원시 행성계 원반
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1. 개요
원시 행성계 원반은 별이 형성되는 과정에서 나타나는, 별을 둘러싼 회전하는 가스와 먼지 원반이다. 수소 분자로 이루어진 분자 구름이 중력 수축을 시작하면서 형성되며, 각운동량 보존 법칙에 따라 회전 속도가 증가하며 납작해진다. 이 원반은 약 10만 년에 걸쳐 형성되며, 중심 별이 주계열성 단계에 도달하면서 가시화된다. 원시 행성계 원반은 행성, 위성의 재료가 되며, 태양계의 형성을 설명하는 성운 가설의 근거가 된다. 원시 행성계 원반이 소멸된 후에는 잔해 원반이 남기도 하며, 생명체에 필요한 유기 분자가 이 원반에서 형성될 수 있다는 연구 결과도 있다.
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| 원시 행성계 원반 | |
|---|---|
| 개요 | |
 | |
| 유형 | 성운 |
| 하위 유형 | 원시 행성 둘레 고리 |
| 나이 | 100만 ~ 1천만 년 |
| 발견 | 1980년대 |
| 일반적인 위치 | T Tauri 별, 허빅 Ae/Be 별 주위 |
| 특징 | |
| 구성 성분 | 가스, 먼지 |
| 크기 | 1000 천문단위까지 |
| 질량 | 태양 질량의 0.001 ~ 0.1배 |
| 온도 | 50 ~ 1500 K |
| 밀도 | 10⁻8 ~ 10⁻12 g/cm³ |
| 수명 | 최대 1천만 년 |
| 형성 및 진화 | |
| 형성 과정 | 분자운의 중력 붕괴 |
| 진화 단계 | 미행성체 형성 행성 형성 |
| 관측 | |
| 주요 관측 방법 | 전파 망원경, 적외선 망원경, 가시광선 망원경 |
| 대표적인 관측 사례 | HL Tauri 원반, TW Hydrae 원반 |
2. 형성 과정
원시별은 보통 수소 분자로 이루어진 분자 구름 속에서 태어난다. 일정량의 수소 구름이 특정 조건을 만족하면 자체 중력으로 붕괴하기 시작한다. 태양계 성운이라고도 불리는 이 수축하는 가스 구름은 진화를 거치면서 더욱 빽빽해지며, 가스들의 움직임은 성운의 순각운동량 방향을 따라 일정해진다. 각운동량 보존 법칙에 의해 태양 성운의 크기가 작아질수록 원반의 회전 속도는 증가한다. 이처럼 원반이 회전하면서 점차 평평해져 원시 행성계 원반의 형태가 만들어진다.
성운 가설은 원시 행성계 원반이 태양계로 진화하는 과정을 설명하는 이론이다. 원반 내 먼지와 얼음 조각들이 정전기력 및 중력 상호작용으로 인해 미행성으로 자라나게 된다. 이 과정은 항성풍의 압력에 맞서 진행된다.
황소자리 T형 별 주위의 원시행성계 원반은 크기와 온도 면에서 근접 쌍성계의 주성 주위 원반과 다르다. 원시행성계 원반은 반지름이 최대 1000 AU이며, 가장 안쪽 부분만 1000 K 이상의 온도에 도달한다. 이들은 매우 자주 제트를 동반한다.
허블 우주 망원경의 관측에 따르면, 오리온 성운 내에서 원시행성계 원반과 행성 원반이 형성되고 있는 것으로 나타났다.[10][11]
원시행성계 원반은 얇은 구조를 가지고 있으며, 그 수직 방향의 높이는 반지름보다 훨씬 작고, 일반적인 질량은 중심의 젊은 별보다 훨씬 작은것으로 알려져 있다.[12]
전형적인 원시행성계 원반의 질량은 기체가 대부분을 차지하지만, 먼지 입자의 존재는 그 진화에 중요한 역할을 한다. 먼지 입자는 원반의 중심면을 우주 공간의 고에너지 방사선으로부터 차폐하여, 자기 회전 불안정성(MRI)이 더 이상 작동하지 않는 죽은 영역을 만든다.[13][14]
2. 1. 초기 형성 단계
원시별은 주로 수소 분자로 이루어진 분자운에서 형성된다. 분자운 일부가 임계 크기, 질량, 밀도에 도달하면 자체 중력으로 붕괴하기 시작한다. 이 과정을 중력 수축이라고 한다. 태양계 성운이라 불리는 이 붕괴하는 구름은 밀도가 높아지면서, 원래 분자운에 존재했던 기체의 무작위 운동이 분자운이 가지는 순 각운동량 방향으로 평균화된다. 각운동량은 보존되므로, 성운 반지름이 수축함에 따라 회전은 빨라진다. 이 회전 때문에 반죽에서 평평한 피자가 만들어지는 것처럼 성운은 평평해지고 원반이 형성된다. 이는 공전 운동에 의한 구심 가속도는 항성으로부터의 중력에 대해 반경 방향으로만 대항하지만, 수직 방향으로의 수축에 대해서는 성운이 대항할 수 없기 때문에 일어나는 현상이다. 그 결과, 수직 방향에는 기체의 압력에 의해 지탱되는 얇은 원반이 형성된다.[5] 초기 수축에는 약 10만 년이 걸린다. 그 후 항성은 같은 질량의 주계열성과 거의 같은 표면 온도에 도달하여 눈에 보이게 된다.
