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Un jeune objet stellaire (JOS, ou YSO, pour young stellar object en anglais) désigne une étoile dans son stade précoce d'évolution. Cette classe est constituée de deux groupes d'objets : les proto-étoiles et les étoiles de la préséquence principale.

Classement par distribution spectrale d'énergie

Une étoile se forme par l'accumulation de matière qui tombe dans la proto-étoile à partir d'un disque circumstellaire ou d'une enveloppe. La matière du disque est plus froide que la surface de la proto-étoile, elle émet donc de la lumière à des longueurs d'onde plus longues produisant un excès d'émission infrarouge. Quand la quantité de matière du disque diminue, l'excès d'infrarouge décroît. Par conséquent, les JOS sont habituellement classés selon des stades évolutifs basés sur la pente de leur distribution spectrale d'énergie dans l'infrarouge moyen, à l'aide d'un schéma introduit par Lada (1987). Il proposa trois classes (I, II et III), basées sur les valeurs des intervalles d'indice spectral $\alpha \,$ ^[1]:

$\alpha ={\frac {d\log(\lambda F_{\lambda })}{d\log(\lambda )}}$ .

Ici $\lambda \,$ est la longueur d'onde et $F_{\lambda }$ est la densité de flux.

Le paramètre $\alpha \,$ est calculé dans l'intervalle de longueurs d'onde 2.2–20 ${\mu }m$ (régions de l'infrarouge proche et moyen). Andre et al. (1993) découvrirent une classe 0 : des objets ayant une forte émission submillimétrique, mais très faibles à ${\lambda }<10{\mu }m$ ^[2]. Greene et al. (1994) ajouta une cinquième classe de sources à "spectre plat"^[3].

Classe 0 : sources indétectables à ${\lambda }<20{\mu }m$
Classe I : sources avec ${\alpha }>0.3$
Spectre plat : sources avec $0.3>{\alpha }>-0.3$
Classe II : sources avec $-0.3>{\alpha }>-1.6$
Classe III : sources avec ${\alpha }<-1.6$

Ce schéma de classement reflète grossièrement la séquence évolutive. On pense que les sources les plus profondément enfouies de Classe 0 évoluent vers le stade de Classe I, en dissipant leurs enveloppes circumstellaires. Puis elles deviennent visibles en optique sur la ligne de naissance stellaire comme étoiles de la pré-séquence principale.

Les objets de Classe II ont des disques circumstellaires et correspondent en gros aux étoiles de type T Tauri, classiques tandis que les étoiles de Classe III ont perdu leur disque et correspondent approximativement aux étoiles de type T Tauri à raies faibles. Un stade intermédiaire où les disques peuvent être uniquement détectés aux longueurs d'onde plus élevées (par exemple, à $24{\mu }m$ ) correspond à des objets appelés objets à disque de transition.

Caractéristiques

Les JOS sont aussi associés aux phénomènes liés à l'évolution des étoiles jeunes : jets and jets bipolaires, masers, objets Herbig-Haro, et disques protoplanétaires (disques circumstellaires ou proplyds).

Classement des JOS selon leur masse

Ces étoiles peuvent aussi être classées par leur masse : JOS massifs, JOS de masse intermédiaire et naines brunes.

Références

↑ (en) Charles J. Lada, Star Forming Regions: Proceedings of the 115th Symposium of the International Astronomical Union Held in Tokyo, Japan, November 11–15, 1985, Dordrecht, D. Reidel, 1987, 1-17 p. (ISBN 978-90-277-2388-8, Bibcode 1987IAUS..115....1L), « Star Formation: From OB Associations to Protostars »
↑ (en) Philippe Andre, Derek Ward-Thompson et Mary Barsony, « Submillimeter Continuum Observations of ${\rho }$ Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps », The Astrophysical Journal, Part 1, vol. 406, n^o 1,‎ mars 1993, p. 122-141 (DOI 10.1086/172425, Bibcode 1993ApJ...406..122A)
↑ (en) Thomas P. Greene, Bruce A. Wilking, Philippe Andre, Erick T. Young et Charles J. Lada, « Further Mid-infrared Study of the ${\rho }$ Ophiuchi Cloud Young Stellar Population: Luminosities and Masses of Pre-main-sequence Stars », The Astrophysical Journal, Part 1, vol. 434, n^o 2,‎ octobre 1994, p. 614-626 (DOI 10.1086/174763, Bibcode 1994ApJ...434..614G)

Annexes

Article connexe

Globule de Bok

[Lada1987-1] (en) Charles J. Lada, Star Forming Regions: Proceedings of the 115th Symposium of the International Astronomical Union Held in Tokyo, Japan, November 11–15, 1985, Dordrecht, D. Reidel, 1987, 1-17 p. (ISBN 978-90-277-2388-8, Bibcode 1987IAUS..115....1L), « Star Formation: From OB Associations to Protostars »

[Andre1993-2] (en) Philippe Andre, Derek Ward-Thompson et Mary Barsony, « Submillimeter Continuum Observations of ${\rho }$ Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps », The Astrophysical Journal, Part 1, vol. 406, n^o 1,‎ mars 1993, p. 122-141 (DOI 10.1086/172425, Bibcode 1993ApJ...406..122A)

