전주계열성
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1. 개요
전주계열성은 별의 진화 단계 중 하나로, 중력 수축을 에너지원으로 사용하며, 수소 핵융합 반응을 통해 에너지를 얻는 주계열성과 구별된다. 전주계열성은 원시별 단계를 거쳐 형성되며, 황소자리 T형 별, 허빅 Ae/Be형 별, 대질량 별 등으로 분류된다. 이들은 주변 가스와 먼지를 흡수하며 성장하고, 중력 수축에 의해 온도가 상승하여 열복사를 시작한다. 최종적으로 중심부에서 수소 핵융합이 시작되면 주계열성으로 진화한다.
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- 전주계열성 - HD 207129
- 항성 형성 - 원시별
원시별은 별의 진화 초기 단계로, 분자 구름의 중력 붕괴로 형성되어 수소 핵융합을 시작하기 전 주변 가스와 먼지를 흡수하며 성장하고, 강착 원반과 쌍극류를 형성하며, 적외선 및 밀리미터 영역에서 관측되며, 중심부의 중수소 핵융합을 통해 에너지를 생성하고 주변 물질이 소실된 후 T 타우리형 별 또는 허빅 Ae/Be형 별로 관측되는 천체이다. - 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. - 항성의 형태 - 중성자별
중성자별은 초신성 폭발 후 남은 태양 질량의 1.4배에서 3배 정도 되는 질량을 가진 고밀도 천체로, 주로 중성자로 이루어져 있으며 빠른 자전과 강력한 자기장을 가진 펄서, 마그네타 등 다양한 유형이 존재하고, 쌍성 중성자별의 합병은 중력파와 감마선 폭발을 발생시키며 철보다 무거운 원소 생성에 기여하는 것으로 알려져 있다. - 항성의 형태 - 변광성
변광성은 밝기가 주기적으로 변하는 별을 의미하며, 내재적 변광성과 외재적 변광성으로 분류되고, 광도곡선을 통해 분석하며, 우주 거리 측정에도 활용된다.
| 전주계열성 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 유형 | 별 |
| 질량 | 0.08 ~ 10 M☉ |
| 나이 | 10만 ~ 1천만 년 |
| 특징 | |
| 설명 | 주계열에 도달하기 전의 별 |
| 복사 에너지원 | 중력 수축과 표면에서의 핵융합 |
| 스펙트럼 유형 | O형에서 M형 |
| 광도 변화 | 황소자리 T형 별이나 FU 오리온 별의 경우 급격한 변화 발생 |
| 위치 | 헤르비히 Ae/Be 별은 성운 근처에 위치 |
| 자기장 | 강한 자기장과 엑스선 방출이 관찰됨 |
| 관련 천체 | |
| 관련 천체 | 갈색 왜성 황소자리 T형 별 FU 오리온 별 헤르비히 Ae/Be 별 헤르비히-하로 천체 |
2. 원시별 (Protostar)
분자 구름 내부에서 발생한 진스 불안정성이나 주변에서 일어난 초신성 폭발의 충격파의 영향으로 밀도가 높은 부분이 생기면서 별 형성이 시작된다. 밀도가 높은 부분은 자체 중력으로 수축해 가지만, 중심 영역의 밀도가 10-10g/cm3 정도가 되면 중력 수축에 대항할 정도로 압력이 충분히 커져 수축이 멈추고, 수소 분자를 주성분으로 하는 준정적인 구조를 가진 천체가 탄생하는데, 이를 "제1 코어(first core)"라고 부른다. 제1 코어 중심부의 밀도 증가와 온도 상승은 계속 진행되어, 온도가 2000 K 정도가 되면 수소 분자가 해리되면서 압력이 낮아져 다시 급격한 중력 수축을 시작한다. 최종적으로 1g/cm3 정도의 밀도를 가진 준정역학 평형 상태의 "제2 코어(second core)"가 탄생한다. 관측적으로 일반적으로 논의되는 원시별은 이 제2 코어를 말한다.
