성간물질과 별의 탄생

소개글

성간물질과 별의 탄생에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 성간티끌과 성간적색화
2. 방출성운
3. 자유-자유 천이
4. 금지선과 여러 선들
5. 성간운의 수축
6. 별의 생성

본문내용

다.
마지막으로 금지선의 종류중 하나인 메이저가 있다. 메이저란 특정 준위로 올려진 분자들이 다시 낮은 준위로 유도천이 되면서 내놓는 복사가 쌓이고 증폭되어서 나타나는 현상이다. 여기서 말하는 특정 준위란 준안정 상태의 준위를 말하는 것으로 어떻게 보면 안정한 상태에 놓여있지만, 조그만 외력이 작용해도 그 안정성이 쉽게 깨어질 수 있는 불안정상태이다. 즉, 분자메이저는 준안정상태의 준위와 맞먹는 에너지를 가진 광자가 준안정 상태의 분자나 입자를 자극하여 자신(광자)의 진행방향으로 에너지를 쏟아놓도록 하는 것을 말한다. 이렇게 특정지역에서 광자가 계속적으로 공급되면, 그 광자가 진행하는 방향으로 유도 방출된 복사가 증폭되어 우리는 엄청나게 강력한 복사를 관측할 수 있게 된다.
5. 성간운의 수축
별의 생성에 대한 물리학을 기술하는 데에 있어 가장 중요한 것은 비리얼 정리이다. 비리얼 정리란 위치에너지의 감소량의 절반이 열에너지의 절반이 열에너지의 증가량이 되며, 나머지 절반은 복사에너지로 방출되는 것을 말한다.
우리는 이 식을 통해서 별을 생성하기 위한 성간운의 크기와 온도의 관계를 나타낼 수 있다.
즉, 성간운의 크기은 성간운의 온도의 제곱근에 비례하며, 밀도의 제곱근에 반비례한다.
성간운이 충분한 크기와 질량을 가지면 중력수축을 하게 된다. 성간운이 수축할 때 중심부의 밀도가 외곽보다 빨리 증가하며, 수축은 시간이 경과됨에 따라 가속되며 밀도 또한 더욱 급격히 증가한다. 이 과정에서 높은 밀도를 가진 중심부를 향해 외곽부의 물질은 중심부를 향해 자유낙하하게 된다. 우리는 외부에 있는 물질이 성간운 중심으로 자유낙하 운동을 할 때, 성간운을 중심으로 극히 찌그러진 타원궤도 운동을 한다고 가정하면, 케플러 식을 바탕으로 물질의 대략적인 성간운을 중심으로 도는 공전주기를 계산할 수 있다. 먼저, 성간운 표면에 질량이 인 입자가 있다고 가정하면, 이 입자는 긴반지름이 여기서, 은 성간운의 반지름이다. 성간운의 질량은 이므로 케플러의 제3법칙의 식과 연립하면, 다음과 같이 나타낼 수 있다.
별의 생성 초기의 성간운은 회전하면서 각운동량이 보존된다. 수축하는 성간운은 회전축에 가까워질수록 회전속도가 증가한다. 성간운의 적도에서는 원심력이 크게 작용하지만, 극지방에서는 원심력이 거의 작용하지 않는다. 성간운의 모든 방향에서 중력은 모두 작용하기 때문에 성간운의 적도지역에서는 원심력에 의한 팽창이 보다 우세하게 일어나며, 극지역에서는 중력에 의한 수축이 주로 일어나게 된다. 하지만, 실제로 성간운은 주계열성이 되는 과정에서 각운동량이 보존되지 않으며, 대부분의 각운동량을 우주로 방출하게 된다.
6. 별의 생성
