원시별
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
1. 개요
원시별은 별의 진화 초기 단계로, 분자 구름의 중력 붕괴로 형성되어 수소 핵융합을 시작하기 전 단계의 천체를 의미한다. 원시별은 주변의 가스와 먼지를 흡수하며 성장하고, 강착 원반과 쌍극류를 형성한다. 원시별은 주로 적외선 및 밀리미터 영역에서 관측되며, 방출 에너지의 파장에 따라 Class 0에서 III까지 분류된다. 원시별은 중심부의 중수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하며, 주변 물질이 소실된 후에는 T 타우리형 별 또는 허빅 Ae/Be형 별로 관측된다. 원시별 연구는 별의 형성과 진화 과정을 이해하는 데 중요한 역할을 한다.
더 읽어볼만한 페이지
- 원시별 - HH 34
- 항성 형성 - 성간매질
성간매질은 은하 내 별들 사이 공간을 채우는 물질로, 수소, 헬륨 가스, 먼지, 우주선 등으로 구성되어 별의 탄생과 진화, 은하의 역학 및 화학적 진화에 중요한 역할을 한다. - 항성 형성 - 젊은 항성체
젊은 항성체(Young Stellar Object, YSO)는 원반 성운이나 외피에서 원시별로 물질이 축적되는 과정에서 형성되는 천체로, 스펙트럼 에너지 분포의 기울기에 따라 0형, I형, 평탄 스펙트럼형, II형, III형으로 분류되며 초기 별 진화 현상과 관련되어 질량에 따라 세분화될 수 있다. - 항성천문학 - 항성풍
- 항성천문학 - 에딩턴 한계
에딩턴 한계는 별의 복사압과 중력이 균형을 이루는 광도로, 이를 초과하면 별의 외곽층 물질이 방출되며 별의 질량과 표면 온도에 따라 달라지고, 항성 진화와 초신성 폭발 등의 현상과 관련되어 일부 극대거성과 울프-레이에 별에서 관측된다.
| 원시별 | |
|---|---|
| 천체 정보 | |
 | |
| 유형 | 별의 초기 진화 단계 |
| 설명 | 분자운에서 별로 진화하는 과정에 있는 천체 |
| 특징 | 중심핵 형성 강착 원반 항성풍 방출 |
| 형성 과정 | |
| 시작 | 분자운의 중력 수축 |
| 코어 형성 | 밀도가 높은 지역에서 핵 형성 |
| 강착 단계 | 주변 물질이 핵으로 유입 |
| T 타우리 별 단계 | 핵융합 시작 전 불안정한 상태 |
| 최종 단계 | 주계열성 진입 |
| 물리적 특성 | |
| 온도 | 주변 환경보다 높음 |
| 밝기 | 주변 먼지와 가스에 의해 가려짐 |
| 질량 | 진화 단계에 따라 변화 |
| 관측 | |
| 방법 | 적외선 관측 전파 관측 |
| 어려움 | 주변 먼지와 가스 때문에 관측이 어려움 |
| 연구 | |
| 목표 | 별의 탄생과 진화 과정 이해 |
| 중요성 | 태양계 및 행성계 형성 과정 이해 |
2. 역사
현대적인 원시별 개념은 1966년 일본의 천문학자 하야시 츄시로가 처음 제안하였다.[3] 초기 모델에서는 원시별의 크기가 크게 과대평가되었다. 그 후의 수치 계산[4][5][6]을 통해 문제가 명확해졌고, 원시별은 같은 질량의 주계열성보다 약간만 더 크다는 것이 밝혀졌다. 이 기본적인 이론적 결과는 관측을 통해 확인되었는데, 관측 결과 가장 큰 전주계열성도 크기가 그리 크지 않다는 것을 보여준다.
