Oxetu estelar nuevu

**Oxetu estelar mozu** ye una estrella nos sos primeros estadios d'evolución. Na lliteratura científica escrita n'inglés apaez col acrónimu ***YSO*** *(‘*'young stellar object**’)'' .

Esta clase constituyir dos grupos d'oxetos: 
[[protoestrella|protoestrelles]] y [[estrelles de pre-secuencia principal]]. Delles vegaes se les diferencia por rangu de masa: oxetos estelares mozos masivos (n'inglés: massive YSO o MYSO), de masa entemedio (n'inglés: intermediate-mass YSO), de masa pequeñu (n'inglés: low-mass YSO) y [[nana marrón|nanes marrones]] o cafés (n'inglés: brown dwarf).

Los oxetos estelares nuevos son usualmente clasificaos usando un criteriu basáu na rimada de la so [[distribución espectral d'enerxía]], introducida por Lada C.J. and Wilking B.A. en [[1984]]. 
Ellos propunxeron tres clases (I, II y III), basándose nos intervalos de valores del [[índiz espectral]] <math>\alpha \,</math>:

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

Equí <math>\nu \,</math> ye la frecuencia, <math>F_\nu</math> ye la densidá de [[fluxu lluminoso|fluxu]].

L'índiz <math>\alpha \,</math> ye calculáu nel intervalu de llonxitú d'onda 2.2–20 <math>{\mu}m</math> (rexón del [[infrarroxu]] cercanu y mediu).
Darréu, en [[1994]], Greene et al. amestaron una cuarta clase de fontes con ''espectru planu''. En [[1993]], Andre et al. discubrieron los oxetos de ''Clase 0'', oxetos con emisión intensa nel rangu submilimétrico, pero débiles nos <math>{\lambda}<10{\mu}m</math>.

* **Clase 0**: fontes indetectables en <math>{\lambda}<20{\mu}m</math>
* **Clase I**: fontes con <math>{\alpha}>0.3</math>
* **Espectru planu**: fontes con <math>0.3>{\alpha}>-0.3</math>
* **Clase II**: fontes con <math>-0.3>{\alpha}>-1.6</math>
* **Clase III*': fontes con <math>{\alpha}<-1.6</math>

Esti esquema de clasificación reflexa groseramente una secuencia evolutiva. Los astrónomos creen que munches de les fontes immersas nel [[polvu cósmico|polvu]] de *Clase 0* evolucionen escontra l'estáu de *Clase I* estenando'l so [[envoltura circunestelar]]. Eventualmente, ellos apuerten a ópticamente detectables na [[llinia de nacencia estelar]] como [[estrelles de pre-secuencia principal]].

Los oxetos estelares nuevos tán rellacionaos a otres fenómenologías acomuñaes a la formación d'estrelles: [[remexos de gas circumestelares]], [[fluxos de gas bipolar]], [[máseres astrofísicos]], [[oxetos Herbig-Haro]], [[discos protoplanetarios]] y [[discos circumestelares]]

== Referencies ==

* Lada, C. J.; Wilking, B. A. (1984),*The nature of the embedded population in the Rho Ophiuchi dark cloud - Mid-infrared observations*, The Astrophysical Journal, vol. 287, pp.&nbsp;610–621
* Greene, Thomas P.; Wilking, Bruce A.; Andre, Philippe; Young, Erick T.; Lada, Charles J. (1994), *Further mid-infrared study of the rho Ophiuchi cloud young stellar population: Luminosities and masses of pre-main-sequence stars*, The Astrophysical Journal, vol. 434, pp.&nbsp;614–626
* Andre, Philippe; Ward-Thompson, Derek; Barsony, Mary (1993), *Submillimeter continuum observations of Rho Ophiuchi A - The candidate protostar VLA 1623 and prestellar clumps'', The Astrophysical Journal, vol. 406, pp.&nbsp;122–141

## Ver tamién

* Glóbulu de Bok
* Oxetu Herbig-Haro
* Estrella de pre-secuencia principal
* Protoestrella