2. 1. 제1 코어 (First Core)
분자 구름 내부에서 진스 불안정성이나 주변에서 일어난 초신성 폭발의 충격파의 영향으로 밀도가 높은 부분이 생기면서 별 형성이 시작된다. 밀도가 높은 부분은 자체 중력으로 수축해 가지만, 중심 영역의 밀도가 10-10g/cm3 정도가 되면 중력 수축에 대항할 정도로 압력이 충분히 커져 수축이 멈추고, 수소 분자를 주성분으로 하는 준정적인 구조를 가진 천체가 탄생한다. 이 천체를 "제1 코어(first core)"라고 부른다.2. 2. 제2 코어 (Second Core)
분자 구름 내부에서 발생한 진스 불안정성이나 주변에서 일어난 초신성 폭발의 충격파의 영향으로 밀도가 높은 부분이 생기면서 별 형성이 시작된다. 밀도가 높은 부분은 자체 중력으로 수축해 가지만, 중심 영역의 밀도가 10-10 g/cm3 정도가 되면 중력 수축에 대항할 정도로 압력이 충분히 커져 수축이 멈추고, 수소 분자를 주성분으로 하는 준정적인 구조를 가진 천체가 탄생한다. 이 천체를 "제1 코어(first core)"라고 부른다. 제1 코어 중심 부분의 밀도 증가와 온도 상승은 계속 진행되어, 마침내 온도가 2000 K 정도가 되면 수소 분자가 해리됨으로써 압력이 낮아지므로 다시 급격한 중력 수축을 시작하여, 최종적으로 1 g/cm3 정도의 밀도를 가진 준정역학 평형 상태의 "제2 코어(second core)"가 탄생한다. 관측적으로 일반적으로 논의되는 원시별에 해당하는 천체는 이 제2 코어를 말한다. 원시별은 짙은 가스와 먼지에 덮여 있어, 주로 적외선과 전파로 관측된다.[1]2. 3. 관측 특징
원시별은 짙은 가스와 먼지에 덮여 있어, 주로 적외선과 전파로 관측된다.3. 전주계열성 (Pre-main-sequence star)
전주계열성은 원시별이 주변의 가스와 먼지를 흡수하며 성장하는 단계이다. 이 단계에서 별은 수소 핵융합 반응이 아닌 중력 수축을 통해 에너지를 얻는다.
3. 1. 에너지원
전주계열성의 에너지원은 중력 수축이다. 중력 수축에 의한 포텐셜 에너지를 열로 변환하여 온도가 상승하고 열복사를 시작한다.[1] 전주계열성은 스펙트럼선에서 중력과 온도의 상관관계를 측정하여 주계열 왜성과 구별할 수 있다. 전주계열성은 주계열성보다 반지름이 크지만, 밀도와 표면 중력은 작다.[1] 전주계열성은 별의 탄생선을 넘어선 후에 가시광선으로 보이게 된다.[1] 전주계열성 단계에 있는 기간은 별의 생애의 1% 미만이다 (이에 비해, 주계열성인 기간은 80% 이상이다).[1] 이 단계에 있는 기간 동안 모든 별이 밀도가 높은 원시 행성계 원반을 가지고 있다고 여겨진다.[1]3. 2. 스펙트럼 특징
전주계열성은 스펙트럼선에서 중력과 온도의 상관관계를 측정하여 주계열 왜성과 구별할 수 있다. 전주계열성은 주계열성보다 반지름이 크지만, 밀도와 표면 중력은 작다.[1]3. 3. 원시 행성계 원반
이 단계에 있는 모든 별은 밀도가 높은 원시 행성계 원반을 가지고 있다고 여겨진다.4. 전주계열성의 종류
원시별은 주변의 가스나 먼지를 흡수하여 성장하며, 자체 중력에 의한 포텐셜 에너지를 열로 변환하여 온도가 상승하고, 열복사를 시작한다. 원시별은 질량에 따라 다른 양상으로 관측된다.
- 2태양 질량 미만의 비교적 질량이 작은 별은 T 타우리형 별로 관측된다.
- 2-10 ''M''☉ 정도의 중간 질량 별은 A형에서 B형의 스펙트럼을 가진 허빅 Ae/Be형 별로 관측된다.
- 그 이상의 질량을 가진 대질량 별에서는 질량 강착이 급속하여, 아직 질량이 증가하고 있는 원시별 단계에서 이미 중심에서 수소 핵융합이 시작되기 때문에, T 타우리형이나 허빅 Ae/Be형에 대응하는 단계를 거치지 않고 주계열성이 된다고 생각된다.
원시별, T 타우리형 별, 허빅 Ae/Be형 별에서는 아직 수소의 핵융합 반응은 시작되지 않았다. 중력 수축에 의해 중심부의 온도가 1000만 도 정도가 되면 수소의 핵융합이 시작되고, 중심부에서 생성되는 에너지와 표면의 에너지 방출이 균형을 이루면 안정적으로 빛나는 주계열성 단계가 된다.
