프로토스타

Protostar
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별의 형성
LH 95.jpg
오브젝트 클래스
이론적 개념

원시성은 아직 모체 분자 구름으로부터 질량을 모으고 있는 매우 어린 별입니다.원시성 단계는 별의 [1]진화 과정에서 가장 이른 단계이다.질량이 작은 별(즉, 태양의 별 또는 그 이하)의 경우, 약 50만 [2]년 동안 지속됩니다.분자 구름 조각이 먼저 자기 중력의 힘으로 붕괴되고 무너지는 조각 안에서 불투명하고 압력을 지탱하는 핵이 형성될 때 단계가 시작됩니다.그것은 다가오는 가스가 고갈되면 끝나며, 주계열성 전 항성을 남깁니다. 주계열성은 나중에 헬륨을 생성하는 수소 융합이 시작되면 주계열성으로 헬륨을 생성합니다.

역사

위에서 정리한 현대 원시성의 그림은 [3]1966년 하야시 추시로(ashi橋 in郞)에 의해 처음 제시되었다.첫 번째 모델에서는 프로토스타의 크기가 크게 과대평가되었다.후속 수치 계산으로[4][5][6] 이 문제가 명확해졌고, 원시성은 같은 질량의 주계열성보다 약간 더 큰 것으로 나타났다.이 기본적인 이론적인 결과는 가장 큰 주계열성들도 적당한 크기라는 것을 발견한 관측을 통해 확인되었습니다.

원시 항성 진화

아기 별 CARMA-7과 그 제트는 지구에서 약 1400광년 떨어진 남쪽 뱀자리 [7]성단 안에 있다.
주요 기사:별의 형성

별의 형성은 밀도가 높은 [8]중심핵이라고 불리는 비교적 작은 분자 구름에서 시작됩니다.각각의 고밀도 코어는 처음에는 물체를 압축하는 경향이 있는 자기중력과 팽창하는 경향이 있는 기체압력과 자기압력 사이에서 균형을 이루고 있습니다.고밀도 핵이 더 크고 주변 구름으로부터 질량을 축적함에 따라 자기 중력이 압력을 압도하기 시작하고 붕괴가 시작됩니다.처음에는 가스 압력으로만 지탱되는 이상적인 구형 구름의 이론적 모델링은 붕괴 과정이 내부에서 [9]외부로 확산된다는 것을 나타냅니다.아직 별을 포함하지 않은 고밀도 중심핵의 분광학적 관찰은 수축이 실제로 발생한다는 것을 보여준다.그러나 지금까지 붕괴 지역의 예상되는 외부 확산은 [10]관찰되지 않았다.

밀도가 높은 중심핵의 중심을 향해 붕괴하는 가스는 먼저 저질량의 원시별을 형성하고 그 다음에 그 물체를 도는 원시 행성계 원반을 형성합니다.붕괴가 계속됨에 따라, 별이 아닌 원반에 영향을 미치는 가스량이 증가하여 각운동량 보존의 결과입니다.디스크 내의 물질이 어떻게 프로토스타 안쪽으로 나선을 그리는지에 대해서는 이론적으로 많은 노력을 기울였지만 아직 파악되지 않았습니다.이 문제는 천체물리학에서 많은 역할을 하는 강착 원반 이론의 더 큰 이슈를 설명한다.

HBC 1은 젊은 주계열성입니다.[11]

세부사항과 상관없이, 원시성의 외부 표면은 디스크의 안쪽 가장자리에서 떨어진 충격 가스로 적어도 부분적으로 구성되어 있습니다.따라서 표면은 주계열성이나 주계열성의 상대적으로 대기 상태의 광구와는 매우 다릅니다.원시성은 내부 깊은 곳에서 일반 별보다 온도가 낮습니다.그 중심에서 수소-1은 아직 스스로 융합하지 않고 있다.하지만 이론상으로는 수소 동위원소인 중수소(수소-2)가 수소-1과 융합해 헬륨-3를 만들 것으로 예측된다.이 핵융합 반응의 열은 원시성을 팽창시키는 경향이 있으며, 따라서 관측된 가장 어린 [12]주계열성들의 크기를 결정하는 데 도움이 됩니다.

일반 별에서 발생하는 에너지는 중심에서 일어나는 핵융합에서 나온다.원시성은 또한 에너지를 발생시키지만, 그것은 그것의 표면과 주변 원반 표면에서의 충격으로 방출되는 방사선에서 나온다.이렇게 생성된 방사선은 주변의 밀도가 높은 중심핵에 있는 성간 먼지를 통과해야 합니다.먼지는 충돌하는 모든 광자를 흡수하고 더 긴 파장으로 재방사한다.따라서 원시성은 광학 파장에서는 관측할 수 없으며, 더 진화한 주계열성 전 항성과 달리 헤르츠스프룽-러셀 도표에도 넣을 수 없다.

