Lihat sumber bagi Objek bintang muda

{{short description|Bintang pada peringkat awal evolusinya}}
{{Pembentukan bintang}}

'''Objek bintang muda''' ({{Jawi|اوبجيک بينتڠ مودا}}; singkatan Inggeris: '''YSO''') menandakan bintang dalam peringkat awal evolusinya. Kelas ini terdiri daripada dua kumpulan objek: [[protobintang]] dan [[Bintang pra-jujukan utama|bintang jujukan pra-utama]].

== Pengelasan mengikut pengagihan tenaga spektrum ==
Bintang terbentuk melalui pengumpulan bahan yang jatuh ke dalam protobintang daripada [[Cakera sirkumnajam|cakera atau sampul sirkumnajam]]. Bahan dalam cakera adalah lebih sejuk daripada permukaan protobintang, jadi ia memancar pada panjang gelombang cahaya yang lebih panjang menghasilkan pelepasan inframerah yang berlebihan. Apabila bahan dalam cakera habis, lebihan inframerah berkurangan. Oleh itu, YSO biasanya dikelaskan ke dalam peringkat evolusi berdasarkan cerun [[taburan tenaga spektrum]] mereka dalam [[Sinar inframerah|inframerah]] pertengahan, menggunakan skema yang diperkenalkan oleh Lada (1987). Beliau mencadangkan tiga kelas (I, II dan III), berdasarkan nilai sela [[indeks spektrum]] <math>\alpha \,</math>: <ref name="Lada1987">{{Cite book|title=Star Forming Regions: Proceedings of the 115th Symposium of the International Astronomical Union Held in Tokyo, Japan, November 11–15, 1985|last=Lada|first=Charles J.|date=1987|publisher=D. Reidel|isbn=978-90-277-2388-8|editor-last=Peimbert|editor-first=Manuel|location=Dordrecht|pages=1–17|chapter=Star Formation: From OB Associations to Protostars|bibcode=1987IAUS..115....1L|editor-last2=Jugaku|editor-first2=Jun}}</ref>

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

Di sini <math>\lambda \,</math> ialah panjang gelombang, dan <math>F_\lambda</math> ialah ketumpatan [[Fluks berkilau|fluks]].

<math>\alpha \,</math> dikira dalam selang panjang gelombang 2.2–20 <math>{\mu}m</math> (kawasan inframerah [[Sinar inframerah|dekat]] dan [[Sinar inframerah|pertengahan]]). Andre ''et al.'' (1993) menemui kelas 0: objek dengan pelepasan submilimeter yang kuat, tetapi sangat lemah pada <math>{\lambda}<10{\mu}m</math>. <ref name="Andre1993">{{Cite journal|last=Andre|first=Philippe|last2=Ward-Thompson|first2=Derek|last3=Barsony|first3=Mary|date=March 1993|title=Submillimeter Continuum Observations of <math>{\rho}</math> Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps|journal=The Astrophysical Journal, Part 1|volume=406|issue=1|pages=122–141|bibcode=1993ApJ...406..122A|doi=10.1086/172425|doi-access=free}}</ref> Greene ''et al.'' (1994) menambah kelas kelima sumber "spektrum rata". <ref name="Greene1994">{{Cite journal|last=Greene|first=Thomas P.|last2=Wilking|first2=Bruce A.|last3=Andre|first3=Philippe|last4=Young|first4=Erick T.|last5=Lada|first5=Charles J.|date=October 1994|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|volume=434|issue=2|pages=614–626|bibcode=1994ApJ...434..614G|doi=10.1086/174763}}</ref>

* Sumber '''kelas 0''' – tidak dapat dikesan di <math>{\lambda}<20{\mu}m</math>
* Sumber '''kelas I''' ada <math>{\alpha}>0.3</math>
* Sumber '''spektrum rata''' mempunyai <math>0.3>{\alpha}>-0.3</math>
* Sumber '''kelas II''' mempunyai <math>-0.3>{\alpha}>-1.6</math>
* Sumber '''kelas III''' mempunyai <math>{\alpha}<-1.6</math>

Skema pengelasan ini secara kasar menggambarkan urutan evolusi. Dipercayai bahawa kebanyakan sumber Kelas 0 yang tertanam secara mendalam berkembang ke arah peringkat Kelas I, melesapkan [[sampul sirkumnajam]] mereka. Akhirnya mereka menjadi kelihatan secara optik pada [[Garis kelahiran bintang|garis lahir bintang]] sebagai bintang jujukan pra-utama.

Objek Kelas II mempunyai cakera bulat dan sepadan secara kasar dengan [[bintang T Tauri]] klasik, manakala bintang Kelas III telah kehilangan cakeranya dan sepadan dengan kira-kira bintang T Tauri garis lemah. Peringkat pertengahan apabila cakera hanya boleh dikesan pada panjang gelombang yang lebih panjang (cth, pada <math>24{\mu}m</math>) adalah dikenali sebagai objek cakera peralihan.

== Ciri-ciri ==
YSO juga dikaitkan dengan fenomena evolusi bintang awal: [[Jet astrofizik|jet]] dan [[aliran keluar dwikutub]], [[Maser astrofizik|maser]], [[objek Herbig–Haro]], dan [[cakera protoplanet]] (cakera sirkumnajam atau proplid).
[[Fail:Opo0113i.jpg|thumb| Ilustrasi dinamik proplid]]

== Pengelasan YSO mengikut jisim ==
Bintang-bintang ini mungkin dibezakan mengikut jisim: YSO besar-besaran, YSO jisim pertengahan dan [[kerdil perang]] .

== Galeri ==
<gallery mode="packed" heights="250px">
File:Young stellar jet MHO 2147.jpg|Young stellar jet MHO 2147 <ref>{{cite web|title=Sidewinding Young Stellar Jets Spied by Gemini South|url=https://noirlab.edu/public/news/noirlab2204/|access-date=January 27, 2023}}</ref>
File:Young stellar objects in the Rho Ophiuchi cloud complex.jpg|YSO dalam [[kompleks awan Rho Ophiuchi]] 
File:A young star takes centre stage.jpg|[[V1331 Cyg]], YSO yang dikelilingi oleh nebula pantulan
</gallery>

== Lihat juga ==
* [[Globul Bok|Bok globul]]

== Rujukan ==
{{Reflist}}

== Pautan luar ==
{{Star formation navbox}}{{Star}}



[[Kategori:Jenis bintang]]
[[Kategori:Pembentukan bintang]]