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별주위원반

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목차

1. 개요

별주위원반은 젊은 별 주변에서 형성되는 원반으로, 별이 생성될 때 각운동량 보존에 의해 발생하는 현상이다. 이 원반은 주로 수소 기체로 이루어져 있으며, 시간이 지남에 따라 먼지와 미행성체를 형성하고, 행성으로 진화할 수 있다. 별주위원반은 쌍성계에서도 형성되며, 별의 진화 단계에 따라 구조와 구성 성분이 변화한다. 소멸 과정은 물질 소실에 의해 일어나며, 원반의 내부, 중부, 외부에서 다른 방식으로 진행된다. 별주위원반은 다양한 관측 방법을 통해 연구되며, 먼지, 기체 등 다양한 물질로 구성된다.

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별주위원반
개요
2M1207b 행성.
2M1207b 행성.
정의항성 주위의 물질 집합
특징
구성기체, 먼지, 미행성체, 소행성
발견 위치젊은 별 주변
형성과 진화원시행성계원반으로부터 행성 형성 과정에서 발생
잔해원반행성 형성 후 남은 잔해로 구성
가스원반가스 성분이 풍부한 원반
종류
원시행성계원반행성이 형성되는 초기 단계의 원반
잔해 원반행성 형성 후 남은 잔해로 이루어진 원반
가스 원반가스 성분이 풍부한 원반
연구
중요성행성계 형성과 진화 연구에 중요한 정보 제공
관측 방법전파, 적외선, 가시광선 등을 이용한 관측
주요 관측 장비허블 우주 망원경, 제임스 웹 우주 망원경
추가 정보
관련 용어외계 행성, 항성, 성운
연구 동향외계 행성 탐색 및 행성계 형성 과정 연구 활발

2. 형성

성운설에 따르면, 항성은 거대 분자운의 중력 붕괴로 탄생한다. 이때 각자의 각운동량을 보존하는 법칙에 따라, 자전하는 원시별 주변에 원시 행성계 원반이 형성된다. 이 원반은 대부분 기체 수소로 이루어져 있으며, 중심별 질량의 몇 퍼센트 정도를 차지한다. 원반의 강착률은 보통 연당 10−7 ~ 10−9 태양질량 정도이다.[70]

황소자리 T형 항성 단계에서 원반은 냉각되며, 암석과 얼음 먼지로 이루어진 미행성이 만들어진다. 원반의 질량이 충분하면 강착이 다시 강하게 일어나 원시 행성이 생겨난다. 행성 형성은 항성 형성 과정에서 자연스럽게 나타나는 현상으로, 태양과 같은 별은 보통 행성을 만드는 데 약 1억 년이 걸린다.

질량이 비교적 작은 황소자리 T형 별에서는 원반이 흔하게 존재하지만, 질량이 큰 허빅 Ae/Be형 별의 경우, 중심별의 복사압 때문에 원반 형성이 어려울 것으로 예상되었다. 그러나 최근 연구에 따르면, 허빅 Ae/Be형 별에서도 별 주위 원반이 형성될 수 있다는 증거가 이론 및 관측을 통해 제시되었고, 직접 검출도 이루어졌다. 더 나아가 질량이 큰 젊은 별에서도 원반의 존재를 보여주는 결과들이 나오고 있다.

2. 1. 원시 행성계 원반

성운설에 따르면, 젊은 별(원시별)은 거대 분자운의 물질이 중력 붕괴하며 형성된다. 이때 떨어지는 물질은 각자의 각운동량을 보존하여, 자전하는 원시별 주변에 원시 행성계 원반을 형성한다. 이 원반은 중심별 질량의 몇 퍼센트 정도이며, 대부분은 기체 수소로 이루어져 있다. 원반의 강착률은 보통 연당 10−7 ~ 10−9 태양질량이다.[70]

중심별이 황소자리 T형 항성 단계로 접어들면서 원반은 냉각되고, 암석과 얼음으로 이루어진 먼지가 생겨나 미행성을 만든다. 원반의 질량이 충분히 크면 강착이 다시 강하게 일어나 원시 행성이 생겨난다. 행성 형성은 항성이 만들어지면서 일어나는 자연스러운 현상으로 여겨진다. 태양 정도의 별은 보통 행성을 만드는 데 1억 년가량 걸린다.