[Greene1994-3] (en) Thomas P. Greene, Bruce A. Wilking, Philippe Andre, Erick T. Young et Charles J. Lada, « Further Mid-infrared Study of the ${\rho }$ Ophiuchi Cloud Young Stellar Population: Luminosities and Masses of Pre-main-sequence Stars », The Astrophysical Journal, Part 1, vol. 434, n^o 2,‎ octobre 1994, p. 614-626 (DOI 10.1086/174763, Bibcode 1994ApJ...434..614G)

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Étoiles
Classes de luminosité et types spectraux	Classes de types spectraux : Type précoce Type intermédiaire Type tardif Hypergéante (0) : Variable lumineuse bleue bleue (O0-A0) jaune (fin A0 - début K0) rouge (K0-M0) Supergéante (I) : bleue (OI-BI) blanche (AI) jaune (FI-GI) rouge (KI-MI) Géante lumineuse (II) Géante (III) : bleue (OIII-BIII-certaines AIII) rouge (KIII-MIII) Sous-géante (IV) Naine (séquence principale = V) : bleue (OV) bleu-blanc (BV) blanche (AV) jaune-blanc (FV) jaune (GV) orange (KV) rouge (MV) Sous-naine (VI) : Type O (OVI) Type B (BVI) Naine (stade évolué) : bleue blanche rouge noire Classes particulières : Étoile de type solaire Naine brune (objet substellaire)
Types	Étoile double Étoile en fuite Étoile intergalactique Traînarde bleue Étoile Be Étoile à enveloppe Étoile [Be] Étoile binaire Étoile variable Étoile multiple Étoiles hypothétiques
Binaires	À contact À éclipses À enveloppe commune Astrométrique Détachée Semi-détachée Spectroscopique TTL Visuelle X X à faible masse X à forte masse gamma Sursauteur X Étoile symbiotique Pulsar binaire Microquasar
Variables	Désignation des étoiles variables Céphéide Cataclysmique Polaire Éruptive (type UV Ceti) Herbig Ae/Be Lumineuse bleue Semi-régulière Type Alpha² Canum Venaticorum Type Beta Lyrae Type BY Draconis Type Delta Scuti Type FU Orionis Type Mira Type RR Lyrae Type T Tauri Type W Virginis Wolf-Rayet Sursauteur gamma mou Blanche à pulsations À battements de cœur
Multiples	Système stellaire Amas stellaire Superamas stellaire Association stellaire Association OB Amas ouvert Amas globulaire Blue blobs
Compositions	Métallicité Am Ap et Bp roAp Baryum Carbone CH CN Hélium Hélium extrême He-weak Lambda Bootis Mercure et manganèse PG 1159 Plomb Type S Technétium
Objets compacts	Proto-étoile à neutrons Étoile à neutrons Magnétar Pulsar Désignation Double Milliseconde X X anormal Trou noir Microquasar Quasar
Hypothétiques	Coatlicue Étoile congelée Étoile de fer Étoile noire (gravité semi-classique) Étoile noire (matière noire) Étoile à préons Étoile à quarks Gravastar Naine bleue Étoile Q Objet de Thorne-Żytkow Quasi-étoile
Classifications	Désignations stellaires Bayer Flamsteed Chronologie Diagramme de Hertzsprung-Russell Type spectral Classe de luminosité Séquence principale Branche des géantes rouges Bande d'instabilité Blue loop Red clump Branche asymptotique des géantes Étoile post-AGB Population stellaire I II III
Catalogues	Barnard Henry Draper Gliese Hipparcos Messier NGC Washington (étoiles doubles) Aitken (étoiles doubles)
Listes	Brillantes Brillantes en apparence Brillantes et proches Extrêmes Géantes Hypothétiques Plus massives Moins massives Noms traditionnels Noms officiellement reconnus par l'UAI Proches
Formation (pré-séquence principale)	Nuage moléculaire Géant Disque d'accrétion Instabilité gravitationnelle Nébuleuse obscure Région HI Région HII Globule de Bok Protoétoile Globule obscur Fonction de masse initiale Objet Herbig-Haro Pré-séquence principale Trajet de Hayashi
Nébuleuses (post-séquence principale)	Rémanent de supernova Nébuleuse de vent de pulsar Protonébuleuse planétaire Nébuleuse planétaire
Physique stellaire	Astérosismologie Bulle de Wolf-Rayet Champ magnétique stellaire Cinématique stellaire Compacité Effondrement gravitationnel Évolution stellaire Freinage magnétique Instabilité de Rayleigh-Taylor Jet Limite d'Eddington Limite d'Oppenheimer-Volkoff Lobe de Roche Masse de Chandrasekhar Mécanisme de Kelvin-Helmholtz Nucléosynthèse stellaire Micronova Nova Naine Rouge lumineuse Kilonova Supernova À effondrement de cœur Par production de paires Thermonucléaire Hypernova Unnova Rayon de Schwarzschild Réaction alpha Rotation stellaire Sursaut gamma Transfert de rayonnement Excès de couleur Flash de l'hélium Tremblement d'étoile Zone de convection
Soleil	Activité Apex Boucle coronale Chromosphère Constante Couronne Cycle Éclipse Éjection de masse coronale Éruption 1859 1989 2012 Filament Héliopause Héliosismologie Onde de Moreton Photosphère Protubérance Rayonnement Région de transition Spicule Sursaut Vent