이러한 상태가 된 것이 황소자리 T형 별이다. 항성으로의 기체 강착은 그 후 원반이 소멸할 때까지 1000만 년에 걸쳐 계속된다.[6] 원반 소멸은 젊은 항성으로부터의 항성풍에 의해 날아가거나, 또는 단순히 강착이 종료되어 방사가 없어짐으로써 일어난다고 생각된다. 발견된 가장 나이 든 원시행성계 원반은 2500만 년이다.[7][8]
2. 2. 황소자리 T형 별 단계
원시별은 주로 수소 분자로 이루어진 분자운에서 형성된다. 분자운의 일부가 임계 크기, 질량 또는 밀도에 도달하면 자체 중력으로 붕괴하기 시작한다. 태양계 성운이라고 불리는 이 붕괴하는 구름이 더욱 밀집해짐에 따라, 원래 구름에 존재했던 무작위적인 기체 운동은 성운의 순 회전 운동량 방향을 선호하는 방향으로 평균화된다. 각운동량 보존으로 인해 성운의 반지름이 감소함에 따라 회전이 증가한다. 이 회전으로 인해 구름은 마치 반죽으로 납작한 피자를 만드는 것처럼 납작하게 펴지고 원반 형태를 취한다. 이는 구심 가속도가 궤도 운동으로 인해 별의 중력을 반경 방향으로만 저항하기 때문이며, 구름은 축 방향으로는 자유롭게 붕괴될 수 있기 때문이다. 그 결과 축 방향의 기체 압력에 의해 지지되는 얇은 원반이 형성된다.[5] 초기 붕괴에는 약 10만 년이 걸린다. 그 후 별은 같은 질량의 주계열성과 유사한 표면 온도에 도달하여 보이게 된다.이러한 상태가 된 것이 황소자리 T형 별이다. 항성으로의 기체 강착은 그 후 원반이 소멸할 때까지 1000만 년에 걸쳐 계속된다.[6] 원반의 소멸은 젊은 항성으로부터의 항성풍에 의해 날아가거나, 또는 단순히 강착이 종료되어 방사가 없어짐으로써 일어난다고 생각된다. 발견된 가장 나이 든 원시행성계 원반은 2500만 년이다.[7][8]
2. 3. 물질 강착 및 소멸
원시별은 주로 수소 분자로 이루어진 분자 구름에서 형성된다. 분자 구름의 일부가 임계 크기, 질량 또는 밀도에 도달하면 자체 중력으로 붕괴하기 시작한다. 태양계 성운이라고 불리는 이 붕괴하는 구름이 더욱 밀집해짐에 따라, 원래 구름에 존재했던 무작위적인 기체 운동은 성운의 순 회전 운동량 방향을 선호하는 방향으로 평균화된다. 각운동량 보존으로 인해 성운의 반지름이 감소함에 따라 회전이 증가한다. 이 회전으로 인해 구름은 마치 반죽으로 납작한 피자를 만드는 것처럼 납작하게 펴지고 원반 형태를 취한다. 초기 붕괴에는 약 10만 년이 걸린다. 그 후 별은 같은 질량의 주계열성과 유사한 표면 온도에 도달하여 보이게 된다.이러한 상태가 된 것이 황소자리 T형 별이다. 항성으로의 기체 강착은 그 후 원반이 소멸할 때까지 1000만 년에 걸쳐 계속된다.[6] 원반의 소멸은 젊은 항성으로부터의 항성풍에 의해 날아가거나, 또는 단순히 강착이 종료되어 방사가 없어짐으로써 일어난다고 생각된다. 발견된 가장 나이 든 원시행성계 원반은 2500만 년이다.[7][8]
이러한 원시행성계 원반은 활성 영역이라고도 불리는 난류 플라스마 봉투와 광범위한 정지 기체 영역인 죽은 영역으로 구성되어 있는 것으로 여겨진다.[14] 중심면에 위치한 죽은 영역은 원반을 통한 물질 흐름을 늦춰 정상 상태에 도달하는 것을 방지할 수 있다.