별 생성은 상대적으로 작은 분자 구름인 고밀도 코어에서 시작된다.[8] 각 고밀도 코어는 초기에는 자체 중력과 기체 압력 및 자기 압력 사이의 균형을 이룬다. 고밀도 코어가 주변의 더 큰 구름으로부터 질량을 축적함에 따라 자체 중력이 압력을 압도하기 시작하고 붕괴가 시작된다. 처음에는 기체 압력에 의해서만 지지되는 이상적인 구형 구름에 대한 이론적 모델링은 붕괴 과정이 내부에서 외부로 확산됨을 나타낸다.[9] 아직 별을 포함하지 않은 고밀도 코어의 분광 관측은 수축이 실제로 발생함을 나타낸다. 그러나 지금까지 예측된 붕괴 영역의 외향적 확산은 관측되지 않았다.[10]
3. 형성 과정
고밀도 코어 중심으로 붕괴되는 기체는 먼저 저질량 원시별을 형성한 다음 천체를 공전하는 원시행성계 원반을 형성한다. 붕괴가 계속됨에 따라 점점 더 많은 양의 기체가 별이 아닌 원반에 충돌하는데, 이는 각운동량 보존의 결과이다. 많은 이론적 노력에도 불구하고 원반 내 물질이 원시별로 나선형으로 안쪽으로 이동하는 방식은 아직 이해되지 않았다. 이 문제는 많은 천체물리학에서 역할을 하는 강착 원반 이론의 더 큰 문제를 보여준다.
원시별의 외부 표면은 적어도 부분적으로 원반의 내부 가장자리에서 떨어진 충격파를 받은 기체로 구성된다. 따라서 표면은 주계열 이전 단계 또는 주계열성의 비교적 고요한 광구와 매우 다르다. 원시별의 깊은 내부는 일반적인 별보다 온도가 낮다. 중심부에서는 수소-1이 아직 융합되지 않는다. 그러나 이론은 수소 동위원소 중수소(수소-2)가 수소-1과 융합하여 헬륨-3을 생성한다고 예측한다. 이 핵융합 반응에서 발생하는 열은 원시별을 팽창시키는 경향이 있으며, 따라서 관측되는 가장 어린 주계열 이전 단계의 별의 크기를 결정하는 데 도움이 된다.[12]
일반적인 별에서 생성되는 에너지는 중심부에서 발생하는 핵융합에서 나온다. 원시별도 에너지를 생성하지만, 그것은 표면과 주변 원반의 표면에서 발생하는 충격파에서 방출되는 방사선에서 나온다. 따라서 생성된 방사선은 주변 고밀도 코어의 성간 먼지를 통과해야 한다. 먼지는 모든 입사 광자를 흡수하고 더 긴 파장에서 재방출한다. 따라서 원시별은 광학 파장에서 감지할 수 없으며, 더 진화된 주계열 이전 단계의 별과 달리 헤르츠스프룽-러셀 도표에 배치될 수 없다.
원시별에서 실제로 방출되는 방사선은 적외선 및 밀리미터 영역에 있을 것으로 예측된다. 이러한 장파장 방사선의 점광원은 일반적으로 분자 구름에 의해 가려진 영역에서 자주 관측된다. 일반적으로 Class 0 또는 Class I 광원으로 분류되는 것들은 원시별이라고 믿어진다.[13][14] 그러나 이러한 식별에 대한 확실한 증거는 아직 없다.
원시성에는 주변에서 더 많은 기체가 집적되므로, 강착원반이 형성된다. 원시성에 흡수되지 못한 기체는 원반에 수직한 방향으로 우주 제트로 방출된다. 허빅-아로 천체는 이 우주 제트가 주변의 성간물질과 충돌하여 가시광선으로 관측되는 것이다.
원시성에는 주변의 기체가 초음속으로 낙하하여 충격파면이 형성되어 있다. 그 면에서 낙하 물질의 운동 에너지가 해방되어 열로 바뀐다. 따라서 원시성은 주계열성보다 밝게 빛나지만, 아직 주변을 짙은 기체와 먼지가 덮고 있기 때문에 가시광선으로는 관측할 수 없고, 주로 적외선과 전파로 관측된다.
질량 증가가 멈춘 후, 원시성은 자신의 중력으로 천천히 수축해 가고, 그때의 중력 에너지 해방으로 중심핵의 온도를 서서히 높여 간다. 원시성의 항성 주위 물질이 소실되면 가시광선으로도 관측 가능해지고, T 타우리형 별이나 허빅 Ae/Be형 별로서 관측되게 된다. 마침내 중심 온도가 1500만 K까지 상승하면 수소 핵융합이 시작되어 주계열성이 된다.
