초록 ▼

1. 연구제목
암흑 성간운의 물리적 상태에 관한 연구
I. 자기장의 세기와 밀도
2. 연구의 목적 및 중요성
가. 목적 : 본 연구는 성간운의 물리적 상태를 밝히려는 시도의 제1차 연구로서, 암흑 성간운의 자기장의 세기와 밀도를 구하여 이를 저밀도 성간운의 값들과 비교해 봄으로써, 항성 생성기구 (恒星生成機構)에 있어서 자기장의 밀도에 따른 증폭 과정을 규명하는데 그 목적이 있다.
나. 중요성 : 중력 수축 단계에 있는 암흑 성간운 내의 온도, 밀도 및 자기장의 세

1. 연구제목
암흑 성간운의 물리적 상태에 관한 연구
I. 자기장의 세기와 밀도
2. 연구의 목적 및 중요성
가. 목적 : 본 연구는 성간운의 물리적 상태를 밝히려는 시도의 제1차 연구로서, 암흑 성간운의 자기장의 세기와 밀도를 구하여 이를 저밀도 성간운의 값들과 비교해 봄으로써, 항성 생성기구 (恒星生成機構)에 있어서 자기장의 밀도에 따른 증폭 과정을 규명하는데 그 목적이 있다.
나. 중요성 : 중력 수축 단계에 있는 암흑 성간운 내의 온도, 밀도 및 자기장의 세기등에 관한 지식은 항성의 생성 과정을 이해하는데 가장 기본이 되는 자료다. 특히 자기장의 밀도에 따른 변화에 대한 최근 이론적 연구들이 모두 서로 다른 견해를 보이고 있음을 생각할 때, 별빛의 선형 편광 (linear polarization) 관측자료의 분석에 의한 본 연구는 매우 중요한 의미를 갖는다.
3. 연구의 내용 및 범위
가. 전파 관측이 각종 성간 분자들에 대해서 잘 되어 있어서 광범위한 연구 수행이 가능한 암흑 성간운 하나를 선택한다.
나. 선택된 성간운에 관한 문헌을 조사하여 관측 자료를 수집하고 면밀히 검토하여, 전파 관측에 의해 얻어진 밀도와 온도를 찾는다.
다. 연구원이 개발한 성간리끝 모형을 써서, 이 성간운 배후에 위치한 별들에 대한 성간 적화현상 (Interstellar Reddening) 관측 자료를 분석하여 밀도를 추산한다.
라. 또 성간 선형 편광 (Interstellar Linear polarization)관측자료를 위의 티끝 모형과 Davis-Greenstein의 티끝절렬이론을 써서 분석하여 자기장의 세기를 밝힌다.
마. 자기장 강도와 밀도의 함수관계를 구하여, 이를 다른 연구 결과들과 비교한다.
4. 연구결과
가. 적경 16시27분, 적위 -24도 34분 부근에 분포되어 있는 암흑 성간운 (Oph Molecular Cloud Complex)이 중력 수축 단계에 이른 대표적인 성간운임을 밝혔다.
나. 이 암흑 성간운 내의 수소분자 (H₂)의 평균 밀도는 700cm-³정도이고 운동온도 (Kinetic Temperature)는 약 20°K 이다. 성간 분자들 (CO, H₂CO, SO, NH₃)중 어느 분자에 관한 관측자료가 온도 추산에 직접 사용되었느냐에 따라 각기 다른 결과를 얻을 수 있다. 이러한 차이는 성간 분자의 생성과정과 에너지 준위에 따른 분포를 결정하는 들뜸기구 (Excitation Mechanism)에 대한 이론적 이해가 현재로서는 불충분하기 때문이다. 따라서 각종 전파 관측 자료를 큰 무리없이 모두 설명할 수 있는 값을 조사하여 위의 결과를 얻은 것이다.
다. 성간 티끌 모형을 써서 이 암흑 성간운에 의한 별빛의 성간약화 (Interstellar Extinction)를 분석한 결과 수소 밀도가 약 1000cm-³임을 밝혀냈다. 이는 전파관측 결과와 잘부합한다고 하겠다. 또 같은 모형으로 성화적화계수 (Total to Selective Extinction Ratio; R=A(sub)v/E(B-V) ) 관측자료를 분석하여 이 암흑 성간운 내의 티끌들이 저밀도 성간운의 것들 보다 그 반경이 약 20% 정도 더 크다는 사실도 밝혔다.
라. 앞에서 밝힌 밀도, 온도, 티끌의 크기를 써서, 성간 선형 편광 (Interstellar Linear Polarization) 관측 자료를 분석하여 추산한 자기장의 세기는 30내지 50마이크로 가우스 (30-50 Causs) 정도였다. 이값은 자기장의 완전 동결을 가정했을때의 값, 65마이크 가우스에 밀도는 값이다. 따라서 자기장 강도의 밀도에 따른 실제 증가율이 종래에 믿어왔던 것보다 훨씬 느리다는 결론을 얻었다.
5. 연구의 계속수행 필요성
성간티끌 모형이 성간운 내부의 물리적 특성을 밝히는데 구체적으로 적용되기는 아마도 본 연구가 그 첫번째 예라고 연구원??는 성공을 거두었다는 사실 자체가 이 방향의 연구를 계속해서 수행해야 할 당위성을 제시하고 있다고 하겠다. 천문학은 그 연구의 대상을 직접 만져볼 수 없는 천체로 하는 특수성 때문에 한 대상을 연구하는데 동원 가능한 방법의 수가 극히 제한되어 있다. 이러한 관점에서 생각할때 성간 티끌 모형을 성간운 연구에 적용할 수 있었음은 의의 있는 일이다. 이 연구가 첫 시도였기에 우리는 ∫ Oph 암흑 성간운 전체를 대표한다고 생각되는 평균적인 물리 상태만을 대상으로 하여, 보다 세부적이고 그렇기 때문에 더욱 재미있고 중요한 현상들은 이번 연구에서 의도적으로 제외하였다. 따라서 이번 연구에 마땅히 뒤 따라야 할 것으로 우리는 성간운 내외 밀도가 중심에서 부터 어떻게 변해가는 가를 조사해야 할 것으로 생각한다. 이는 항성의 생성과정에서 중력 수축 단계를 어떻게 지나고 있는가를 이해하는데 관건이 되는 일이다. 사실, 이 연구의 애초 계획으로는 성간운 내의 밀도 분포도 사진측광술과 Star-count 방법으로 구하려 했다. 그리고 그 일부 필요한 관측과 자료도 수집하였으나 연구량이 예상외로 너무 방대하여 그대로 있는 형편이다. 특히 이러한 연구는 현재 우리가 소백산 천문대에 갖고 있는 망원경과 사진 시설을 유효 적절히 활용할 수 있는 일이어서 계속 최적의 계속 연구 과제라고 생각한다.

