분자운
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1. 개요
분자운은 별의 재료가 되는 성간 공간의 차갑고 밀도가 높은 가스와 먼지의 집합체이다. 21cm 전파를 이용하여 수소를 감지하려는 연구를 통해 분자운의 존재가 확인되었으며, 이후 다양한 분자들의 발견으로 연구가 발전했다. 분자운은 거대 분자운, 암흑 성운, 작은 분자운, 고위도 확산 분자운 등으로 분류되며, 그 기원과 진화 과정은 끊임없이 생성되고 파괴되는 역동적인 현상을 보인다. 분자운은 별의 형성 장소이며, 물리적, 화학적 특징과 함께 별의 형성에 중요한 역할을 한다.
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| 분자운 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 유형 | 성간운 |
| 구성 성분 | 분자 수소 (H₂) 헬륨 미량의 무거운 원소 |
| 질량 | 태양 질량의 10 ~ 10⁷배 |
| 온도 | 10 ~ 20 K |
| 밀도 | 10² ~ 10⁶ 개/cm³ |
| 특징 | |
| 주요 특징 | 별 형성의 장소 |
| 다른 이름 | 성운 복합체 |
2. 연구 및 발견
분자운은 그 크기와 밀도에 따라 여러 종류로 나뉜다.
분자운 발견과 관련된 역사는 전파 천문학 및 천체화학의 발전과 밀접한 관련이 있다. 제2차 세계 대전 중, 헨드릭 C. 판 데 헐스트(Hendrik C. van de Hulst)는 중성 수소 원자가 감지 가능한 전파를 전송해야 한다고 계산했다고 처음 보고했다.[3] 이 발견은 결국 분자운의 감지로 이어질 연구의 중요한 단계였다.
전쟁이 끝난 후, 미국에서 칼 구테 얀스키(Karl Guthe Jansky)와 그로테 레버(Grote Reber)가 수행한 선구적인 전파 천문학적 관측을 인지한 네덜란드 천문학자들은 독일군이 경고 레이더 시스템으로 사용했던 네덜란드 해안을 따라 설치된 접시 모양 안테나를 개조하여 전파 망원경으로 만들고, 우주의 깊숙한 곳에서 수소 신호를 찾는 연구를 시작했다.[3][4]
중성 수소 원자는 궤도에 전자가 있는 양성자로 구성된다. 양성자와 전자는 모두 스핀 성질을 가지고 있다. 스핀 상태가 평행 조건에서 에너지가 적은 반평행으로 바뀌면 원자는 1420.405 MHz의 주파수에서 스펙트럼선을 방출하여 과도한 에너지를 제거한다.[3]
이 주파수는 일반적으로 21cm선이라고 알려져 있으며, 이는 전파 대역에서 파장을 나타낸다. 21cm선은 HI의 특징이며, 지구의 천문학자들이 가스를 감지할 수 있게 해준다. 21cm선의 발견은 천문학자들이 성간 공간에서 화합물과 분자를 감지할 수 있도록 해주는 기술의 첫걸음이었다.[3]
1951년, 두 연구 그룹이 거의 동시에 성간 중성 수소에서 전파 방출을 발견했다. 해럴드 어빙 에웬(Harold Irving Ewen)과 에드워드 밀스 퍼셀(Edward Mills Purcell)은 1951년 3월에 21cm선의 감지를 보고했다. Kootwijk Observatory의 전파 망원경을 사용하여, 뮬러와 얀 오르트(Jan Oort)는 같은 해 5월에 수소 방출선의 감지를 보고했다.[4]
