恒星 形成 이란 分子 구름 의 稠密한 部分이 플라스마 로 뭉쳐있는 區 (球)의 形態로 崩壞되어 恒星 으로 變하는 過程이다. 또한 天文學의 한 分野로서 星間物質 , 巨大 分子 구름 (Giant Molecular Clouds), 젊은 항성體 의 硏究 그리고 附屬的 結果物인 行星의 形成이 包含된다. 항성形成理論 에서는 홑별의 形成뿐만 아니라, 雙星系 와 初期質量函數 의 統計로 說明한다.

별의 어린 時節 [ 編輯 ]

星間雲 [ 編輯 ]

우리 銀河와 같은 螺旋銀河 는 별, 별들의 찌꺼기 그리고 가스와 먼지로 이루어진 分散된 星間物質 을 包含한다. 後期에는 一般的으로 1 cm ³ 黨 0.1~1個의 粒子와 大略 全體質量의 70%의 水素와, 남아있는 헬륨으로 構成된 大部分의 가스로 構成되어있다. 이 物質은 별이 主系列의 마지막을 지남에 따라 별로부터 放出된 重元素들이 化學的으로 濃縮된 것이다. 星間物質 이 高密度로 뭉쳐있는 곳에서는 구름이나, 별이 生成되기 始作하는 擴散星雲 ^[1] 이 形成된다. ^[2] 螺旋銀河 와는 다르게 楕圓銀河 는 約 10億年 內에, 다른 銀河와의 合倂을 除外하면 擴散星雲 의 形成하는데에 있어 妨害하는 星間物質 의 차가운 成分을 잃는다. ^[3]

별이 生成되는 高密度 星雲 內의 大量의 水素는 分子形態(H ² )를 가지고 있기 때문에, 이런 星雲을 分子구름이라고 부른다. ^[2] 巨大한 分子 구름이라고 불리는 가장 큰 形成物은 大體的으로 1 cm ³ 黨 100個의 粒子의 密度, 100光年(9.5 x 10 ¹⁴ km)의 지름, 最大 太陽質量 의 600萬 배의 質量 ^[4] 그리고 內部에서 平均 10K의 溫度를 갖는다. 銀河系의 ISM( 星間物質 )의 總量의 折半은 分子구름에서 發見되고, ^[5] 銀河系 內에는 6,000個의 分子구름이 있는 것으로 推定되며, 各各은 太陽質量 의 100,000倍 以上의 質量을 가지고 있다. ^[6] 오리온성운은 巨大한 별들이 形成되는 太陽으로부터 가장 가까운 星雲이며, 1,300光年(1.2 x 10 ¹⁶ km) 떨어져있다. ^[7] 그러나, 작은 質量의 별 形成은 約 400~450光年 떨어진 뱀主人자리 ρ 周邊의 暗黑星雲 에서 일어난다. ^[8]

별 形成이 일어나는 더 작은 場所는 高密度의 가스로 이루어진 不透明한 구름과 보크 構想體 (天文學者 바트 보크의 이름을 따서 지었다.)로 알려진 먼지이다. 이것은 分子구름의 崩壞와 함께, 또는 獨立的으로 形成될 수 있다. ^[9] 大體로 보크 構想體 는 最大 1光年에 이르며, 太陽質量 보다 작다. ^[10] 그들은 빛나는 發光星雲 이나 背景별의 對해 실루엣와 같이 暗黑구름으로 觀測될 수 있다. 그러나 새로 별이 形成되는 折半 以上의 보크 構想體 는 發見되지 않고 있다. ^[11]

빈 空間 [ 編輯 ]

허셜 赤外線 望遠鏡은 地上의 다른 望遠鏡과 함께 별의 生成을 둘러싸고 있는 宇宙의 어떤 어두운 部分을 發見했는데 實際로는 暗黑星雲 이 아니라 빈 空間의 巨大한 구멍임을 알아냈다. 이런 代表的인 境遇는 NGC 1999 附近의 오리온자리 V380 이 있다. 먼지와 가스로 이루어진 뚫린 空間 內의 몇몇 젊은 별로부터 좁은 가스제트뿐만 아니라 成熟한 별 近處의 强한 放射能 이 구멍을 만든다고 推定되지만, 正確한 理由는 아직도 硏究되고 있다. 이것은 恒星形成過程에 있어서 豫想 밖의 成果이다. ^[12]

