별의 형성

Star formation
아퀼라의 W51 성운 - 은하수에서 가장 큰 별 공장 중 하나 (2020년 8월 25일)

의 형성은 " 육아실" 또는 "별 형성 영역"이라고도 불리는 성간 구름 내의 밀도 높은 영역이 붕괴되어 [1]별을 형성하는 과정입니다.천문학의 한 분야로서, 항성 형성 과정에서의 전조로서 성간 매체(ISM)와 거대 분자 구름(GMC)에 대한 연구와 원시성과 젊은 항성 물체에 대한 연구가 바로 그 산물로 포함됩니다.그것은 천문학의 다른 분야인 행성 형성과 밀접한 관련이 있다.단일 별의 형성에 대한 설명뿐만 아니라 항성 형성 이론도 쌍성 통계초기 질량 함수를 설명해야 한다.대부분의 별들은 고립된 상태로 형성되지 않고 성단 또는 [2]성협이라고 불리는 별 그룹의 일부로 형성됩니다.

별의 육아실

성간 구름

은하수와 같은 나선은하는 별, 의 잔해, 가스와 먼지로 이루어진 확산성간매질(ISM)을 포함합니다.성간 매질은 cm당3 10에서6 10개의 입자로−4 구성되며, 일반적으로 질량 기준 약 70%의 수소로 구성되어 있으며, 나머지 가스 대부분은 헬륨으로 구성되어 있습니다.이 매질은 헬륨의 융합을 통해 생성 및 방출된 미량의 무거운 원소들로 인해 화학적으로 농축되었습니다. 헬륨은 주계열 수명을 다했습니다.성간 매질의 고밀도 영역은 별 형성이 [4]일어나는 구름, 즉 확산 [3]성운을 형성합니다.나선은하와는 대조적으로, 타원은하는 약 10억 년 이내에 성간 매체의 차가운 성분을 잃게 되는데, 이는 다른 [5]은하와의 합병을 통해서만 은하가 확산성운을 형성하는 것을 방해합니다.

별이 생성되는 조밀한 성운에서 수소의 대부분은 분자(H) 형태이기2 때문에 이러한 성운은 분자 [4]구름이라고 불립니다.허셜 우주 관측소는 필라멘트가 분자 구름 어디에나 존재한다는 것을 밝혀냈다.항성 형성 과정의 중심인 고밀도 분자 필라멘트는 중력에 의해 결합되는 중심핵으로 조각날 것이며, 그 중 대부분은 별들로 진화할 것입니다.가스, 기하학적 굽힘 및 자기장의 지속적인 부착은 필라멘트의 세부적인 조각화 방식을 제어할 수 있습니다.초임계 필라멘트에서 관찰한 결과 필라멘트 내부 폭과 동등한 간격을 가진 고밀도 코어의 준주기적 사슬이 밝혀졌으며, 유출이 있는 내장된 프로토스타가 포함된다.[6] 관측 결과, 가장 차가운 구름은 낮은 질량의 별들을 형성하는 경향이 있는데, 처음에는 구름 내부의 적외선에서 관측되었다가 구름이 소멸될 때 표면에서 가시광선으로 관측되고, 반면에 일반적으로 따뜻한 거대한 분자 구름은 모든 [7]질량의 별들을 만들어냅니다.이러한 거대 분자 구름은 cm당3 100개의 입자 밀도, 100광년(9.514×10km), 최대 6백만 M[8]태양 질량의 질량() 및 평균 실내 온도는 10K입니다.은하계 ISM의 총 질량의 약 절반이 분자[9] 구름에서 발견되고 은하수에는 각각 100,000개 이상의 분자 구름이 약 6,000개 있습니다.M질량이 큰 별이 형성되는 태양에서 가장 가까운 성운은 1,300년(1.2×10km16)[11] 떨어진 오리온 성운입니다.[10]그러나 낮은 질량의 별 형성은 약 400~450광년 떨어진 오피우치 구름 [12]복합체에서 일어나고 있다.

별이 형성되는 보다 콤팩트한 장소는 천문학자 바트 보크의 이름을 딴 보크 구형으로 알려진 조밀한 가스와 먼지로 이루어진 불투명한 구름이다.이것들은 붕괴하는 분자 구름과 관련되거나 어쩌면 독립적으로 [13]형성될 수 있습니다.Bok 구상체는 일반적으로 지름 1광년까지이며 태양 [14]질량이 몇 개 포함되어 있습니다.이들은 밝은 발광 성운이나 배경별에 대해 어두운 구름이 실루엣을 나타내면서 관찰될 수 있습니다.알려진 Bok 구상체의 절반 이상이 새롭게 형성되는 [15]별들을 포함하고 있는 것으로 밝혀졌다.

