성간물질과 별의 탄생에 대한 레포트

소개글

성간물질과 별의 탄생에 대한 레포트에 대한 보고서 자료입니다.

목차

1. 성간티끌과 성간소광
2. 성간편광
3. 반사성운과 메커니즘
4. 성간티끌의 모형
5. 성간기체
6. 자유-자유 천이
7. 초신성과 행성상 성운
8. 21cm 중성수소선
9. 분자선과 메이저
10. 별의 생성과 역학
11. 별의 생성과 자기속 보존의 원리
12. 분자 쌍극 분출류(BMO)
13. 중량급 항성의 탄생모형
14. 태양 규모 별들의 탄생모형

본문내용

복사로 나타난다. 보통 분자 메이저 상태에 있는 분자들은 준안정상태에 존재하는 경우가 많다. 이는 들뜸상태에서 준안정상태로 천이하는 비율이 준안정상태에서 바닥상태로 천이하는 비율이 더욱 많기 때문에 준안정상태에 많은 분자들이 존재하는 것이다. 여기서, 준안정상태와 바닥상태 사이에 존재하는 에너지 준위를 가진 복사에 의해 교란을 받을 경우, 복사의 방향에 따라 동일한 에너지를 가진 광자를 내놓게 되는데 이 과정에서 엄청난 증폭이 일어난다. 이를 분자 메이저라고 하며, 단일 주파수의 매우 강력한 복사를 유발한다.
10. 별의 생성과 역학
별은 분자운에서 생성된다. 분자운은 중력수축하면서 위치에너지가 감소한 만큼 복사에너지와 운동에너지로 변환된다. 이렇게 계속적인 중력수축이 이루어지게 되면, 중심부는 매우 고온의 상태에 도달하게 되고 핵융합반응이 일어나기 위한 온도에 도달하면 항성이 생성되면서 별의 인생을 살아가기 시작한다. 먼저, 분자운이 수축할 때, 비리얼 정리에 의해서 위치에너지는 열에너지로 전환된다.
여기서 는 운동에너지로 이는 열에너지와 같은 맥락을 갖는다. 그리고 는 Potential Energy의 약자로 위치에너지이다. 즉, 비리얼 방정식은 아래와 같이 변형시킬 수 있다.
이렇게 구한 식을 대입하면,
이므로, 여기서 이기 때문에 다시 나타내면,
의 식을 얻을 수 있다. 여기서 은 성간운의 크기이다. 그리고 이므로
여기서 위 식을 에 관하여 나타내면 아래와 같이 나타낼 수 있다.
즉, 이 식이 나타내는 바는 성간운의 크기는 온도가 높고, 밀도가 낮을수록 크다는 것이다. 하지만, 이것이 중력수축을 함으로써 항성을 형성하기 위한 조건은 아니다. 성간운의 분자들이 중력수축을 보다 원활하도록 하기 위한 조건은 밀도가 높고 온도가 낮을 때로 성간운의 크기가 클 조건과는 반대된다. 또한, 성간운이 중력수축을 하는 과정에서 입자들은 중심으로 빠르게 자유낙하를 한다. 이러한 자유낙하를 굉장히 궤도가 찌그러진 타원궤도운동으로 놓을 경우, 아래와 같은 식을 세울 수 있을 것이다.
여기서, 궤도를 한 바퀴 걸리는 시간은 입자가 중심부로 떨어지는 시간의 두 배이므로 이므로 식을 정리하면
과 같은 식을 얻을 수 있다. 이 식이 의미하는 바는 성간운의 밀도가 커질수록 낙하하는데 걸리는 시간이 빨라짐을 의미한다. 즉, 성간운의 밀도가 커질수록 중력수축에 걸리는 시간이 짧아진다는 것이다.
11. 별의 생성과 자기속 보존의 원리
성간운은 회전하면서 각운동량이 보존된다. 즉, 수축하는 성간운은 회전축에 가까워질수록 회전속도가 증가하고 이러한 과정에서 회전원반체를 형성한다. 원반방향은 중력과 원심력이 둘 다 작용하지만, 회전축 방향에는 원심력이 작용하지 않기 때문에 중력수축만 일어난다. 고로 원반방향으로 원반이 형성된다. 보통, 0.1pc의 성간매질이 있다고 가정하자. 이 경우, 평균 자기장의 세기는 정도이다. 그렇다면, 여기서 태양과 같은 별이 만들어진다고 할 때, 자기속 보존의 원리에 의해서 생성된 항성의 자기장의 세기를 구하면 아래와 같다.