3. 1. 구름 분열 (난류 분열)
분자 구름은 균일하지 않게 뭉쳐 있으며, 이 구름 내에는 난류 속도가 존재하여 가스를 충격파 형태로 압축한다. 이 충격파는 다양한 크기와 밀도를 가진 덩어리나 줄무늬 모양의 구조를 만드는데, 이 과정을 난류 분열(turbulent fragmentation)이라고 한다.[7] 이러한 덩어리 중 일부는 진즈 질량을 넘어서 중력적으로 불안정해져 다시 쪼개지며, 단독성계 또는 다중성계를 형성한다.[7]
이러한 분열 과정은 결국 원시별들이 무더기로 태어나는 성단을 형성하게 된다. 성단은 흔하게 발견되며, 큰 성단뿐만 아니라 작은 성단도 흔하다는 점에서 이러한 분열 과정은 설득력을 가진다.[7]
3. 2. 수축 및 가열
분자 구름이 수축하면서 온도가 올라간다. 이는 중력 속박 에너지가 열적 운동 에너지로 바뀌기 때문인데, 입자 간 거리가 줄어들수록 중력 에너지는 감소하고 운동 에너지는 증가한다. 이는 분자 구름의 온도 상승으로 이어진다.[7]
분자 간 충돌로 인해 분자들은 들뜬 상태가 되고, 이 상태가 붕괴하면서 방사선을 방출한다. 이 시기(10~20 켈빈)에는 마이크로파나 적외선 범위의 방사선이 주로 방출되며, 이 방사선은 대부분 구름 밖으로 탈출하여 구름의 급격한 온도 상승을 막는다.[7]
그러나 구름이 수축하면서 분자 밀도가 증가하면, 방출되는 방사선이 탈출하기 어려워진다. 이로 인해 가스는 방사선에 대해 불투명해지고, 구름의 온도는 더욱 빠르게 상승한다.[7]
구름이 적외선에 대해 불투명해지면서 구름 내부 관측이 어려워지기 때문에, 전파 영역 파장을 이용한 관측이나 이론 및 컴퓨터 모형의 도움이 필요하다.[7]
3. 3. 원시성 핵 (제1의 핵) 형성
분자 구름 핵의 밀도가 높아지면 역학적 평형 상태의 기체 구체인 "제1의 핵(first core)"이 형성된다. 이 핵은 수소 분자를 주성분으로 한다. 제1의 핵 중심부 밀도와 온도는 계속 증가하며, 온도가 약 2000 K에 이르면 수소 분자가 해리되어 압력이 낮아지기 때문에 다시 급격한 중력 수축을 시작한다.[12]
3. 4. 제2의 핵 (원시별) 탄생
분자구름 핵의 중심 밀도가 5×1010cm-3에 이르면, 거의 역학적으로 평형 상태인 기체 구체인 "원시성 핵"이 형성된다.[7] 수소 분자를 주성분으로 하는 이 천체를 "제1의 핵 (first core)"이라고 부른다.[7] 제1의 핵 중심 부분의 밀도 증가와 온도 상승은 계속 진행되고, 마침내 온도가 약 2000 K에 이르면 수소 분자가 해리됨으로써 압력이 낮아지기 때문에 다시 급격한 중력 수축을 시작한다.[7] 수소가 완전히 이온화된 상태가 되고, 다시 평형 상태의 "제2의 핵 (second core)"이 탄생한다.[7] 관측적으로 일반적으로 논의되는 '''원시별'''에 해당하는 천체는 이 제2의 핵이다.[7]
4. 진화 과정
별 생성은 상대적으로 작은 분자 구름인 고밀도 코어에서 시작된다.[8] 고밀도 코어가 주변 구름으로부터 질량을 축적하면서 자체 중력이 압력을 압도하여 붕괴가 시작된다. 붕괴는 내부에서 외부로 확산되며,[9] 붕괴되는 기체는 저질량 원시별을 형성하고, 이어서 원시행성계 원반을 형성한다. 각운동량 보존으로 인해 기체는 원반으로 유입되며, 이 물질이 원시별로 이동하는 과정은 아직 명확히 밝혀지지 않았다.