4. 1. 황소자리 T형 별 (T Tauri star)
T 타우리형 별은 2태양 질량 미만의 비교적 질량이 작은 별에서 나타난다. T 타우리형 별은 표면 복사로 에너지를 잃으며 천천히 수축하는 원시별이다. HR도의 하야시 트랙을 따라 이동하며, 중심부가 고온이 되면 헤니에이 트랙을 따라 진화한다. 이후 중심부 온도가 1000만 도에 이르면 핵융합이 시작되어 주계열성 단계로 진입한다.[3]4. 1. 1. 진화 과정
원시별은 주변의 가스나 먼지를 흡수하여 성장하며, 자체 중력에 의한 포텐셜 에너지를 열로 변환하여 온도가 상승하고, 열복사를 시작한다. 2태양 질량(''M''☉) 미만의 비교적 질량이 작은 별은 T 타우리형 별로 관측된다. T 타우리형 별은 표면에서의 복사에 의해 에너지를 잃으면서 별 전체가 서서히 수축(전 주계열 수축)하고 있다. T 타우리형 별은 수축에 의해 광도를 낮추며, HR도의 하야시 트랙을 따라 위에서 아래로 이동한다. 이윽고 별의 중심부가 고온이 되면, 헤니에이 트랙을 따라 HR도를 오른쪽 아래에서 왼쪽 위 방향으로 진화한다.[1]2-10 ''M''☉ 정도의 중간 질량 별은 A형에서 B형의 스펙트럼을 가진 허빅 Ae/Be형 별로 관측된다.[2] 이 이상의 질량을 가진 대질량 별에서는 질량 강착이 급속하여, 아직 질량이 증가하고 있는 원시별 단계에서 이미 중심에서 수소 핵융합이 시작되기 때문에, T 타우리형이나 허빅 Ae/Be형에 대응하는 단계를 거치지 않고 주계열성이 된다고 생각된다.
원시별이나 T 타우리형 별, 허빅 Ae/Be형 별에서는 아직 수소의 핵융합 반응은 시작되지 않았다. 중력 수축에 의해 중심부의 온도가 1000만 도 정도가 되면 수소의 핵융합이 시작되고, 중심부에서 생성되는 에너지와 표면의 에너지 방출이 균형을 이루면 안정적으로 빛나는 주계열성 단계가 된다.[3]
4. 2. 허빅 Ae/Be형 별 (Herbig Ae/Be star)
T 타우리형 별과 마찬가지로, 2-10 ''M''☉ 정도의 중간 질량 별은 A형에서 B형의 스펙트럼을 가진 허빅 Ae/Be형 별로 관측된다[3]. 이보다 질량이 큰 대질량 별에서는 질량 강착이 급속하여, 아직 질량이 증가하고 있는 원시별 단계에서 이미 중심에서 수소 핵융합이 시작되기 때문에, T 타우리형이나 허빅 Ae/Be형에 대응하는 단계를 거치지 않고 주계열성이 된다고 생각된다[2].원시별, T 타우리형 별, 허빅 Ae/Be형 별에서는 아직 수소의 핵융합 반응은 시작되지 않았다. 중력 수축에 의해 중심부의 온도가 1000만 도 정도가 되면 수소의 핵융합이 시작되고, 중심부에서 생성되는 에너지와 표면의 에너지 방출이 균형을 이루면 안정적으로 빛나는 주계열성 단계가 된다[4].
4. 3. 대질량 별
질량 강착이 급속하여, 아직 질량이 증가하고 있는 원시별 단계에서 이미 중심에서 수소 핵융합이 시작되기 때문에, T 타우리형이나 허빅 Ae/Be형 별에 대응하는 단계를 거치지 않고 주계열성이 된다고 생각된다.5. 주계열성으로의 진화
수소 핵융합이 시작되는 조건은 중심부 온도가 1000만 도에 도달하는 것이며, 이 반응이 시작되면 중심부에서 생성되는 에너지와 표면의 에너지 방출이 균형을 이루면서 별은 안정적으로 빛나는 주계열성 단계에 진입한다.
참조
[1]
논문
The physics of star formation
http://www.ifa.hawai[...]
2003-09-10
[2]
서적
Discovering the Universe
2011
[3]
서적
An Introduction to Star Formation
Cambridge University Press
2011
[4]
서적
The Formation of Stars
Wiley-VCH
2004
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