21cm 방출선이 감지되자, 전파 천문학자들은 은하수 은하의 중성 수소 분포를 매핑하기 시작했다. 판 데 헐스트, 뮬러, 오르트는 호주 천문학자들의 도움을 받아 1958년 왕립 천문학회 월간 보고서에 은하 원반의 중성 수소에 대한 라이덴-시드니 지도를 발표했다. 이것은 은하 원반의 첫 번째 중성 수소 지도였으며, 그 안의 나선 팔 구조를 보여주는 첫 번째 지도이기도 했다.[4]
판 데 헐스트, 오르트 등의 원자 수소 감지 연구에 이어, 천문학자들은 성간 분자를 찾기 위해 전파 망원경을 정기적으로 사용하기 시작했다. 1963년, MIT의 앨런 배럿(Alan Barrett)과 샌더 와인레드(Sander Weinred)는 초신성 잔해 카시오페이아 A에서 OH의 방출선을 발견했다. 이것은 전파 파장에서 성간 분자의 첫 번째 전파 감지였다.[1] 1965년 버클리 대학교의 해럴드 위버(Harold Weaver)와 그의 전파 천문학자 팀은 오리온 성운 방향과 카시오페이아 별자리에서 오는 OH 방출선을 확인했다.[4]
1968년, 청(Cheung), 랭크(Rank), 타운스(Townes), 손턴(Thornton) 및 웰치(Welch)는 성간 공간에서 NH₃ 반전선 복사를 감지했다. 1년 후, 루이스 스나이더(Lewis Snyder)와 그의 동료들은 성간 포름알데히드를 발견했다. 같은 해 조지 로버트 캐루더스(George Robert Carruthers)는 분자 수소를 확인했다. 성간 공간에서 분자의 수많은 감지는 1970년 분자운 발견의 길을 열어주는 데 도움이 되었다.[4]
수소는 분자운에서 가장 풍부한 원자 종이며, 적절한 조건에서 H₂ 분자를 형성한다. 풍부함에도 불구하고 H₂의 감지는 어려웠다. 대칭 분자 때문에 H₂ 분자는 약한 회전 및 진동 모드를 가지고 있어 직접 관찰이 거의 불가능하다.
이 문제에 대한 해결책은 아르노 앨런 펜지어스(Arno Allan Penzias), 키스 제퍼츠(Keith Jefferts)와 로버트 우드로 윌슨(Robert Wilson)이 오메가 성운의 별 생성 영역에서 CO를 확인했을 때 나왔다. 일산화 탄소는 회전 에너지와 비대칭 구조로 인해 H₂보다 감지하기 훨씬 쉽다. CO는 곧 별 형성이 일어나는 구름의 주요 추적자가 되었다.[4]
1970년, 펜지어스와 그의 팀은 은하 중심(galactic center) 근처의 다른 위치, 궁수자리 B2로 확인된 거대 분자운을 포함하여 CO를 빠르게 감지했으며, 이는 은하 중심에서 390 광년 떨어진 거리로 역사상 최초의 분자운 감지였다.[4] 이 팀은 나중에 빅뱅에서 나오는 마이크로파 방출 발견으로 노벨 물리학상을 받았다.
이러한 구조에 대한 중요한 역할로 인해, 이에 대한 연구는 시간이 지남에 따라 계속 증가했다. 2022년에 발표된 논문은 궁수자리 B2의 발견 이후 10,000개 이상의 분자운이 감지되었다고 보고했다.[5]
분자운은 10 K 정도의 저온이며, 주성분인 수소 분자는 전자기파를 방출할 수 없다. 따라서 분자운 연구에는 수소 분자나 헬륨 다음으로 존재량이 많은 일산화 탄소 분자 (CO)가 사용되는 경우가 많다. 우리 은하 내에서는 CO의 광도와 H₂의 질량의 비는 일정하다고 여겨진다.[30]