원시별 표면은 원반에서 떨어진 충격파를 받은 기체로 구성되어 광구와 다르다. 원시별 내부는 온도가 낮아 수소-1 융합은 일어나지 않지만, 중수소와 수소-1의 융합으로 헬륨-3이 생성되고, 이 반응에서 발생하는 열이 원시별을 팽창시킨다.[12]
원시별은 표면과 주변 원반에서 발생하는 충격파에서 방출되는 방사선으로 에너지를 생성한다. 이 방사선은 주변의 성간 먼지에 흡수되어 재방출되므로, 원시별은 적외선 및 밀리미터 영역에서 주로 관측된다. 이러한 천체를 Class 0 또는 Class I 광원으로 분류하며, 원시별로 추정하고 있다.[13][14]
분자구름 핵의 중심 밀도가 높아지면 역학적 평형 상태인 "원시성 핵"(제1의 핵)이 형성된다. 온도가 약 2000K에 이르면 수소 분자가 해리되어 중력 수축이 다시 시작되고, 수소가 이온화된 후 "제2의 핵"이 탄생한다. 일반적으로 관측되는 원시별은 이 제2의 핵에 해당한다.
4. 1. 강착 원반과 쌍극류
원시별 주변으로 기체가 계속 유입되면서 강착원반이 형성된다. 원시별로 흡수되지 못한 기체는 원반에 수직인 방향으로 쌍극류(우주 제트) 형태로 방출된다. 허빅-아로 천체는 이 우주 제트가 주변의 성간물질과 충돌하여 가시광선으로 관측되는 것이다.[7]
4. 2. 충격파면과 에너지 방출
원시별 주변의 기체는 초음속으로 낙하하여 충격파면을 형성한다. 이 면에서 낙하하는 물질의 운동 에너지가 해방되어 열로 바뀐다. 그 결과, 원시별은 주계열성보다 밝게 빛나지만, 짙은 기체와 먼지로 둘러싸여 있어 가시광선으로는 관측하기 어렵고, 주로 적외선과 전파로 관측된다.4. 3. 전주계열성 단계
원시별의 질량 증가가 멈추면, 자신의 중력으로 천천히 수축하며 중력 에너지 해방으로 중심핵 온도를 높여간다. 원시별을 둘러싼 물질이 소실되면 가시광선으로도 관측이 가능해지는데, 이때 T 타우리형 별이나 허빅 Ae/Be형 별로 관측된다.[7] 이들은 모두 젊은 별의 일종이다.4. 4. 주계열성 진입
원시성 주위에 기체가 모여들어 강착원반이 형성된다. 원시성에 흡수되지 못한 기체는 원반에 수직 방향으로 우주 제트를 방출한다. 허빅-아로 천체는 이 우주 제트가 주변 성간물질과 충돌하여 가시광선으로 관측되는 현상이다.[1]질량 증가가 멈춘 후, 원시성은 자체 중력으로 천천히 수축하며, 이때 방출되는 중력 에너지로 중심핵 온도가 점차 상승한다. 항성 주위 물질이 사라지면 원시성은 가시광선으로도 관측 가능해지며, T 타우리형 별이나 허빅 Ae/Be형 별로 관측된다. 마침내 중심 온도가 1500만 K에 도달하면 수소 핵융합이 시작되어 주계열성으로 진화한다.
5. 관측
현대적인 원시별 개념은 1966년 하야시 츄시로가 처음 제안했다.[3] 초기 모델에서는 원시별의 크기가 실제보다 크게 과대평가되었다. 이후 수치 계산[4][5][6]을 통해 원시별은 같은 질량의 주계열성보다 약간만 더 크다는 것이 밝혀졌다. 이러한 이론적 결과는 관측을 통해 확인되었으며, 가장 큰 주계열성 이전 단계의 별도 크기가 그리 크지 않다는 것이 밝혀졌다.