초기 [16]우주의 은하 집합체.

구름의 붕괴

가스 압력의 운동 에너지가 내부 중력잠재적 에너지와 균형을 이루는 한 가스 성간 구름은 정수적 평형을 유지할 것입니다.수학적으로 이것은 균형을 유지하기 위해 중력 퍼텐셜 에너지가 내부 열 [17]에너지의 두 배와 같아야 한다는 바이럴 정리를 사용하여 표현됩니다.만약 구름이 그것을 지탱하기에 가스 압력이 부족할 정도로 충분히 크다면, 그 구름은 중력 붕괴를 겪을 것이다.구름이 이러한 붕괴를 겪게 되는 질량을 청바지 질량이라고 합니다.청바지 질량은 구름의 온도와 밀도에 따라 다르지만, 일반적으로 태양 [4]질량의 수천에서 수만 개입니다.구름이 붕괴하는 동안 수십에서 수만 개의 별이 동시에 형성되는데, 이는 소위 임베디드 성단에서 관찰할 수 있습니다.중심 붕괴의 최종 산물은 [18]산개 성단이다.

오리온 성운 복합체에 대한 ALMA 관측은 별이 [19]탄생할 때의 폭발에 대한 통찰력을 제공합니다.

의 형성이 촉발되면 분자 구름을 압축하여 중력 붕괴를 일으키는 여러 사건 중 하나가 발생할 수 있습니다.분자 구름은 서로 충돌하거나 근처의 초신성 폭발이 촉발되어 충격을 받은 물질을 매우 빠른 [4]속도로 구름 속으로 보낼 수 있습니다.(그 결과로 생긴 새로운 별들은 곧 초신성을 만들어 내고, 스스로 전파하는 별 형성을 만들어 낼 수도 있습니다.)또는 은하 충돌은 각 은하의 가스 구름이 조석력[20]의해 압축되고 교반될 때 거대한 별 형성 폭발을 일으킬 수 있습니다.후자의 메커니즘은 구상성단[21]형성하는 원인이 될 수 있습니다.

은하 중심부에 있는 초대질량 블랙홀은 은하핵에서 별의 형성 속도를 조절하는 역할을 할 수 있습니다.유입되는 물질이 있는 블랙홀은 시준된 상대론적 제트를 통해 강한 바람을 내뿜으며 활동할 수 있습니다.이것은 더 이상의 별의 형성을 제한할 수 있다.광속에 가까운 속도로 전파를 방출하는 거대한 블랙홀은 또한 노화된 [22]은하에서 새로운 별의 형성을 방해할 수 있습니다.하지만 제트기 주변의 전파 방출도 별의 형성을 촉발할 수 있다.마찬가지로, 약한 제트는 [23]구름과 충돌할 때 별의 형성을 촉발할 수 있습니다.

왜소은하 ESO 553-46은 우리 [24]은하에 가장 가까운 1000개 정도의 은하 중 가장 높은 별 형성 속도를 가지고 있습니다.

붕괴하면서, 분자 구름은 파편이 별의 질량에 도달할 때까지 계층적인 방식으로 점점 더 작은 조각으로 쪼개집니다.이 조각들 각각에서, 붕괴된 가스는 중력 위치 에너지의 방출에 의해 얻은 에너지를 방사한다.밀도가 높아지면 파편이 불투명해지고 에너지를 방출하는 효율이 떨어집니다.이것은 구름의 온도를 높이고 더 이상의 분해를 억제합니다.그 조각들은 이제 별의 배아 [25]역할을 하는 회전하는 가스 구체로 응축된다.

붕괴하는 구름의 이 그림을 복잡하게 만드는 것은 난류, 거시적 흐름, 회전, 자기장 및 구름 형상의 영향입니다.회전과 자기장 모두 [26][27]구름의 붕괴를 방해할 수 있습니다.난류는 구름의 분해를 일으키는 데 중요한 역할을 하며, 가장 작은 규모로 붕괴를 [28]촉진합니다.

프로토스타

대마젤란 성운의 LH 95 별 육아실.