3. 분자운의 종류
3. 1. 거대 분자운 (Giant Molecular Clouds, GMCs)
거대 분자운(GMC)은 태양 질량의 104~107배에 달하는 거대한 분자 가스 집합체이다.[19] 직경은 15~600광년(5~200파섹)에 이른다.[19] 태양 부근의 평균 밀도는 입방 센티미터당 분자 1개 정도이지만, GMC의 평균 밀도는 이보다 수백에서 수천 배 더 높다. 태양의 밀도가 더 높지만, GMC의 부피가 워낙 커서 태양보다 훨씬 큰 질량을 갖는다.[8]
GMC의 내부 구조는 필라멘트, 시트, 거품, 불규칙한 덩어리 등 복잡한 패턴으로 이루어져 있다.[8] 필라멘트는 분자운 내부에 널리 퍼져 있으며, 밀도가 높은 분자 필라멘트는 중력적으로 결합된 코어로 분열되어 대부분 별로 진화한다. 가스의 지속적인 강착, 기하학적 굽힘, 자기장 등은 필라멘트의 세분화에 영향을 준다.[20] 초임계 필라멘트에서는 필라멘트 내부 폭과 비슷한 0.15파섹 간격으로 조밀한 코어들이 사슬처럼 배열된 모습이 관측되기도 한다.[20]
필라멘트와 덩어리 중 가장 밀도가 높은 부분은 분자 코어라고 불리며, 특히 밀도가 104~106 입자/cm³ 이상인 곳은 조밀 분자 코어라고 한다. 분자 코어는 주로 일산화 탄소(CO)로, 조밀 분자 코어는 암모니아(NH₃)로 추적 관찰한다. 분자 코어 내의 우주 먼지는 배경 별빛을 가려 암흑 성운의 실루엣으로 나타나기도 한다.[23]
GMC는 매우 거대해서 특정 지역의 GMC가 별자리의 상당 부분을 가릴 수 있다. 그래서 종종 해당 별자리의 이름을 따서 부르기도 하는데, 예를 들어 오리온자리 분자운(OMC)이나 황소자리 분자 구름(TMC) 등이 있다. 이러한 지역 GMC들은 굴드 벨트와 함께 태양 주변에 고리 형태로 배열되어 있다.[24]
우리 은하 내에서 가장 거대한 분자운 집합은 은하 중심에서 반경 120파섹에 이르는 비대칭 고리 형태를 띠고 있으며, 이 고리에서 가장 큰 구성 요소는 궁수자리 B2 복합체이다. 궁수자리 영역은 화학적으로 풍부하여, 천문학자들이 성간 공간에서 새로운 분자를 찾을 때 자주 표본으로 삼는 곳이다.[25]
3. 2. 암흑 성운 (Dark Nebula)
암흑 성운(Dark Nebula영어)은 104 태양 질량(''M''☉) 미만의 질량을 가진 분자운을 말한다.[1] 암흑 성운에서는 1''M''☉ 정도 또는 그 이하의 소질량별만 형성된다.[2]
3. 3. 작은 분자운 (Small Molecular Clouds) / 보크 구상체 (Bok Globules)
보크 구상체는 태양 질량의 수백 배 미만의 질량을 가진, 중력에 의해 묶인 고립된 작은 분자운이다.[4] 작은 분자운의 가장 밀도가 높은 부분은 거대 분자운에서 발견되는 분자핵과 동일하며, 종종 같은 연구에 포함된다.[4]
보크 구상체는 주변 분자운으로부터 고립된 소형 분자운으로, '''글로불'''(globule)이라고도 불린다. 그 중에서도 10~102''M''☉ 정도의 질량을 가진 대형의 것은 '''보크 구상체'''라고 불리며, 내부에서 별 형성을 하는 것도 있다.