2. 2. 쌍성계에서의 형성

쌍성계로 낙하하는 기체는 각운동량을 가지고 있는 한, 별주위원반을 형성할 수 있다.[72] 각운동량이 증가함에 따라 다음과 같은 원반들이 형성된다.

  • 주성주위원반(Circumprimary disc영어)은 쌍성계의 주성(더 무거운 별) 주변에 형성되는 원반이다.[72] 기체가 각운동량을 가지고 있기만 하면 형성될 수 있다.[72]
  • 동반성주위원반(Circumsecondary disc영어)은 쌍성계의 동반성(더 가벼운 별) 주변에 형성되는 원반이다. 기체가 갖고 있는 각운동량이 충분히 커야만 형성되며, 필요한 각운동량은 주성과 동반성의 질량비에 따라 달라진다.
  • 쌍성주위원반(Circumbinary disc영어)은 쌍성계의 두 별 모두를 아우르는 원반으로, 주성주위원반과 동반성주위원반보다 나중에 형성된다. 황소자리 GG가 쌍성주위원반의 한 예시이다.[74] 쌍성주위원반의 질량은 최대 이며,[73] 이보다 질량이 크면 쌍성계의 두 별이 기체를 끌어당겨 주성주위원반이나 동반성주위원반으로 흡수한다.[72]


쌍성계에서 별주위원반이 형성되면, 두 쌍성이 가하는 돌림힘의 차이로 인해 원반 내에 나선형 밀도파가 생기게 된다.[72] 대부분의 원반은 쌍성의 공전면과 평행하게 형성되지만, 바딘-페터슨 효과,[75] 비정렬된 쌍극자 자기장,[76] 복사압[77] 등의 영향으로 인해 처음에는 평탄했던 원반이 뒤틀리거나 기울어질 수도 있다.

3. 진화

별주위원반은 구조와 구성 성분이 바뀌면서 진화한다. 진화 과정에서 미세한 입자가 서로 뭉쳐 미행성이 되었다가 태양계처럼 행성계를 만들기도 한다.[82]



별 주위 원반은 진화 과정에서 구조와 주요 구성이 시기별로 달라진다. 원반이 주로 마이크론 미만의 입자로 구성된 단계, 이러한 입자가 더 큰 물체로 진화하는 단계, 더 큰 물체가 미행성체로 뭉쳐지는 단계, 그리고 미행성체가 태양계와 같은 행성계로 성장하고 궤도를 진화하는 단계가 이에 해당한다.

그을음과 서리 선으로 구분된 원시 행성계 원반의 주요 영역에 대한 간단한 개요를 제공하는 아티스트의 삽화


별이 주계열 단계로 진화하면, 별 주위 원반은 주로 광증발에 의해 서서히 소멸한다. 이 단계에서 별 주위 원반은 보통 전이 원반이다. 그 후, 작은 입자의 대부분이 포인팅-로버트슨 효과나 복사압 등에 의해 손실된 후, 남은 잔해 원반에는 천체의 충돌로 먼지가 공급된다.

주계열 단계에서는 원시 행성계 원반에서 진화한 것과는 다른 종류의 별 주위 원반도 알려져 있다. 예를 들어, Be별 주위에 있는 원반이 있는데, 형성 메커니즘은 아직 밝혀지지 않았다.

주계열성 이후 단계의 항성 주변에서 관측되는 별 주위 물질은 중심별로부터의 질량 방출에 의해 발생한다. 별 주위 물질은 구형 대칭 껍질에서 원반 모양의 축대칭 구조까지 다양한 형태를 보인다. 점근 거성 별 주위 물질의 구조는 큰 규모에서 보면 구형에 가깝지만, 더 진화하여 행성상성운이 되면, 대부분 회전 타원체나 쌍극류 등 축대칭 형태를 나타낸다. 그 사이의 진화 단계인 점근 거성 분지(AGB) 이후의 항성은 별 주위 원반을 가질 것으로 오랫동안 예상되어 왔으며, 최근 그 직접적인 증거가 발견되고 있다.

간섭계에 의한 고공간 분해능 관측 결과, 내경 10AU 정도의 규모에서 별 주위 원반을 나타내는 결과가 AGB 이후의 항성 주위에서 검출되었다. 진화 말기 단계의 항성에서 보이는 원반 모양 구조나 쌍극 구조는 쌍성계와 관련이 있다고 생각되며, ほ座V390星(IRAS 08544-4431)의 경우도 쌍성계이다.

