2-10 M?程度の中質量星は、A型からB型のスペクトルを持つハービッグAe/Be型星として観測される[8]。これ以上の質量を持つ大質量星では、質量降着が急速で、まだ質量が増加しつつある原始星の段階で既に中心で水素核融合が起こり始めるため、Tタウリ型やハービッグAe/Be型に対応する段階を経ずに主系列星となると考えられる[6]。
原始星やTタウリ型星、ハービッグAe/Be型星では、まだ水素の核融合反応は始まっていない。重力収縮により中心部の温度が1000万度程度になると水素の核融合が始まり、中心部で産生されるエネルギーと表面のエネルギー放出が釣り合うと安定して輝く主系列星の段階となる[9]。
出典^ a b 『文部省 学術用語集 天文学編（増訂版）』（第1版）丸善株式会社、1994年11月、262頁頁。.mw-parser-output cite.citation{font-style:inherit;word-wrap:break-word}.mw-parser-output .citation q{quotes:"\"""\"""'""'"}.mw-parser-output .citation.cs-ja1 q,.mw-parser-output .citation.cs-ja2 q{quotes:"「""」""『""』"}.mw-parser-output .citation:target{background-color:rgba(0,127,255,0.133)}.mw-parser-output .id-lock-free a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-free a{background:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/65/Lock-green.svg")right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .id-lock-limited a,.mw-parser-output .id-lock-registration a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-limited a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-registration a{background:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d6/Lock-gray-alt-2.svg")right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .id-lock-subscription a,.mw-parser-output .citation .cs1-lock-subscription a{background:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/aa/Lock-red-alt-2.svg")right 0.1em center/9px no-repeat}.mw-parser-output .cs1-ws-icon a{background:url("//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4c/Wikisource-logo.svg")right 0.1em center/12px no-repeat}.mw-parser-output .cs1-code{color:inherit;background:inherit;border:none;padding:inherit}.mw-parser-output .cs1-hidden-error{display:none;color:#d33}.mw-parser-output .cs1-visible-error{color:#d33}.mw-parser-output .cs1-maint{display:none;color:#3a3;margin-left:0.3em}.mw-parser-output .cs1-format{font-size:95%}.mw-parser-output .cs1-kern-left{padding-left:0.2em}.mw-parser-output .cs1-kern-right{padding-right:0.2em}.mw-parser-output .citation .mw-selflink{font-weight:inherit}ISBN 4-8181-9404-2。
^ a b c “ ⇒前主系列星”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年3月10日). 2019年3月26日閲覧。
^ “太陽系外惑星観測”. 日本惑星科学会. p. 9. 2015年9月1日閲覧。
^ a b c d “ ⇒第一のコア”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年4月20日). 2019年3月26日閲覧。
^ “ ⇒原始星”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年3月22日). 2019年3月26日閲覧。
^ a b 斎尾英行「3.3 前主系列星」『恒星』 第7巻（第1版第1刷）、日本評論社〈シリーズ現代の天文学〉、2009年7月25日、158-160頁。ISBN 978-4535607279。
^ “ ⇒ヘニエイトラック”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年3月12日). 2019年3月26日閲覧。
^ “ ⇒ハービッグAe/Be型星”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年4月2日). 2019年3月26日閲覧。
^ “ ⇒恒星の進化”. 天文学辞典. 日本天文学会 (2018年8月17日). 2019年3月26日閲覧。
関連項目
原始惑星系円盤
原始星
若い星状天体
表
話
編
歴
恒星
恒星進化論
星形成
前主系列星
主系列星
赤色巨星分枝
水平分枝
漸近巨星分枝
汲み上げ効果
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惑星状星雲
原始惑星状星雲
高輝度赤色新星
高光度青色変光星
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擬似的超新星
超新星
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原始星
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光度階級
スペクトル分類
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黄色超巨星
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主系列星（矮星）
O
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M
準矮星
特徴のある星
青色はぐれ星
Be星