원시성에서 방출되는 실제 방사선은 적외선과 밀리미터로 예측된다.이러한 긴 파장 방사선의 점 같은 선원은 분자 구름에 의해 가려진 영역에서 흔히 볼 수 있다.일반적으로 Class 0 또는 Class I 선원으로 분류되는 선원은 프로토스타라고 [13][14]알려져 있습니다.그러나 이 식별에 대한 결정적인 증거는 아직 없다.

관측된 젊은 별 등급

관측 분류에 대한 자세한 내용은 젊은 항성 천체를 참조하십시오.
학급 피크 방출 기간(년)
0 서브밀리미터 10개4
I 멀리 떨어진 10개5
II 근일점 10개6
III 눈에 보이는 10개7[15]

갤러리

원시성 오리온자리 V1647과 그 X선 방출(2004)에 대한 비디오.
프로토스타 폭발 - HOPS 383 (2015)
Herbig-Haro 46/47의 프로토스타.
Bok 구상(아티스트 이미지) 안에 있는 프로토스타.
두 개의 거대한 별과 원시성으로 구성된 젊은 별 IRS2 주위에 있는 RCW 38 성단입니다.

「 」를 참조해 주세요.

Wikimedia Commons에는 Protostar 관련 미디어가 있습니다.

메모들

  1. ^ Stahler, S. W. & Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 3-527-40559-3.
  2. ^ Dunham, M. M.; et al. (2014). The Evolution of Protostars in Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. arXiv:1401.1809. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009. ISBN 9780816598762. S2CID 89604015.
  3. ^ Hayashi, Chushiro (1966). "The Evolution of Protostars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 4: 171–192. Bibcode:1966ARA&A...4..171H. doi:10.1146/annurev.aa.04.090166.001131.
  4. ^ Larson, R. B. (1969). "Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Protostar". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 145 (3): 271–295. Bibcode:1969MNRAS.145..271L. doi:10.1093/mnras/145.3.271.
  5. ^ Winkler, K.-H. A. & Newman, M. J. (1980). "Formation of Solar-Type Stars in Spherical Symmetry: I. The Key Role of the Accretion Shock". Astrophysical Journal. 236: 201. Bibcode:1980ApJ...236..201W. doi:10.1086/157734.
  6. ^ Stahler, S. W., Shu, F. H., and Taam, R. E. (1980). "The Evolution of Protostars: I. Global Formulation and Results". Astrophysical Journal. 241: 637. Bibcode:1980ApJ...241..637S. doi:10.1086/158377.{{cite journal}}: CS1 maint: 여러 이름: 작성자 목록(링크)
  7. ^ "Infant Star's First Steps". Retrieved 10 November 2015.
  8. ^ Myers, P. C. & Benson, P. J. (1983). "Dense Cores in Dark Clouds: II. NH3 Observation and Star Formation". Astrophysical Journal. 266: 309. Bibcode:1983ApJ...266..309M. doi:10.1086/160780.
  9. ^ Shu, F. H. (1977). "Self-Similar Collapse of Isothermal Spheres and Star Formation". Astrophysical Journal. 214: 488. Bibcode:1977ApJ...214..488S. doi:10.1086/155274.
  10. ^ Evans, N. J., Lee, J.-E., Rawlings, J. M. C., and Choi, M. (2005). "B335 - A Laboratory for Astrochemistry in a Collapsing Cloud". Astrophysical Journal. 626 (2): 919–932. arXiv:astro-ph/0503459. Bibcode:2005ApJ...626..919E. doi:10.1086/430295. S2CID 16270619.{{cite journal}}: CS1 maint: 여러 이름: 작성자 목록(링크)
  11. ^ "A diamond in the dust". Retrieved 16 February 2016.
  12. ^ Stahler, S. W. (1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". Astrophysical Journal. 332: 804. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
  13. ^ Adams, F. C., Lada, C. J., and Shu, F. H. (1987). "The Spectral Evolution of Young Stellar Objects". Astrophysical Journal. 312: 788. Bibcode:1987ApJ...312..788A. doi:10.1086/164924. hdl:2060/19870005633.{{cite journal}}: CS1 maint: 여러 이름: 작성자 목록(링크)
  14. ^ Andre, P, Ward-Thompson, D. and Barsony, M. (1993). "Submillimeter Continuum Observations of rho Ophiuchi A: The Candidate Protostar VLA 1623 and Prestellar Clumps". Astrophysical Journal. 406: 122. Bibcode:1993ApJ...406..122A. doi:10.1086/172425.{{cite journal}}: CS1 maint: 여러 이름: 작성자 목록(링크)
  15. ^ "IMPRS" (PDF). www.solar-system-school.de.

레퍼런스

외부 링크