진화한 대질량별에서는 구형 대칭이 아닌 별 주위 구조가 다수 검출되었지만, 원반임을 나타내는 직접적인 증거는 발견되지 않았다. 간접적인 증거로부터, 별 주위 원반이 있을 가능성이 높은 것은 B[e]星이며, 감마선 폭발의 전구 천체로도 생각되는 고속 자전으로 적도상에 물질 축적이 촉진될 것이라고 생각된다.

별 주위 원반은 구조와 주성분이 진화하면서 몇 가지 단계로 분류된다. 한 가지 분류 방법은 원반을 구성하는 주성분인 먼지 등의 입자 크기에 따라 판별하는 것이다. 구체적으로는 1μm 이하의 미세 입자가 주성분인 단계, 미세 입자가 성장하여 더 큰 입자가 된 단계, 그것이 더욱 밀집하여 미행성체가 된 단계, 미행성체가 더욱 성장하여 행성계가 형성된 단계로 나뉜다.

태양계 내에서는 소행성 충돌이나 혜성의 기화로 생긴 황도면 먼지 또는 행성간 먼지를 지상에서 황도광으로 볼 수 있다.

원시 행성계 원반에서 잔해 원반으로 진화하는 동안 원반 외주에서 밀리미터 크기의 먼지 입자가 감소하고, 원반 내주에서 고온의 먼지가 증가하며, 가스가 소실되고, 미행성과 관련된 것으로 보이는 먼지 고리가 출현하는 현상 등이 관측되는 경우가 있다.

3. 1. 주요 진화 단계

원시 행성계 원반은 많은 원시 물질(기체와 먼지)을 가지고 있으며 행성을 형성할 수 있을 정도로 질량이 큰 단계이다.[83] 이 단계에서는 대량의 원시 물질(가스 및 먼지)이 존재하며, 원반은 행성을 형성할 잠재력이 있을 정도로 질량이 크다.[16]

전이 원반(Transition disc)은 원시 행성계 원반이 먼지 원반으로 변할 때 거쳐가는 단계로, 원반의 크기가 크게 감소한다.[83] 이 단계에서 원반은 가스와 먼지의 존재가 현저히 감소하며 원시 행성계 원반과 파편 원반 사이의 특성을 나타낸다.[16]

먼지 원반은 별주위원반이 옅은 먼지 원반으로 변해, 기체가 없어지는 정도까지 간다. 먼지의 수명이 원반의 나이보다 작기 때문에, 먼지 원반은 처음부터 존재했던 것이 아니라 추후 생성된 것으로 여겨진다.[83] 이 단계에서 별 주위 원반은 희미한 먼지 원반이며, 가스량이 적거나 심지어 가스가 전혀 없다.[16]

3. 2. 태양계의 별주위원반



태양계 내에도 다양한 별주위원반의 흔적이 남아있다.

3. 3. 쌍성계 별주위원반의 특징

쌍성계의 별주위원반은 형성될 때 두 별의 중력 영향으로 나선 밀도파가 발생한다.[72] 원반 대부분은 쌍성이 공전하는 면과 평행하게 만들어지지만, 바딘-페터슨 효과,[75] 정렬되지 않은 쌍극자 자기장,[76] 복사압[77] 때문에 처음에는 평평했던 원반이 뒤틀리거나 기울어질 수 있다.

기울어진 원반의 예로는 Her X-1, SMC X-1, SS 433 등이 있으며, 이들은 엑스선이 50~200일 주기로 막히는 현상을 보인다. 이 주기는 쌍성의 공전 주기(약 1일)보다 훨씬 길다.[78] 엑스선이 막히는 현상은 주성주위원반이나 동반성주위원반이 세차 운동을 하여 나선형 밀도파가 생기기 때문에 발생하는 것으로 추정된다.