구름의 崩壞 [ 編輯 ]

가스 星間雲은 가스壓의 運動에너지가 內部의 重力 퍼텐셜에너지와 均衡을 이룰 때 靜力學的 平衡이 이루어지는데, 數學的으로 非리얼 整理 로 表現된다. ^[13] 萬若, 가스壓이 구름을 支撐하기 어려울 만큼 구름이 무겁다면, 重力 崩壞 를 일으킬 것이다. 그 崩壞할 때의 구름의 質量을 진스 質量 이라고 한다. 진스 質量은 구름의 溫度와 密度에 따라서 決定되지만, 一般的으로 太陽質量 의 數千萬 倍이다. ^[2] 이것은 崩壞하는 구름의 最後의 生成物인 散開星團의 典型的인 質量과 一致한다. ^[14]

觸發된 별의 形成 에서는 分子 구름을 壓縮시키고 重力 崩壞 를 發生시키는 일이 일어날 수 있다. 分子 구름은 서로서로 衝突하거나, 가까운 곳의 超新星 爆發 로 인하여 아주 빠른 速度로 衝擊 받은 物質이 튀어나가는 原因이 될 수가 있다. ^[2] 代身에, 銀河의 衝突은 潮汐力에 依해 各各의 銀河의 가스 구름은 뒤흔들려지고, 壓縮되어서 巨大한 ‘ 스타버스트 ’ 現象이 일어나는 原因이 된다. ^[15] 以後 過程은 球狀星團의 形成에 原因이 된다. ^[16]

銀河 核 附近의 招待質量 블랙홀 은 銀河核의 規則的인 별 形成率에 影響을 준다. 物質이 吸收되어 流入되는 블랙홀 은 活動的이고, 平行한 相對論的 제트를 통해 바람을 내뿜는다. 이것은 別 形成을 더 制限할 수 있다. 그러나 제트 周圍의 電波放出 또한 別 形成의 原因이 될 수 있다. 마찬가지로, 弱한 제트는 구름과 衝突했을 때 別 形成의 原因이 될 수 있다. ^[17]

그것이 崩壞함에 따라, 分子 구름은 조각이 별의 質量에 到達할 때까지 계층적인 方式으로 더 작고 더 작은 조각으로 부서진다. 各各의 조각에서 崩壞하는 가스는 重力 퍼텐셜에너지 放出에 依해 얻은 에너지를 다른 곳으로 내뿜는다. 密度가 增加함에 따라, 彫刻은 不透明해지고 에너지를 放出함에 있어서 보다 적은 效率을 갖는다. 그 結果로 구름의 溫度의 上昇과 分裂을 더 抑制한다. 彫刻은 곧 별의 胚芽의 役割을 하는 回轉하는 가스 句體로 凝結된다. ^[18]

더 複雜한 崩壞하는 구름의 狀況은 亂氣流, 巨視的인 흐름, 回戰, 磁氣場 그리고 구름 幾何學의 結果를 갖는다. 回轉과 磁氣場 둘 다 구름의 崩壞를 妨害한다. ^{[19] [20]} 亂氣流는 구름의 分裂을 일으키는 重要한 要因이고, 구름의 崩壞를 促進시키는 影響 中에서 가장 적은 影響을 끼친다. ^[21]

原始星 [ 編輯 ]

原始星 은 重力 結合에너지의 消滅이 이루어질 때까지 繼續 崩壞한다. 이런 過剩 에너지는 主로 放出을 통해 잃는다. 그러나 結局 崩壞하는 구름은 自體 放射線에 依해 不透明해진다. 따라서 에너지는 다른 方法을 통해 除去되어야한다. 먼지 안의 구름은 60 ~ 100K의 溫度로 加熱되고, 透明한 구름 속의 粒子는 遠赤外線 波長에서 放出한다. 따라서 粒子는 구름의 崩壞를 左右한다. ^[22]