원시성운은 중력 결합 에너지가 제거되는 한 계속 붕괴될 것이다.이 과잉 에너지는 주로 방사선을 통해 손실됩니다.그러나 붕괴되는 구름은 결국 자체 방사선에 불투명해지기 때문에 다른 방법을 통해 에너지를 제거해야 한다.구름 안의 먼지는 60-100 K의 온도로 가열되고, 이 입자들은 구름이 투명한 원적외선 파장에서 방사된다.따라서 먼지는 [29]구름의 붕괴를 더 부추깁니다.

붕괴하는 동안, 구름의 밀도가 중앙을 향해 증가하며, 따라서 중앙 영역이 광학적으로 먼저 불투명해집니다.이것은 밀도가 약 10g−13/cm일3 때 발생합니다.첫 번째 정수압 코어라고 불리는 코어 영역은 붕괴가 본질적으로 멈추는 곳에서 형성됩니다.그것은 바이럴 정리에 의해 결정되는 온도 상승을 계속한다.이 불투명한 영역으로 떨어지는 가스는 그것과 충돌하여 핵을 [30]더욱 가열하는 충격파를 생성합니다.

분자 구름 세페우스 B의 젊은 별들을 보여주는 합성 이미지.

코어 온도가 약 2000 K에 이르면, 열에너지는 H [30]분자를 분리한다2.이것은 수소 원자와 헬륨 원자의 이온화에 이은 것이다.이러한 과정은 수축의 에너지를 흡수하여 자유낙하 [31]속도에서 붕괴 주기에 버금가는 시간 척도로 지속할 수 있도록 합니다.유입 물질의 밀도가 약 10g−8/cm에3 도달한 후, 그 물질은 원시성에서 방사된 에너지가 빠져나갈 수 있을 정도로 투명합니다.원시성 내부의 대류와 외부로부터의 방사선의 조합으로 별은 [30]더 수축할 수 있습니다.이것은 내부 압력이 더 이상의 중력 붕괴에 대항할 수 있을 만큼 충분히 뜨거워질 때까지 계속됩니다. 즉, 정압 평형이라고 불리는 상태입니다.이 부착 단계가 거의 완료되면 그 결과 생성된 물체를 [4]프로토스타라고 합니다.

N11은 우리 이웃 은하인 대마젤란 구름 안에 있는 가스 구름과 성단의 복잡한 네트워크의 일부입니다.

원시성에 대한 물질의 강착은 새로 형성된 별주위 원반에서 부분적으로 계속됩니다.밀도와 온도가 충분히 높으면 중수소의 융접이 시작되고, 결과 방사선의 외부 압력이 붕괴를 느리게 합니다(그러나 멈추지는 않습니다).구름을 구성하는 물질은 계속해서 원시성 위로 "비"를 내립니다.이 단계에서 양극성 제트는 허빅(Herbig)이라고 불립니다.Haro 오브젝트이는 유입되는 물질의 과도한 각운동량을 방출하여 별이 계속 형성되도록 하는 수단일 것입니다.

별 형성 부위 루푸스 3.[32]

주변 가스와 먼지 외피가 분산되고 부착 과정이 멈추면 이 별은 주계열 전 별(PMS 별)로 간주됩니다.이러한 물체의 에너지원은 주계열성에서의 수소 연소와는 반대로 중력 수축입니다.PMS 별은 헤르츠스프룽-러셀([33]H–R) 다이어그램에서 하야시 궤도를 따라갑니다.수축은 하야시 한계에 도달할 때까지 진행되며, 이후 켈빈에서 수축이 계속된다.헬름홀츠 타임스케일은 온도가 안정된 상태로 유지됩니다.0.5 미만의 별M 그 후 메인 시퀀스에 합류합니다.보다 질량이 큰 PMS별의 경우, 하야시 궤도의 끝에서 헤니이 [34]궤적을 따라 거의 정역학적 평형으로 서서히 붕괴할 것이다.

마침내, 수소는 별의 중심에서 융합하기 시작하고, 나머지 감싸고 있는 물질들은 제거된다.이로써 원시성 단계는 종료되고 H–R 다이어그램에서 별의 주계열 단계가 시작됩니다.

이 과정의 단계는 질량이 1인 별에서 잘 정의됩니다.M 또는 그 이하입니다.질량이 큰 별에서는 별 형성 과정의 길이가 진화의 다른 시간표와 비교할 수 있을 정도로 짧으며, 그 과정이 잘 정의되어 있지 않습니다.별의 후기 진화는 별의 진화에서 연구된다.