별주위원반이 기울어졌는지는 별주위원반의 일그러진 모양, 원시별 제트의 세차 운동, 행성의 기울어진 궤도를 통해 추정할 수 있다.[73] 주성과 동반성 사이의 질량비가 작은 쌍성계에서는 원반이 몇 년 주기로 강한 세차 운동을 하고, 질량비가 1:1인 경우에는 돌림힘의 차이가 커서 원반이 두 개 이상으로 찢어지기도 한다.[73]

2020년 ALMA 자료를 이용한 연구에서는 주기가 짧은 쌍성 주변의 원반은 쌍성의 궤도와 정렬되지만, 주기가 길어질수록 궤도와 정렬되지 않는 경향이 커진다는 사실이 밝혀졌다.[79]

4. 소멸

별주위원반은 주로 물질 소실로 인해 소멸한다. 중심별의 질량과 원반에서의 물질 소실을 관측하여 별주위원반의 진화 단계를 파악할 수 있다. 예를 들어, 전이 원반에서의 물질 소실을 관측하여 별주위원반의 평균 수명이 약 1000만 년임을 밝혀냈다.[85][86]

별주위원반의 해체 과정을 설명하기 위한 여러 이론이 제기되었지만, 각 단계에서의 물질 소실 과정과 기간은 정확히 알려져 있지 않다. 대표적인 가설로는 먼지 크기 증가로 인한 투명도 감소,[87] 중심별의 항성풍에 의한 물질 광증발,[88] 거대 행성 형성으로 인한 역학적 영향[89] 등이 있다.

4. 1. 소멸 과정

원반 물질의 소실은 원반의 위치에 따라 다르게 일어난다. 크게 내부, 중부, 외부로 나눌 수 있다.[90]

  • '''내부 원반 소실''': 원반의 내부(< 0.05 - 0.1 AU)에서 일어난다. 별에 가장 가깝기 때문에 온도가 높아 근적외선을 방출한다. 경험적으로 원반 안쪽에서 일어나는 강착과 별의 물질 방출 간에는 관계가 있다.
  • '''중부 원반 소실''': 원반의 중부(1~5 AU)에서 일어나며, 내부보다 물질의 온도가 더 낮아 파장이 더 긴 중적외선을 방출하여 검출이 어렵다. 지속 기간 추정치는 1000만 ~ 1억 년 사이로 범위가 넓다.
  • '''외부 원반 소실''': 50 ~ 100 AU 지역에서 일어나며, 온도가 매우 낮아 방출선이 밀리미터파까지 내려간다. 이 지역 먼지의 전체 질량은 ~ 10−5 태양질량 정도이다.[91] 1000만 ~ 10억 년 정도 된 먼지를 연구한 결과 먼지의 질량은 10−8 태양질량 정도로, 외부 원반의 해체는 매우 오랜 기간에 걸쳐 일어남을 시사하고 있다.[92]


원반 표면의 밀도 \Sigma를 통해 수직 방향까지 포함해 입체에 대한 밀도는 다음과 같이 주어진다.



\frac{\partial \Sigma}{\partial t} = \frac{3}{r} \frac{\partial}{\partial r} \left[ r^{1/2} \frac{\partial}{\partial r} \nu \Sigma r^{1/2} \right]

여기서 r은 해당 위치의 중심으로부터의 반지름이며 \nu는 위치 r에서의 점성도이다.[93] 이 식 자체는 대칭 원반을 기준으로 하지만, 어떠한 원반 구조에서도 사용할 수 있다.

분자의 종류나 난류의 여부 등에 상관 없이, 원반이 갖고 있는 자체 점성으로 인해 원반의 각운동량이 바깥쪽으로 옮겨가게 되며, 결과적으로 중심의 천체 하나로 강착되게 된다.[93] 항성 \dot{M}으로의 강착을 점성도 \nu로 나타내면 다음과 같다.



\dot{M} = 3 \pi \nu \Sigma \left[ 1 - \sqrt{\frac{r_\text{in}}{r}} \right]^{-1}

여기서 r_\text{in}는 내부 반지름이다.

5. 관측

별주위원반은 젊은 별 주위에 형성되는 가스와 먼지로 이루어진 원반으로, 행성계 형성의 초기 단계를 보여준다. 널리 받아들여지는 별 형성 모델인 성운 가설에 따르면, 별은 거대 분자 구름 내 물질 덩어리가 중력 붕괴를 일으켜 형성되며, 이 과정에서 각운동량으로 인해 별 주위에 원시행성 원반이 만들어진다.[2] 이 원반은 주로 수소 가스로 구성되며, 중심 별 질량의 몇 퍼센트를 차지한다. 주요 강착 단계는 수백만 년 동안 지속되며, 이 기간 동안 원반 내에서 먼지 입자들이 응집되어 미행성체를 형성하고, 더 나아가 행성 배아로 발전할 수 있다. 태양과 같은 별은 형성되는 데 약 1억 년이 걸리는 것으로 알려져 있다.