3. 4. 고위도 확산 분자운 (High-Latitude Diffuse Molecular Clouds)
1984년 IRAS 위성은 은하 위도가 높은 곳에서 새로운 종류의 확산 분자운을 발견했다.[27][28] 이들은 희미하고 불규칙한 필라멘트 구조를 가지며, 밀도는 입방 센티미터당 약 30개의 수소 분자를 갖는다.[28]
4. 분자운의 기원과 진화
분자운은 수명이 짧아 끊임없이 생성되고 파괴되는 과정을 반복한다. 천문학자들은 우리 은하에서 별이 형성되는 속도를 계산하여, 별을 형성하는 분자운으로 모이는 성간 가스의 양을 추정할 수 있다. 별로 모이는 질량의 속도는 대략 1년에 3 ''M''☉이다. 분자운 질량의 2%만이 별로 모이므로, 1년에 은하수에서 분자운으로 모이는 가스의 양은 150 ''M''☉이다.[13][14]
분자운 형성에 대한 두 가지 가설은 다음과 같다. 첫째는 은하 전체에 퍼져 있는 가스층에서의 충돌로 구름이 성장한다는 것이고, 둘째는 중력 불안정성이 주요 원인이라는 것이다. 충돌 이론에 따르면 분자운이 형성되는 데 걸리는 시간이 매우 길어, 이러한 구조의 평균 수명을 초과한다. 따라서 구름 형성을 위한 주요 메커니즘은 중력 불안정성일 가능성이 높다.[14][13]
중력 불안정성은 가스가 더 많은 지역이 주변 물질을 끌어당기면서 밀도를 높이고, 이는 다시 중력 인력을 증가시키는 방식으로 작동한다. 가스층의 중력 불안정성에 대한 수학적 모델은 추정된 구름 형성 시간 내에 형성 시간을 예측한다.[14][13]
은하계에서 분자 가스는 성간 물질 전체 부피의 1% 미만이지만, 태양계 궤도 안쪽에 있는 질량의 약 절반을 차지할 정도로 밀도가 높은 영역이다. 분자 가스의 덩어리는 은하계 중심에서 3.5-7.5킬로파섹의 거리에 환상으로 퍼져 있다(태양계는 은하계 중심에서 약 8.5킬로파섹 떨어져 있다). 은하계의 일산화탄소 대규모 지도를 보면, 가스는 은하의 나선 팔을 따라 분포하고 있음을 알 수 있다. 분자 가스의 대부분은 은하의 나선 팔에 있기 때문에, 분자운은 나선 팔을 통과하는 시간인 1000만 년 동안 형성된다는 설이 있다.[31]
분자 구름은 은하의 디스크에서 수직 방향으로 약 50-75파섹 범위에 퍼져 있으며, 특징적인 스케일 하이트를 갖는다. 이는 열 원자의 130-400파섹, 열 이온의 1000파섹과 비교해도 좁은 범위이다. 분자 구름의 분포는 장거리적으로 보면 평균적이지만, 자세히 보면 매우 불규칙하다.
태양 근방의 분자 구름은 매우 크게 보여 별자리의 일부분을 덮고, 오리온자리 분자 구름이나 황소자리 분자 구름처럼 그 별자리의 이름으로 불리는 경우가 있다. 이러한 분자 구름은 굴드 벨트라고 불리는 환상 구조에 배치되어 있다.[32] 은하 중심 주변에는 반경 약 200~300파섹의 분자 가스 고리가 있으며, 이 안에는 궁수자리 B2라고 불리는 거대 분자 구름 복합체가 있다. 궁수자리 B2는 화학종이 풍부하여, 천문학자가 새로운 성간 분자를 찾는 대상 영역이 되고 있다.[33]
4. 1. 분자운의 소멸
분자운이 충분한 질량을 모으면, 구조의 가장 밀집된 지역이 중력에 의해 중력 붕괴를 시작하여 별 형성 성단을 생성한다. 이 과정은 구름 자체에 매우 파괴적이다. 별이 형성되면 열 때문에 주변 구름의 일부를 이온화하기 시작한다. 이온화된 가스는 증발하여 ‘샴페인 흐름 모델’이라고 불리는 형태로 흩어진다.[15] 이 과정은 구름 질량의 약 2%가 별로 변환될 때 시작된다. 항성풍 또한 구름의 분산에 기여하는 것으로 알려져 있다. 별에 의해 흩어진 가스가 다시 냉각되어 중력 불안정성에 의해 새로운 구름으로 끌려갈 때 구름 형성 및 파괴의 주기가 종료된다.[13]
5. 분자운의 물리적, 화학적 특징
분자운은 대부분 수소 분자(H₂)로 이루어져 있으며,[11] 일산화 탄소(CO)가 그 다음으로 많다.[11] 이 외에도 암모니아(NH₃),[4] 포름알데히드,[4] 메탄올, 에탄올, 벤젠 고리, 다환 방향족 탄화수소와 같은 다양한 분자들이 발견된다.[12] 특히, 일산화 탄소는 회전 에너지와 비대칭 구조를 가져 수소 분자보다 관측이 용이하여, 별 생성 영역을 추적하는 데 중요한 역할을 한다.[4]
분자운 내부의 우주 먼지는 별빛을 차단하고 내부의 분자 가스를 보호하여 해리를 방지한다.[12] 자외선 광자에 의한 해리는 구름 내부의 분자 물질을 원자 상태로 되돌리는 주요 원인이다.[12]
복잡한 유기 분자들의 존재는 생명 기원 연구와 관련하여 중요한 의미를 갖는다.
