恒星 形成

天體 部類

星間매질 分子雲 보크構想體 暗黑星雲 젊은 항성體 (YSO) 原始별 前主系列星 황소자리 T型 恒星 虛빅 Ae/Be 恒星 虛빅-아로天體

理論的 槪念

降着 初期質量函數 진스 不安定性 켈빈-헬름홀츠 期作 星雲說 行星 移動

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天文學 포털

原始별 은 星間 物質 內 巨大 分子 구름 이 收縮하여 이루어진 巨大한 덩어리이다. 原始별 段階는 별이 생겨나는 過程 中 初期 段階이다. 太陽 程度 質量의 별은 約 10萬 年 程度 原始별 段階에 머무른다. 原始별 段階는 分子 구름 中心部의 密度가 增加하면서 始作되며 황소자리 T型 恒星 (以後 主系列星 이 된다)으로 進化하면서 끝난다. 原始별의 마지막 段階에서 太陽風 과 비슷하나 더 强力한 황소자리 T 항성風 이 發生한다. 이 항성風 은 별 이 質量을 끌어당기는 過程을 끝내고 內部에서 에너지를 複寫하기 始作했음을 알리는 指標가 된다.

觀測 結果 巨大 分子 구름은 非리얼 均衡 비슷한 狀態에 있음이 드러났다. 要約하자면, 分子 구름 을 이루는 分子·먼지 粒子의 熱的 壓力과, 구름의 重力 束縛 에너지 는 서로 均衡을 이루고 있다. 烈蹟 複寫는 原始별의 中心核이 重力敵으로 崩壞하는 것을 막는 主要한 原因이지만, 自己 壓力 및 暖流 , 自轉 亦是 崩壞를 막는 原因이 된다(2003년, 라르손). 分子 구름에 攪亂이 加해지면 구름의 均衡 狀態는 깨진다. 攪亂의 例로 超新星 爆發로 일어나는 衝擊波, 銀河 내 나선 密度派 , 다른 分子 구름과의 遭遇 或은 衝突 等을 들 수 있다. 이 攪亂의 程度가 充分히 크면 重力 敵人 不安定함이 생겨나며, 구름 내 특정한 곳으로 物質이 뭉치기 始作한다.

英國 物理學者 제임스 진즈 卿은 위 現象을 詳細하게 認識했다. 그는 적합한 條件 下에서 分子 구름 또는 구름의 一部가 위 說明처럼 收縮 하기 始作한다고 主張했다. 그는 구름의 密度 및 溫度의 函數로써, 重力적 收縮이 일어나기 위한 分子 구름의 最小 質量을 計算하는 公式을 이끌어냈다. 이 臨界 質量을 진즈 質量 으로 부른다. 公式은 다음과 같다.

${\displaystyle M_{j}={\frac {9}{4}}\times \left({\frac {1}{2\pi n}}\right)^{\frac {1}{2}}\times {\frac {1}{m^{2}}}\times \left({\frac {kT}{G}}\right)^{\frac {3}{2}}}$

여기서 n 은 粒子 個數 密度이며 m 은 구름 內 가스 粒子의 平均 質量이고, T 는 가스의 溫度이다.

구름 分列 [ 編輯 ]

恒星들은 星團 으로 불리는 무리를 짓고 있는 모습을 많이 보여주는데, 星團 構成員들은 거의 同時에 태어난 것처럼 보인다. 分子 구름이 均一하지 않게 뭉쳤다고 假定하면 星團의 存在 理由를 說明할 수 있다. 리차드 라르손이 처음 提起한 것처럼, 별들이 태어나는 巨大 分子 구름에는 구름 內 前範圍에 걸쳐 影響을 주는 暖流 速度가 있다. 이 暖流 速度는 가스를 衝擊波 形態로 壓縮하며, 이 衝擊波는 다양한 크기 및 密度를 갖는, 덩어리 或은 줄무늬 模樣의 構造를 만든다. 이 過程을 暖流 分列(turbulent fragmentation)이라고 한다. 一部 덩어리 構造들은 진즈 質量 을 넘어가서 重力敵으로 不安定해지며, 다시 쪼개져서 單獨成鷄 或은 多重星界 를 形成하게 된다.

理由가 어쨌든間에 分子 구름은 보다 작고 빽빽한 領域들로 쪼개지며 이들은 다시 더 작은 領域들로 나뉘고, 結局 原始별들이 무더기로 태어나는 星團을 形成하게 된다. 星團 은 흔하나 큰 것 外에 작은 性短刀 흔하다는 點에서 이 論理는 說得力이 있다.

收縮 에너지로 因한 加熱 [ 編輯 ]

分子 구름이 收縮하면서 溫度는 올라가기 始作한다. 溫度 上昇은 核反應이 아닌 重力 束縛 에너지가 熱的 運動 에너지로 바뀌기 때문이다. 收縮하는 分子 구름 一部로부터 어떤 粒子(原子 또는 分子)의 距離가 줄어들수록 粒子의 重力 에너지는 줄어든다. 粒子의 總에너지는 變하지 않으므로 重力 에너지가 줄어들면서 粒子의 運動 에너지는 늘어난다. 이는 分子 구름의 熱的 運動 에너지 또는 溫度 가 上昇한다는 意味와도 같다. 구름이 뭉칠수록 溫度는 더욱 올라간다.

分子 사이 衝突로 分子들은 자주 들뜬 狀態에 놓이며, 들뜬 狀態가 崩壞되면서 放射線 을 뿜는다. 이 放射線은 特定 周波數를 보여주는 境遇가 많다. 이 時期 溫度(10~20 켈빈 )에서 放射線은 스펙트럼上 마이크로파 나 赤外線 範圍에서 放出된다. 이 放射線 大部分은 脫出하며 구름 溫度가 急激히 올라가는 것을 막는다.

구름이 收縮하면서 分子의 個數 密度는 增加하며, 放出되는 放射線이 脫出하기 어렵게 만든다. 그 效果로 가스는 放射線에 對해 不透明하게 되고 구름의 溫度는 보다 빠르게 올라간다.

구름이 赤外線 領域 內 放射線에 對해 不透明해지기 때문에 우리는 구름 속에서 어떤 일이 일어나는지 直接 觀測하기 어렵게 된다. 따라서 구름 內部 遠視별들을 觀測하려면 가장 빽빽한 分子 구름도 脫出할 수 있는 傳播 領域 波長을 봐야 한다. 이 段階를 理解하기 위해서는 理論 및 컴퓨터 模型의 도움도 必要하다.

뜨거워진 中心部로 周圍를 둘러싼 質量이 繼續 떨어지는 동안 原始별 狀態는 持續된다. 뭉친 部分 周邊의 가스 및 먼지層이 흩어지면서 降着 過程이 멈추면 별은 前主系列星 段階로 접어들고, 헤르츠스프룽-러셀 圖表 上 恒星 誕生選 위에 놓이게 된다.

같이 보기 [ 編輯 ]

• 前主系列星
• 遠視 行星界 圓盤
• 쿼視 별
• 恒星 形成
• 恒星進化

參考 文獻 [ 編輯 ]

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原始별

• Larson, R.B. (2003), The physics of star formation , Reports on Progress in Physics, vol. 66, issue 10, pp. 1651-1697