프로토스타
PIA18928-Protostar-HOPS383-20150323.jpg
프로토스타 폭발 - HOPS 383 (2015)

관찰.

오리온 성운은 성운을 형성하는 거대하고 젊은 별에서부터 싹이 트는 별들의 고향일 수 있는 고밀도 가스 기둥에 이르기까지 항성 형성의 전형적인 예입니다.

별 형성의 핵심 요소는 광학 이외파장에서 관측해야만 사용할 수 있습니다.항성의 존재의 원형 단계는 거의 변함없이 GMC에서 남은 가스와 먼지로 이루어진 짙은 구름 안에 숨겨져 있습니다. 종종, Bok 구형으로 알려진 이 별 형성 고치들은 주변 [35]가스의 밝은 방출에 대한 실루엣으로 볼 수 있습니다.별의 생애의 초기 단계는 [36]가시광선보다 먼지를 더 쉽게 투과하는 적외선에서 볼 수 있다.따라서 Wide-field 적외선 조사 탐색기(WISE)의 관측은 수많은 은하 원성과 그 모성단[37][38]밝히는 데 특히 중요했습니다.이러한 내장형 성단의 예로는 FSR 1184, FSR 1190, Camargo 14, Camargo 74, Majaess 64, Majaess [39]98 등이 있습니다.

별 형성 영역 S106.

분자 구름의 구조와 원시성의 효과는 근적외선 소멸 지도(단위 면적당 별의 수가 셀 수 있고 하늘의 근처 제로 소멸 영역과 비교), 연속체 먼지 방출 및 CO와 다른 분자의 회전 천이에서 관찰될 수 있습니다. 마지막 두 가지는 밀리미터와 초 단위로 관찰됩니다.ubmm 범위.원시성과 초기 별로부터의 방사선은 적외선 천문학 파장에서 관측되어야 하는데, 별이 형성되고 있는 구름의 나머지 부분에 의해 야기되는 소멸은 보통 우리가 스펙트럼의 시각적인 부분에서 그것을 관측할 수 없을 만큼 크기 때문이다.이는 지구의 대기가 20 μm에서 850 μm까지 거의 불투명하고 창문이 200 μm와 450 μm로 좁기 때문에 상당한 어려움을 겪고 있다.이 범위를 벗어나더라도 대기 감산 기법을 사용해야 합니다.

NGC 2024 항성 형성 [40]영역 내의 젊은 별(보라색).

X선 관측은 젊은 별들을 연구하는데 유용한 것으로 입증되었습니다. 왜냐하면 이러한 물체들의 X선 방출은 주계열 [41]별들의 X선 방출보다 약 100~10만 배 강하기 때문입니다.황소자리 T형 별에서 나오는 X선의 최초 발견은 아인슈타인 X선 관측소[42][43]의해 이루어졌다.질량이 작은 별의 경우 X선은 자기 재접속을 통해 항성 코로나를 가열함으로써 생성되며, 질량이 큰 O형 및 초기 B형 별의 경우 X선은 항성풍의 초음속 충격을 통해 생성된다.찬드라 X선 관측소XMM-뉴턴에 의해 덮인 부드러운 X선 에너지 범위의 광자는 가스에 의한 중간 정도의 흡수만으로 성간 매질을 투과할 수 있으며, X선은 분자 구름 내의 항성 집단을 관찰하는 데 유용한 파장이 됩니다.모든 젊은 별들이 적외선을 [44]초과한 것은 아니기 때문에, 이 띠는 특히 항성 형성 영역의 별들에 대한 검열을 수행하는데 유용합니다.X선 관측 결과 오리온 성운단과 황소자리 분자 [45][46]구름에 있는 모든 항성 질량의 물체에 대해 거의 완벽한 관측 결과를 얻었습니다.

개별 별의 형성은 우리 은하에서만 직접 관찰할 수 있지만, 멀리 있는 은하에서는 독특한 스펙트럼 신호를 통해 별의 형성이 감지되었습니다.

초기 연구에 따르면 별을 형성하는 덩어리들은 젊은 은하에서 가스가 풍부한 난류성 물질의 거대하고 밀도가 높은 영역에서 시작되어 약 5억 년 정도 살며 은하 중심부로 이동하여 [47]은하 중심부를 형성할 수 있습니다.