5. 1. 물리적 특징
분자운의 물리적 특징은 아직 완전히 이해되지 않아 많은 논쟁이 진행 중이다. 분자운 내부의 운동은 차갑고 자기장을 가진 가스의 난류에 지배된다. 이 난류의 속도는 초음속이지만, 자기장의 교란 속도와 비슷하다. 이러한 상태는 에너지를 빠르게 잃거나, 지속적으로 에너지가 재주입되지 않으면 붕괴될 것으로 예상된다. 동시에 분자운은 질량의 상당 부분이 별이 되기 전에, 예를 들어 중성자별의 영향 등으로 인해 붕괴될 수 있다는 사실도 알려져 있다.[11]분자운은 일반적으로 성간 매질 밀도가 10~30개/cm3이며, 은하 내 전체 성간 가스의 약 50%를 차지한다.[11] 대부분의 가스는 분자 상태로 존재한다. 분자운의 시각적인 경계는 실제 구름이 끝나는 지점이 아니라, 분자 가스가 원자 가스로 빠르게 변환되어 질량 "외피"를 형성하여 구름 구조에 가장자리가 있는 듯한 인상을 주는 지점이다. 구조 자체는 일반적으로 불규칙하고 섬유질 형태를 띤다.[8]
우주 먼지와 별에서 방출되는 자외선은 가스와 기둥 밀도뿐만 아니라 구름의 분자 조성도 결정하는 핵심 요소이다. 먼지는 내부의 분자 가스를 보호하여 해리를 방지한다. 자외선 광자에 의한 해리는 구름 내부의 분자 물질을 원자 상태로 되돌리는 주요 메커니즘이다.[12] 분자운의 특정 영역 내 분자 함량은 복사장의 변화와 먼지의 움직임 및 교란으로 인해 빠르게 변할 수 있다.[13]
분자운을 구성하는 대부분의 가스는 수소 분자이며, 일산화 탄소가 두 번째로 흔한 화합물이다.[11] 분자운은 또한 메탄올, 에탄올, 벤젠 고리, 그리고 그들의 여러 수소화물과 같은 긴 사슬 화합물, 다환 방향족 탄화수소 등 다른 원소와 화합물도 포함한다.[12]
분자운 전체의 밀도는 균일하지 않으며, 그 영역은 일반적으로 덩어리와 코어로 분류할 수 있다. 덩어리는 구름의 더 큰 하위 구조를 형성하며, 평균 크기는 1 pc이다. 덩어리는 별 무리의 전조이지만, 모든 덩어리가 결국 별을 형성하는 것은 아니다. 코어는 덩어리보다 훨씬 작고 밀도가 더 높다. 코어는 중력 결합 에너지를 가지며, 별 형성 과정에서 중력 붕괴를 겪는다.[11]
천문학적 용어로 분자운은 약 1천만 년 동안 존재하면서 파괴되거나 주요 구조적 및 화학적 변화를 겪는 단명 구조이다. 짧은 수명은 연관된 젊은 별들의 나이 범위(1천만~2천만 년)에서 추론할 수 있으며, 이는 분자운의 내부 시간 척도와 일치한다.[13] 어두운 구름 내부의 황소자리 T형 별과 별 형성 영역의 OB별에 대한 직접적인 관측은 이 예측된 수명 범위를 뒷받침한다. 1천만 년 이상 된 OB별이 주변에 상당한 양의 구름 물질을 가지고 있지 않다는 사실은, 대부분의 구름이 이 시간이 지난 후에 흩어진다는 것을 시사한다. 구름 내부에 많은 양의 얼어붙은 분자가 없다는 것 또한 단명 구조임을 시사한다. 일부 천문학자들은 난류와 원자 가스와 분자 가스 사이의 빠른 전환 때문에 분자가 대량으로 얼어붙지 않는다고 제안한다.[13]
