전주계열성

Pre-main-sequence star
별의 형성
LH 95.jpg
오브젝트 클래스
이론적 개념

전주계열성(PMS 별 및 PMS 천체라고도 함)은 주계열성에 아직 도달하지 않은 단계에 있는 별입니다.그 생명체의 초기 단계에서, 그 물체는 성간 먼지와 가스로 이루어진 주변 외피에서 질량을 얻음으로써 성장하는 원시성입니다.원시성이 이 외피를 날려버리면 광학적으로 볼 수 있으며 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램의 항성 탄생선에 나타납니다.이 시점에서 이 별은 질량의 거의 전부를 획득했지만 아직 수소 연소(즉, 수소의 핵융합)를 시작하지 않았다.그 후 별은 수축하고, 내부 온도는 0세 주계열에서 수소를 태우기 시작할 때까지 상승합니다.이 수축기는 주요 시퀀스 전 [1][2][3][4]단계입니다.관측된 PMS 물체는 태양 M☉질량이 2개 미만일 경우 황소자리 T형 별()일 수도 있고, 2개에서 8개 사이일 경우 허빅 Ae/Be형 별일 수도 있다. 그러나 더 무거운 별들은 원시성처럼 너무 빨리 수축하기 때문에 주계열 전 단계가 없다.그것들이 보이기 시작했을 때, 중심부의 수소는 이미 융합되어 있고 그것들은 주계열 물체이다.

PMS 물체의 에너지원은 주계열성에서의 수소 연소와는 반대로 중력 수축이다.헤르츠스프룽-러셀 도표에서 0.5보다 큰 주계열성들M☉ 먼저 하야시 트랙을 따라 수직으로 아래로 이동한 후 헤니 트랙을 따라 왼쪽으로, 그리고 수평으로 이동한 후 마침내 메인 시퀀스에서 멈춥니다.0.5 미만인 주계열성M☉ 하야시 선로를 따라 수직으로 수축하여 진화한다.

PMS별은 표면 중력을 측정하기 위해 항성 스펙트럼을 사용하여 경험적으로 주계열성과 구별할 수 있습니다.PMS 물체는 같은 별의 질량을 가진 주계열성보다 반지름이 커서 표면 중력이 낮습니다.광학적으로 볼 수 있지만, PMS 물체는 수소 융합에 필요한 시간의 1%밖에 지속되지 않기 때문에 주계열 물체에 비해 드물다.PMS의 초기 단계에서, 대부분의 별들은 행성 형성의 장소인 별주위 원반을 가지고 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Richard B. Larson (10 September 2003). "The physics of star formation" (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1669–1673. arXiv:astro-ph/0306595. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. S2CID 18104309.
  2. ^ Neil F. Comins; William J. Kaufmann III (2011). Discovering the Universe. p. 350. ISBN 978-1-4292-5520-2.
  3. ^ Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University Press. p. 119. ISBN 978-1-107-62746-8.
  4. ^ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40559-6.