Класа II''' — извори со <math>-0,3>{\alpha}>-1,6</math>
*'''Класа III''' — извори со <math>{\alpha}<-1,6</math>

Оваа класификациска шема приближно ја одразува развојната низа. Се смета дека најдлабоко всадените извори од класата 0 се развиваат кон I фаза, слободувајќи се од нивните [[околуѕвездена обвивка|околуѕвездени обвивки]]. Со време тие стануваат оптички видливи на родната линија како ѕвезди пред главната низа.

Телата од класата II имаат околуѕвездени дискови и приближно соодветствуваат на [[ѕвезда од типот на T Бик|ѕвезди од типот на T Бик]], додека пак ѕвездите од класата III ги имаат изгубено своите дискови и приближно соодветствуваат слаболиниски ѕвезди од типот на Т Бик. Постои и преодна фаза каде дисковите се откриваат на поголеми бранови должини (на пр. на <math>24{\mu}m</math>). Тие се нарекуваат преоднодискови тела.

==Одлики==
Младите ѕвездени тела се во потесна врска со раните појави на ѕвездениот развој: [[астрофизички млаз|млазовите]] и двополовите истеци, мазерите, [[Хербиг-Ароово тело|Хербиг-Ароовите тела]] и [[протопланетарен диск|протопланетарните дискови]] (околуѕвездени дискови или проплиди).

==Класификација на МЅТ според маса==
Овие ѕвезди можеме да ги разликуваме и по маса: масивни МЅТ, МЅТ со средна маса и [[кафеаво џуџе|кафеави џуџиња]].

== Галерија ==
<gallery mode="packed" heights="220px">
Young stellar jet MHO 2147.jpg|Млад ѕвезден млаз MHO 2147 <ref>{{нмс|title=Sidewinding Young Stellar Jets Spied by Gemini South|url=https://noirlab.edu/public/news/noirlab2204/|access-date=27 јануари 2023}}</ref>
Opo0113i.jpg|Илустрација на диманиката на еден проплид
</gallery>

== Поврзано ==
* [[Глобула]]

== Наводи ==
{{наводи}}

== Надворешни врски ==
{{рвр|Young stellar objects}}

{{Ѕвездообразба-прегледник}}
{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Ѕвездообразба]]
[[Категорија:Видови ѕвезди]]