성간운으로부터 별이 탄생하기 시작할 때, 별은 원시성 단계에 있다. 이러한 별들의 집단을 젊은 항성체(YSO; Young Star Objects)라고 한다. 이렇게 젊은 항성체의 주위에는 성간 분자선의 전파선 관측이 이루어지며, 고속(20~100km/s) 기체의 분출 현상이 나타난다. 즉, 분자 쌍극 분출류가 만들어진다. 분자 쌍극 분출류(BMO; Bipolar Moleculer Outflow)는 중심부에 젊은 항성체가 있으며, 자기력선이 원반과 전리된 부분과 그 주위 물질을 둘러싸고 있다. BMO모형은 좌우 대칭형이며, 회전축 방향으로 자기력선에 의해 자기장이 쌍방으로 분출된다. 보통 적도방향으로는 원반에 가로 막혀서 진행이 불가능하다. 이렇게 자기장의 분출과 강한 항성풍에 의해 질량 손실이 이루어지기 때문에 초기 대부분의 원시성운의 대부분의 질량과 자기장의 총량을 손실하게 된다.
항성 생성의 초기에는 성간운의 중력수축에 의한 성간운의 자유낙하 운동이 나타난다. 이러한 과정에서 성간운 내부에 대략 온도가 1000K정도의 원시성이 형성된다. 이렇게 형성된 원시성이 더욱 수축하고 고밀ㆍ고온의 상태가 되면, 주계열성에 진입하게 된다. 보통 별 탄생지역에서는 적외선으로 그 존재를 알 수 있다. 별 탄생지역의 성운의 온도는 항성의 온도에 비해 매우 낮기 때문에 다량의 적외선이 방출된다. 또한 기존 성간운이 밀집되어 있는 지역으로 많은 수소분자 외에 다른 분자들 또한 많이 존재하게 때문에 적외선 관측을 통해서 이들을 관측할 수 있다. 즉, 적외선 관측에 의해 별 탄생지역과 그 존재를 알 수 있다. 이렇게 적외선 관측을 통해서 그 존재를 알 수 있는 중량급 원시성을 BN천체라고 한다.
보통 중량급 항성들의 생성은 거대 성간 분자운의 특정 부분에서 시작되어 순차적으로 일어난다. 초기 OB성협이 생성되면, 이것은 자외선 복사를 방출하고 강한 항성풍으로 인하여 주변 성간운을 밀어낸다. 이렇게 전리영역이 팽창하게 되며, 주변의 수소분자와 다른 원자들이 해리되게 된다. 여기서 충격파가 발생하게 되며 이는 인접 분자운 속으로 전파되게 된다. 이 충격파로 인하여 성간운 내에 물질이 누적되게 되며 밀도가 증가하게 되며, 이는 중력수축을 유발함으로써 다른 OB형별들을 탄생시킨다. 물론, OB형의 별들보다 다른 분광형의 별이 더 많이 탄생된다. 하지만, OB형별들의 수명은 매우 짧기 때문에 수백만 년에서 수천만 년 후에 이들은 죽어버리고 다른 분광형의 별들만 남아서 그 자리를 지키고 있을 것이다. 이 이론은 굉장히 그럴 듯하지만, 가장 먼저 태어난 별들이 어떠한 메커니즘에 의하여 탄생되었는지를 명확하게 밝히지 못하고 있다.
보통 OB성협 뿐만 아니라 태양규모의 별들 또한 분자운에서 태어난다. 하지만, 태양규모의 별들은 OB형별들에 비해 광도가 낮아 관측에 있어 어려움이 많다. 태양규모의 전주계열성은 보통 황소자리 T형별(T Tauri Star)이라고 부른다. 또한, 황소자리 T형별의 기형적인 것으로써 벌거벗은 황소자리 T형별(Naked T Tauri Star)이 있는데 이는 회전 원반의 물질이 부족한 경우의 원시성이 존재하는 경우를 지칭하는 용어이다. 보통 벌거벗은 황소자리 T형별은 원시성을 둘러싼 회전 원반의 물질이 부조하기 때문에 보다 원시성 그대로의 모습을 잘 관측할 수 있다. 이를 테면, 채층의 활동, 자기장의 변화, X선의 밝기 변화 등이 보통의 황소자리 T형별에 비해 뚜렷하다.

키워드

성간물질,   성간티끌,   성간기체,   방출성운,   금지선,   행성상 성운,   황소자리 T형별,   중량급 항성의 탄생,   분자 메이저,   천체물리학서론