崩壞하는 동안에, 구름의 密度는 中央에 對해서 增加하고, 가운데 地域이 처음으로 光學的으로 不透明하게 되는데 이것은 密度가 10 ^?13 g/cm ³ 일 때, 일어나게 된다. 最初의 流體力學的 코어 라고 불리는 核의 附近에서는 基本的으로 崩壞가 멈추고 非리얼 整理 로 決定된 溫度는 繼續 上昇한다. 核을 더 뜨겁게 데우는 가스는 不透明한 地域을 向해 떨어지며 衝擊波를 만든다. ^[23]

核의 溫度가 2,000K에 到達했을 때, 熱에너지는 H ² 分子를 分離시킨다. ^[23] 뒤이어 水素와 헬륨原子의 이온化가 이루어진다. 이 過程에서 自由落下速度에서의 崩壞週期와 견줄만한 時間尺度에서 收縮에너지를 繼續 吸收한다. ^[24] 後에 流入되는 物質의 密度는 10 ^?8 g/cm ³ 아래로 減少하고, 物質은 複寫된 에너지가 脫出할 만큼 透明해진다. 原始星 內의 對流의 結合과 外部로부터의 複寫는 별의 半지름이 줄어들게 한다. ^[23] 이 過程은 內部壓力이 重力崩壞에 對抗하여 原始星을 支撐 할 만큼 뜨거워 질 때까지 繼續된다.(이 狀態를 靜力學的 坪型 이라고 한다.) 이 降着段階가 거의 끝났을 때의 形成物을 原始星이라고 한다. ^[2]

原始星 위쪽으로의 物質의 降着은 別 周圍의 圓盤을 통해 部分的으로 繼續된다. 密度와 溫度가 充分히 높을 때, 重水素 合成이 始作되고, 그 結果로 생긴 外部壓力은 느리게 崩壞된다. (停止하지는 않는다.) 구름으로 이루어진 物質은 原始星의 위에 “비”가 내리게 한다. 이 段階에서 流入 物質의 角運動量의 效果로 兩極類가 生成된다.

周圍의 가스와 먼지 幕이 흩어지고, 降着過程이 멈출 때의 별을 前主系列星 (PMS별)이라고 한다. 이 별의 에너지源은 水素燃燒人 主系列星 과 달리 重力收縮이다. PMS별은 H-R度의 하야시 經路를 따른다. ^[25] 收縮은 하야시 限界 에 이를 때까지 繼續되고, 그 後에 收縮은 켈빈-헬름홀츠 時間尺度 에서 溫度가 安定的으로 될 때까지 繼續된다. 太陽質量 의 0.5倍인 별은 그 後 主系列에 進入한다. 하야시 經路 의 끝쪽의 더 무거운 質量의 PMS별은 준(準) 靜力學的 坪型 으로 천천히 崩壞하고, 헤니에이 經路 에 進入한다. ^[26]

마지막으로 水素는 核에서 融合되기 始作하고, 쌓여지는 物質의 나머지는 除去된다. 原始星 段階의 끝은 H-R도 에서의 主系列段階의 始作을 의미한다.

이 過程의 段階들은 덩어리 別 周圍의 太陽質量 의 以下 質量의 별들에서 잘 說明된다. 反面에 高質量의 별에서의 걸리는 時間은 더 짧고, 過程은 잘 說明되지 않는다. 別 進化의 끝은 恒星 進化에서 硏究된다.

觀測 [ 編輯 ]

별 形成의 重要한 元素는 可視光線의 以外의 波長에서의 觀測으로 알 수 있다. 별의 生涯에서 原始星 段階는 거의 언제나 高密度의 가스구름 안에 깊이 숨겨져 있고, 巨大分子구름은 먼지를 남긴다. 흔히, 별이 形成되는 번데기는 周邊 가스의 밝은 放出로 因해 실루엣으로 보이는데, 이것을 보크 構想體 라고 부른다. ^[27] 별의 生涯의 初期 段階는 可視光線 보다 먼지들을 더 쉽게 通過하는 赤外線 에서 보인다. ^[28]