Abstract ▼

On the basis of the core-mantle model of interstellar grains, we have analyzed various optical observations of stars behind or inside the Rho Oph molecular cloud complex. Inter pretations given to large extinction measures of these stars yield hydrogen number density of about 500 cm-³, which is in

On the basis of the core-mantle model of interstellar grains, we have analyzed various optical observations of stars behind or inside the Rho Oph molecular cloud complex. Inter pretations given to large extinction measures of these stars yield hydrogen number density of about 500 cm-³, which is in accord with the results from radio observations of interstellar molecules in the cloud. We have shown that grains in dense parts of the complex should be bigger, by about 15% in radii, than ones in diffuse interstellar clouds. Employing the Davis-Greenstein mechnism for grain alignment with the estimated grain size, we have given constraints on the exponent x in the field-density relation B∝n(sup)x ; 0.39 ≤ x ≤ 0.54. It is concluded that magnetic field in interstellar clouds increases much less steeply than classically assumed complete frozen-in flux.

목차 Contents

• I. Introduction...10
• II. Characteristics of Rho Ophiuchi Cloud Complex...12
• 1) Radio Characteristics...12
• a) Magnetic Field...12
• b) Number Density...13
• c) Kinetic Temperature...13
• 2) Optical Characteristics...14
• a) Observations related to Interstellar Dust...14
• b) Dust Size...14
• c) Hydrogen Number Density...15
• III. Magnetic Field Strength and Density...17
• 1) Davis-Greenstein Alignment...17
• 2) Polarization to Extinction Ratios...18
• 3) Field Strength - Density Relation...19
• IV. Discussion...22
• Acknowledgements...23
• TABLE 1...24
• References...25