2014년 2월 21일, NASA우주에서 다환 방향족 탄화수소(PAHs)를 추적하기 위한 대폭 업그레이드된 데이터베이스를 발표했습니다.과학자들에 따르면, 우주에 있는 탄소의 20% 이상이 생명체형성을 위한 시작 물질인 PAHs와 관련이 있을 수 있다.PAHs는 빅뱅 직후에 형성된 것으로 보이며, 우주 전체에 퍼져 있으며 새로운 별과 외부 [48]행성과 연관되어 있습니다.

2018년 2월, 천문학자들은 빅뱅 [49]이후 약 1억 8천만 년 후에 형성된 초기 별들의 간접적인 빛의 감지인 재이온화 시대의 신호가 처음으로 나타났다고 보고했다.

2019년 10월 22일 발행된 기사는 [50]먼지 구름에 가려진 125억 광년 떨어진 거대한 별 형성 은하인 3MM-1의 발견에 대해 보도했다.10.8 10 태양 질량의 질량에서, 그것은 은하수보다 [51]약 100배 높은 별의 형성 속도를 보였다.

주목할 만한 패스파인더 객체

  • MWC 349는 1978년에 처음 발견되었고, 겨우 1,000년 된 것으로 추정됩니다.
  • VLA 1623 – Class 0 프로토스타의 첫 번째 예시입니다.프로토스타의 일종으로 아직 대부분의 질량을 축적하지 않았습니다.1993년에 발견되었고 10,000년 [52]전일 가능성이 있다.
  • L1014 – 최신 망원경으로만 검출되고 있는 새로운 종류의 광원을 나타내는 매우 희미한 내장 물체.이들의 상태는 아직 결정되지 않았으며, 지금까지 발견된 것 중 가장 어린 저질량 0급 원시성일 수도 있고 심지어 매우 저질량 진화된 물체일 수도 있습니다(갈색 왜성이나 심지어 불량 [53]행성도 있습니다).
  • GCIRS 8* – 2006년 8월에 발견된 은하 중심 영역에서 가장 젊은 주계열성입니다.그것은 350만년 [54]된 것으로 추정된다.

낮은 질량과 높은 질량의 별 형성

별 형성 영역인 웨스터하우트 40과 새로운 별을 포함하는 세르펜스-아퀼라 리프트 구름 필라멘트가 이 [55][56]지역을 채웁니다.

서로 다른 질량의 별들은 약간 다른 메커니즘에 의해 형성되는 것으로 생각된다.관측에 의해 잘 뒷받침되는 저질량 별 형성 이론은 저질량 별들이 분자 구름 내의 회전 밀도 증대의 중력 붕괴에 의해 형성된다는 것을 암시합니다.위에서 설명한 바와 같이, 가스와 먼지로 이루어진 회전 구름의 붕괴는 물질이 중심 원반으로 전달되는 부착 원반을 형성하게 된다.질량이 약 8 이상인 별의 경우M그러나, 별의 형성 메커니즘은 잘 알려져 있지 않다.

질량이 큰 별들은 엄청난 양의 방사선을 방출하여 밀려오는 물질을 밀어냅니다.과거에는 이 복사 압력이 거대한 원시성에 대한 강착을 멈추고 태양 [57]질량의 수십 개 이상의 질량을 가진 별의 형성을 막을 수 있을 정도로 충분히 크다고 생각되었다.최근의 이론적 연구는 제트 생성과 유출이 거대한 원시성에서 나오는 많은 방사선이 원반을 통해 원시성으로의 [58][59]부착을 방해하지 않고 빠져나갈 수 있는 공동을 제거한다는 것을 보여준다.따라서 질량이 큰 별들은 낮은 질량의 별들이 형성되는 것과 유사한 메커니즘에 의해 형성될 수 있다는 것이 현재의 생각이다.

적어도 몇몇 거대한 원시성들은 강착 원반으로 둘러싸여 있다는 증거가 많다.거대한 별의 형성에 관한 다른 이론들도 관찰적으로 시험해 볼 필요가 있다.이 중 가장 두드러진 것은 경쟁 강착 이론으로, 이것은 거대한 원시성은 단순히 작은 국소적인 [60][61]지역으로부터가 아니라 전체 모체 분자 구름으로부터 물질을 끌어내기 위해 다른 원시성과 경쟁하는 저질량의 원시성에 의해 "씨드"된다는 것을 암시한다.

질량이 큰 별 형성에 대한 또 다른 이론은 질량이 작은 두 개 이상의 별이 합쳐져서 질량이 [62]큰 별이 형성될 수 있다는 것을 암시합니다.

「 」를 참조해 주세요.

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