分子구름의 構造와 原始星 의 影響인 連續體 먼지 放出, 一酸化炭素 의 回轉準位 그리고 다른 分子들은 近赤外線 消光 現象으로 觀測된다. (마지막 두 가지는 1mm 波長 以下의 範圍에서 觀測된다.) 原始星의 複寫와 아기별은 赤外線 波長에서 觀測된다. 구름의 찌꺼기로 因한 消光現象처럼 大槪 별의 形成은 너무 커서 우리가 가시광 스펙트럼에서 觀測할 수 없다. 大氣로 인한 많은 어려움이 있는데 20μm에서 850μm까지는 거의 完全히 不透明하고 200μm에서 450μm까지는 幅이 좁다. 甚至於 範圍大氣差減技術 도 外部에서 使用해야한다. 各各의 별의 形成過程은 우리 銀河 內에서 觀測할 수 있지만. 먼 銀河의 별 形成過程은 그들 固有의 分光으로 發見된다.

注目할 만한 天體 [ 編輯 ]

• MWC 349 - 1978年에 最初로 發見되었고, 나이는 1,000살로 推定된다.
• VLA 1623 - 最初의 見本 0等級 原始星 으로, 質量의 大部分이 아직 降着 되지 않고 있는 붙박이 原始星. 1993年에 發見되고, 나이는 10,000살보다 적을 것으로 推定된다. [1] .
• L1014 - 現在 最新 望遠鏡으로만 發見되는 天體 中 새로운 種類의 代表格으로 아주 稀微한 붙박이 天體이다. 狀態는 아직 不明이다. 아마도 아직 가장 젊고 낮은 質量의 0等級 原始星으로 보이거나, 甚至於는 아주 낮은 質量에서 天體로 進化한 것으로 보인다.(갈색 矮性 또는 떠돌이별.) [2] Archived 2006年 2月 21日 - 웨이백 머신 .
• IRS 8* - 2006年 8月에 發見된, 가장 젊다고 알려진 主系列星 . 나이는 3,500,000살로 推定된다. ^[ 깨진 링크 ([https://web.archive.org/web/*/http://www.newscientistspace.com/article.ns?id=dn9738&feedId=space_rss20 過去 內容 찾기)]].

저質量, 高質量 별의 形成 [ 編輯 ]

별들의 다른 質量은 若干 다른 메커니즘 으로 만들어진다. 많은 觀測 德分에 學者들이 主로 支持하는 저質量 별의 形成理論에서는 回轉하는 分子구름 內의 密度의 上昇에 依한 重力 崩壞 에 依해 저質量의 별이 形成된다고 說明한다. 위에 說明한 것처럼, 回轉하는 가스 구름의 崩壞와 먼지는 中央 原始星의 위쪽으로 보내진 物質들은 降着圓盤 을 통해 形成하게 한다. 그러나 太陽質量 의 8倍가 넘는 별들에게는 別 形成의 메커니즘 이 잘 說明되지 않는다. 무거운 별들은 어마어마한 流入되는 物質에 對해 밀리는 複寫量을 내뿜는다.

過去에는 이 輻射壓이 무거운 原始星 위쪽으로의 降着을 멈출 만큼 相當하며, 太陽質量 의 10倍程度보다 큰 質量의 별의 形成을 妨害한다고 생각했다. ^[29] 最近의 理論的인 硏究에서는 제트의 生成과 流出이 圓盤과 原始星 위쪽을 통한 降着의 妨害 없이 脫出 할 수 있는 무거운 原始星으로부터의 大量의 複寫를 통해 구멍을 치운다고 說明한다. ^{[30] [31]} 적어도 무거운 原始星은 降着圓盤 에 依해 確實히 에워싸여있다는 따위의 證據가 늘어나고 있다.

몇몇 다른 高質量 별의 形成理論은 觀測으로 檢證 받아야 할 狀態에 남아있다. 이들 中 아마도 가장 눈에 띄는 降着理論에서는 무거운 原始星은 좁은 地域 代身에, 某(母)分子구름 內의 다른 原始星 과 物質을 끄는 競爭을 하는 저質量 原始星에 依해 “씨가 뿌려졌다” 고 說明한다. ^{[32] [33]}

다른 무거운 별 形成理論은 무거운 별이 저質量의 둘 以上이 별들이 합쳐져서 만들어진다고 說明한다. ^[34]

各州 [ 編輯 ]