태양 질량의 1만 배가 넘는 방대한 분자 가스 덩어리를 '''거대 분자 구름''' ('''GMC''')이라고 한다. GMC는 지름이 약 15~600광년(5~200파섹)이며, 전형적인 질량은 1만~1,000만 태양 질량이다.[19] 태양 근처의 평균 밀도는 입자 1개/cm³인 반면, GMC의 평균 부피 밀도는 약 10~1,000배 더 높다. 태양이 GMC보다 훨씬 밀도가 높지만, GMC의 부피가 매우 커서 태양보다 훨씬 많은 질량을 포함한다. GMC의 하위 구조는 필라멘트, 시트, 버블 및 불규칙한 덩어리의 복잡한 패턴이다.[8]
필라멘트는 분자 구름에서 실제로 어디에나 존재한다. 밀도가 높은 분자 필라멘트는 중력적으로 결합된 코어로 분열되며, 이 중 대부분은 별로 진화할 것이다. 가스의 지속적인 강착, 기하학적 굽힘 및 자기장은 필라멘트의 세분화 방식을 제어할 수 있다. 초임계 필라멘트에서 관측 결과, 필라멘트 내부 폭과 비슷한 0.15파섹 간격의 조밀한 코어의 준주기적 사슬이 나타났다.[20] 필라멘트의 상당 부분이 별 형성 전 및 원시별 코어를 포함하여 중력적으로 결합된 코어 형성에 있어서 필라멘트의 중요한 역할을 뒷받침한다.[21] 최근 연구에 따르면 분자 구름의 필라멘트 구조는 별 형성의 초기 조건과 별 IMF의 기원에 중요한 역할을 한다고 한다.[22]
필라멘트와 덩어리의 가장 밀도가 높은 부분을 분자 코어라고 하며, 가장 밀도가 높은 분자 코어는 밀도가 104~106 입자/cm³ 이상인 조밀 분자 코어라고 한다. 전형적인 분자 코어는 CO로 추적되고 조밀 분자 코어는 암모니아로 추적된다. 분자 코어 내의 우주 먼지의 농도는 일반적으로 배경 별의 빛을 차단할 만큼 충분하여 암흑 성운으로 실루엣처럼 나타난다.[23]
GMC는 규모가 매우 커서 지역 GMC가 별자리의 상당 부분을 덮을 수 있으며, 따라서 종종 해당 별자리의 이름을 따서 명명된다. 예를 들어, 오리온자리 분자 구름 (OMC) 또는 황소자리 분자 구름 (TMC)이 있다. 이들 지역 GMC는 굴드 벨트와 일치하는 태양 근처의 고리에 배열되어 있다.[24] 은하에서 가장 거대한 분자 구름 집합은 은하 중심에서 반경 120파섹에 비대칭 고리를 형성하며, 이 고리의 가장 큰 구성 요소는 궁수자리 B2 복합체이다. 궁수자리 영역은 화학적으로 풍부하며 천문학자들이 성간 공간에서 새로운 분자를 찾을 때 종종 모범으로 사용된다.[25]
분자운은 섬유상, 시트상, 거품상, 불규칙한 덩어리 등 복잡한 내부 구조를 가지고 있다. 그중 밀도가 높은 덩어리를 "분자운 코어"(molecular cloud core, dense molecular core)라고 부른다. 분자운 코어의 온도는 10K 정도이며, 지름은 0.1pc 정도이고 질량은 10 태양 질량 정도이다. 수소 분자 밀도는 1만~100만 개/cm3이다. 분자운 코어에 있는 고밀도의 먼지는 배경에서 오는 별빛을 가려 암흑성운으로 보이는 실루엣과 같다.[34]
특히 거대 분자 구름은 종종 내부에 메이저를 포함하고 있다.