쌍성계에서는 가스 유입과 각운동량에 따라 주성 주위 원반, 부성 주위 원반, 또는 쌍성 주위 원반이 형성될 수 있다.[4] 쌍성 주위 원반은 주성과 부성 모두를 공전하며, GG 황소자리 별 시스템에서 그 예시를 볼 수 있다.[6] 쌍성 주위 원반이 형성될 때, 린드블라드 공명과 나선 밀도파로 인해 내부에 공동이 만들어진다.[7]

5. 1. 직접 관측

원시 행성계 원반과 잔해 원반은 다양한 방법으로 관측할 수 있다. 원반이 옆으로 보일 경우, 때때로 별의 빛을 가릴 수 있으며, 이 경우 코로나그래프나 다른 첨단 기술 없이도 원반을 직접 관찰할 수 있다(예: 고메즈 햄버거, 플라잉 소서 성운[27]). 베타 픽토리스, AU 미크로스코피와 같이 옆으로 보이는 원반이나 IM 루피, AB 오리가에와 같이 정면으로 보이는 원반은 망원경으로 원반의 이미지를 얻기 위해 코로나그래프, 적응 광학 또는 차등 이미지가 필요하다. SPHERE와 같은 광학 및 적외선 관측은 일반적으로 원반 표면에서 산란되는 별빛의 이미지를 얻고 작은 마이크론 크기의 먼지 입자를 추적한다. 반면에 ALMA와 같은 전파 배열은 원반의 중간면에서 발견되는 더 큰 밀리미터 크기의 먼지 입자를 매핑할 수 있다.[28] ALMA와 같은 전파 배열은 원반의 가스에서 좁은 방출을 감지하여 원반 안과 주변의 가스 속도를 알 수 있게 한다.[29] CK 3[30][31], ASR 41[32]과 같이 옆으로 보이는 원시 행성계 원반은 주변의 먼지 물질에 그림자를 드리울 수 있는데, 이 그림자는 그림자극과 같이 작동하며, 원반의 투영은 실제 크기보다 훨씬 크다.[30]

6. 구성 물질

널리 받아들여지는 별 형성 모델(성운 가설)에 따르면, 젊은 별(원시별)은 거대 분자 구름 내 물질 덩어리가 중력 붕괴를 일으켜 형성된다. 낙하하는 물질은 각운동량을 가지며, 이는 젊고 회전하는 별 주위에 기체 원시행성 원반을 형성한다. 이 원반은 중심 별에 계속 공급되는 밀도가 높은 가스와 먼지로 이루어져 있으며, 주로 수소를 포함한 가스 형태로 중심 별 질량의 몇 퍼센트를 차지할 수 있다. 주요 강착 단계는 수백만 년 동안 지속되며, 전형적인 강착률은 연간 10−7에서 10−9 태양 질량 사이이다.[2]

프로플리드의 역학에 대한 삽화


원반은 T 타우리 별 단계에서 점차 냉각된다. 이 원반 내에서 암석과 얼음으로 만들어진 작은 먼지 입자가 형성될 수 있으며, 이들은 응집되어 미행성체가 될 수 있다. 원반의 질량이 충분히 크면 연쇄적인 강착이 시작되어 행성 배아의 출현을 초래한다. 행성계 형성은 별 형성의 자연스러운 결과로 여겨진다. 태양과 같은 별은 일반적으로 형성하는 데 약 1억 년이 걸린다.

6. 1. 먼지

별주위원반의 먼지는 미행성체 간의 충돌 및 증발로 인해 생성된다.[81] 주요 먼지 원반으로는 다음이 있다.

원반 종류설명
먼지 원반미행성 간 충돌 및 증발로 생긴 먼지 및 소량의 기체가 존재한다. 기존 기체와 먼지 대부분은 흩어졌거나 행성으로 합쳐졌다.[81]
행성간 먼지 구름소행성 간 충돌이나 혜성 증발로 생긴 물질이 지구에서 황도를 따라 빛줄기로 보인다.
외계 황도 먼지다른 별에서 온 먼지로 인해 황도광과 유사하게 빛줄기로 보인다.


참조

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