하지만, 실제로 태양과 같은 별의 표면자기장은 이 정도로 높지 않다. 대략 태양과 같은 별의 평균 자기장의 세기는 정도이며 위와 같은 강한 자기장이 나타나지 않는 이유는 원반체에서 항성이 탄생할 때, 대부분의 질량을 손실하기 때문에 생성된 원시성은 성운의 질량에 수백 내지 수천분의 1밖에 되지 않기 때문이다.
12. 분자 쌍극 분출류(BMO)
젊은 항성체(YSO) 주위의 성간 분자선을 전파 관측할 경우 고속 기체(20~100km/s)가 분출하는 현상이 관측된다. 특히 오리온성운의 경우 CO분자선의 선폭 증대가 두드러지게 나타나며, 분출 기체의 총 운동에너지는 에 달한다. 이러한 분자들의 분출은 분자들의 열운동에 의한 도플러 효과만으로는 설명이 되지 않기 때문에 이외에 격렬한 운동의 근원이 되는 힘이 있다고 믿는다. 이렇게 젊은 별이 탄생하는
상황을 설명하는 이론이
BMO모형이다. BMO모형
에서는 중심부에 YSO(젊은
항성체)가 존재하며 이를
중심으로 고밀도 원반에
기체와 티끌이 회전한다.
그리고 원반에 강한 자기장
이 존재한다. 이렇게 자기
력선이 원반의 전리된 부분
과 그 주위 물질이 동결되고
YSO의 자외선 광자는 주변
의 기체를 전리시키고 이온
과 전자를 분출한다. 이렇게 방출되는 기체와 이온, 그리고 전자는 적도 방향의 원반으로 둘러싸인 부분에로는 진행이 불가능한 반면, 원반이 존재하지 않는 극지방으로 분출된다.
13. 중량급 항성의 탄생모형
중량급 항성들의 생성은 보통 거대 성간 분자운의 한쪽 끝에서 시작되어 순차적으로 일어난다. 먼저, 특정한 지점에서 OB성협이 형성되면 자외선 복사가 방출되고 주변의 분자가 해리 및 전리 된다. 여기서 전리영역이 팽창되면 이에 따른 충격파가 인접 분자운 속으로 전파되어 충격파의 직후방에 물질을 누적시킴으로써 밀도를 증가시킨다. 이렇게 밀도가 증가된 부분에서 또 다른 별들이 탄생하게 된다. 이렇게 반복적으로 OB성협이 형성되고 자외선 방출에 의해 또 다른 OB성협이 계속적으로 형성된다. 이렇게 중량급 항성의 탄생모형을 설명한다.
14. 태양 규모 별들의 탄생모형
태양 규모의 별들도 OB성협과 같이 분자운에서 탄생한다. 보통 분자운에서 생성되는 별들의 대부분은 태양보다 더욱 질량이 작은 M형이나 K형과 같은 만기형 별들이며 OB형별의 개수는 상대적으로 매우 적다. 보통 태양 규모의 별들이 탄생하는데 있어 해당 분자운의 온도는 대략 10K정도이며, 밀도는 정도이다. 그리고 분자운의 대략적인 질량은 수십~수백 정도이며 거대 분자운일 경우, 태양질량의 수천 내지 수만 배에 해당한다. 보통 태양규모의 원시성을 황소자리 T형 별(T Tauri Star)이라고 하며, 태양규모의 전주계열성의 나이는 대략 수십만 년에서 수천만 년에 해당한다. 반면, 벌거벗은 황소자리 T형별의 경우에는 회전 원반의 물질이 부족할 경우에 나타난다. 이러한 벌거벗은 황소자리 T형별에서는 원시성 채층의 활발한 활동을 관측할 수 있으며, 보다 뚜렷한 자기장의 변화와 X선 밝기의 변화를 관측할 수 있다.

키워드

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