5. 2. 화학적 특징
분자운은 대부분 수소 분자(H₂)로 이루어져 있으며,[11] 일산화 탄소(CO)가 그 다음으로 많다.[11] 이 외에도 암모니아(NH₃),[4] 포름알데히드,[4] 메탄올, 에탄올, 벤젠 고리, 다환 방향족 탄화수소와 같은 다양한 분자들이 발견된다.[12] 특히, 일산화 탄소는 회전 에너지와 비대칭 구조를 가져 수소 분자보다 관측이 용이하여, 별 생성 영역을 추적하는 데 중요한 역할을 한다.[4]분자운 내부의 우주 먼지는 별빛을 차단하고 내부의 분자 가스를 보호하여 해리를 방지한다.[12] 자외선 광자에 의한 해리는 구름 내부의 분자 물질을 원자 상태로 되돌리는 주요 원인이다.[12]
복잡한 유기 분자들의 존재는 생명 기원 연구와 관련하여 중요한 의미를 갖는다.
6. 별의 형성
별의 형성은 분자운, 특히 "분자운 코어"라고 불리는 밀도가 높은 영역에서 일어난다. 분자운 코어의 온도는 10K 정도이며, 지름은 0.1pc 정도이고 질량은 10 태양 질량 정도이다. 수소 분자 밀도는 1만~100만 개/cm3이다.[34] 분자운 코어에 있는 고밀도의 먼지는 배경에서 오는 별빛을 가려 암흑성운으로 보이는 실루엣과 같다.[34]
별 형성은 분자 구름에서만 일어나는 것으로 여겨진다. 이는 낮은 온도와 높은 밀도의 결과로, 분자 구름을 붕괴시키는 중력이 내부의 압력을 넘어서면서 발생한다. 또한 관측 결과, 분자 구름은 하늘의 구름처럼 외부 압력에 의해 뭉쳐지는 것이 아니라, 별이나 행성, 은하처럼 자체 중력의 영향이 더 크다는 것이 밝혀졌다.
분자 구름에서는 수백만에서 수천만 년에 걸쳐 별이 계속해서 만들어진다고 한다.[35] 분자운의 가장 밀도가 높은 부분이 붕괴되면서 붕괴된 영역이 더 작은 덩어리로 분열되는 과정을 포함한다. 이 덩어리들은 더 많은 성간 물질을 모으고 중력 수축에 의해 밀도가 증가한다. 이 과정은 온도가 수소 핵융합이 일어날 수 있는 지점에 도달할 때까지 계속된다.[16] 수소 연소는 중력에 반하여 밀어낼 만큼 충분한 열을 생성하여 정역학적 평형을 생성한다. 이 단계에서 원시별이 형성되고 주변의 구름에서 가스와 먼지를 계속 모으게 된다.
가장 많이 연구된 별 형성 지역 중 하나는 지구와 가까운 거리(140 pc 또는 430 ly)에 위치한 황소자리 분자운으로, 분자운과 별 형성 사이의 관계에 대한 데이터를 수집하기에 훌륭한 대상이다. 황소자리 분자운에는 T Tauri 별이 포함되어 있다. 이들은 별의 발달 초기 단계에 있는 변광성의 한 종류이며, 여전히 주변 구름에서 가스와 먼지를 모으고 있다. 별 형성 지역에 대한 관측은 천문학자들이 별의 진화에 대한 이론을 개발하는 데 도움이 되었다. 많은 O형 별과 B형 별이 분자운 안 또는 매우 가까운 곳에서 관측되었다. 이러한 별 유형은 인구 I에 속하기 때문에(일부는 100만 년 미만) 태어난 곳에서 멀리 이동할 수 없다. 이러한 젊은 별들 중 다수가 구름 덩어리 내에서 발견되어 별들이 그 안에서 형성된다는 것을 시사한다.[16]
7. 분자운 목록
- 궁수자리 B2
- 뱀-독수리 열공
- 뱀주인자리 로 구름 복합체
- 남쪽왕관자리 분자 구름
- 파리자리-카멜레온자리 분자 구름
- 돛자리 분자 능선
- 래드클리프 파동
- 오리온자리 분자 구름 복합체
- 황소자리 분자 구름
- 페르세우스자리 분자 구름
참조
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徹底図解 宇宙のしくみ
신성출판사
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