별은 분자 구름 내의 고밀도 코어에서 시작된다.[8] 고밀도 코어는 자체 중력과 기체 및 자기 압력 사이의 균형을 이루고 있다. 주변 구름으로부터 질량이 축적됨에 따라 자체 중력이 압력을 압도하여 붕괴가 시작된다. 이론적 모델은 붕괴 과정이 내부에서 외부로 확산됨을 보여준다.[9] 별을 포함하지 않은 고밀도 코어의 분광 관측은 수축이 실제로 발생함을 나타내지만, 예측된 붕괴 영역의 외향적 확산은 아직 관측되지 않았다.[10]
고밀도 코어 중심으로 붕괴되는 기체는 저질량 원시별과 원시행성계 원반을 형성한다. 붕괴가 계속되면 더 많은 기체가 원반에 충돌하는데, 이는 각운동량 보존의 결과이다. 원반 내 물질이 원시별로 나선형으로 이동하는 방식은 아직 명확히 밝혀지지 않았으며, 이는 강착 원반 이론의 큰 문제점이다.
원시별의 외부 표면은 원반 내부 가장자리에서 떨어진 충격파를 받은 기체로 구성되어 주계열성 이전 단계의 별이나 주계열성의 광구와 다르다. 원시별 내부는 일반적인 별보다 온도가 낮으며, 중심부에서는 수소-1이 핵융합되지 않지만, 중수소가 수소-1과 융합하여 헬륨-3을 생성한다. 이 반응에서 발생하는 열은 원시별을 팽창시켜 관측되는 가장 어린 주계열 이전 단계의 별의 크기를 결정하는 데 영향을 준다.[12]
일반적인 별은 중심부 핵융합에서 에너지를 얻지만, 원시별은 표면과 주변 원반 표면의 충격파에서 방출되는 방사선에서 에너지를 얻는다. 이 방사선은 주변 고밀도 코어의 성간 먼지에 흡수되었다가 더 긴 파장에서 재방출되므로, 원시별은 가시광선 영역에서 관측하기 어렵고, 헤르츠스프룽-러셀 도표에 위치시킬 수 없다.
5. 1. 관측의 어려움
원시별은 주변을 둘러싼 짙은 가스와 먼지 때문에 가시광선 영역에서는 관측이 어렵다.[13][14] 주로 적외선 및 전파 영역에서 관측되는데,[13][14] 원시별에서 방출되는 방사선이 주변의 성간 먼지에 흡수되었다가 더 긴 파장으로 재방출되기 때문이다.[13][14]원시별 내부를 관측하기 위해서는 가장 빽빽한 분자 구름도 탈출할 수 있는 전파 영역 파장을 이용해야 한다. 이론 및 컴퓨터 모형 또한 이 단계를 이해하는 데 중요한 역할을 한다.
일반적인 별과 달리, 원시별은 중심부에서 핵융합 반응이 일어나지 않고, 표면과 주변 원반에서 발생하는 충격파에서 방출되는 방사선으로 에너지를 생성한다.
5. 2. 관측 분류
원시별에서 방출되는 방사선은 주로 적외선 및 밀리미터 영역에 있을 것으로 예측된다. 이러한 장파장 방사선의 점광원은 일반적으로 분자 구름에 의해 가려진 영역에서 자주 관측된다. 일반적으로 Class 0 또는 Class I 광원으로 분류되는 것들은 원시별이라고 믿어진다.[13][14]
참조
[1]
서적
The Formation of Stars
Wiley-VCH
[2]
서적
The Evolution of Protostars in Protostars and Planets VI
University of Arizona Press
[3]
학술지
The Evolution of Protostars
1966
[4]
학술지
Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar
1969
[5]
학술지
Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock
1980
[6]
학술지
The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results
1980
[7]
웹사이트
Infant Star's First Steps
http://www.eso.org/p[...]
2015-11-10
[8]
학술지
Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation
1983
[9]
학술지
Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation
1977
[10]
학술지
B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud
2005
[11]
웹사이트
A diamond in the dust
http://www.spacetele[...]
2016-02-16
[12]
학술지
Deuterium and the Stellar Birthline
1988
[13]
학술지
The Spectral Evolution of Young Stellar Objects
1987
[14]
학술지
Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps
1993
[15]
웹사이트
IMPRS
http://www.solar-sys[...]
본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.
문의하기 : help@durumis.com