3. 물리적 특징
원시 행성계 원반은 얇은 구조를 가지고 있으며, 그 수직 방향의 높이는 반지름보다 훨씬 작고, 중심의 젊은 항성보다 질량이 훨씬 작다.[12]
전형적인 원시 행성계 원반의 질량 대부분은 기체가 차지하지만, 먼지 입자의 존재는 그 진화에 중요한 역할을 한다. 먼지 입자는 원반의 중심면을 우주 공간의 고에너지 방사선으로부터 차폐하여, 자기 회전 불안정성(MRI)이 더 이상 작동하지 않는 죽은 영역을 만든다.[13][14]
이러한 원시 행성계 원반은 활성 영역이라고도 불리는 난류 플라스마 봉투와 광범위한 정지 기체 영역인 죽은 영역으로 구성되어 있는 것으로 여겨진다.[14] 중심면에 위치한 죽은 영역은 원반을 통한 물질 흐름을 늦춰 정상 상태에 도달하는 것을 방지할 수 있다.
3. 1. 크기와 온도
황소자리 내 허빅-아로 천체 30과 같은 원시별 주위를 둘러싼 원시 행성계 원반은, 갓 태어난 근접쌍성계 주변을 둘러싼 물질들과 규모와 온도 차원에서 다르다. 원시 행성계 원반은 지름이 1천 AU에 이르며, 항성과 가까운 원반 안쪽만 1천 K 정도로 뜨겁고 나머지 부분은 더 차갑다.[3] 원시 행성계 원반에서는 허빅-아로 천체로 불리는 제트 현상이 함께 발생하는 것이 보통이다.3. 2. 제트 현상
원시별 주위를 둘러싼 원시 행성계 원반에서는 허빅-아로 천체로 불리는 제트 현상이 함께 발생하는 것이 보통이다. 이들은 매우 자주 제트를 동반한다.
4. 행성계
원시별은 주로 분자 수소로 이루어진 분자 구름에서 형성된다. 분자 구름의 일부가 임계 크기, 질량 또는 밀도에 도달하면 자체 중력으로 붕괴하기 시작한다. 태양계 성운이라고 불리는 이 붕괴하는 구름이 더욱 밀집해짐에 따라, 원래 구름에 존재했던 무작위적인 기체 운동은 성운의 순 회전 운동량 방향으로 평균화된다. 각운동량 보존으로 인해 성운의 반지름이 감소함에 따라 회전이 증가한다. 이 회전으로 인해 구름은 납작하게 펴지고 원반 형태를 취한다. 초기 붕괴에는 약 10만 년이 걸린다. 그 후 별은 같은 질량의 주계열성과 유사한 표면 온도에 도달하여 보이게 된다.[5]
이후 황소자리 T형 별이 된다. 기체가 별로 강착되는 현상은 1천만 년 동안 계속되며,[6] 원반이 사라지기 전, 아마도 젊은 별의 항성풍에 의해 날아가거나, 강착이 끝난 후 단순히 방사선을 방출하지 않게 될 것이다. 현재까지 발견된 가장 오래된 원시행성계 원반은 2500만 년 된 것이다.[7][8]
황소자리 T형 별 주위의 원시행성계 원반은 크기와 온도 면에서 근접 쌍성계의 주성 주위 원반과 다르다. 원시행성계 원반은 반지름이 최대 1000 AU이며, 가장 안쪽 부분만 1000 K 이상의 온도에 도달한다. 이들은 매우 자주 제트를 동반한다.
우리 은하의 여러 젊은 별 주위에서 원시행성계 원반이 관측되었다. 허블 우주 망원경의 관측에 따르면, 오리온 성운 내에서 원시행성계 원반과 행성 원반이 형성되고 있는 것으로 나타났다.[10][11]
원시행성계 원반은 일반적으로 수직 높이가 반지름보다 훨씬 작고, 일반적인 질량이 중심의 젊은 별보다 훨씬 작은 얇은 구조로 여겨진다.[12]
전형적인 원시행성계 원반의 질량 대부분은 기체가 차지하지만, 먼지 입자의 존재는 그 진화에 중요한 역할을 한다. 먼지 입자는 원반의 중심면을 우주 공간의 고에너지 방사선으로부터 차폐하여, 자기 회전 불안정성(MRI)이 더 이상 작동하지 않는 죽은 영역을 만든다.[13][14] 이러한 원시행성계 원반은 활성 영역이라고도 불리는 난류 플라스마 봉투와 광범위한 정지 기체 영역인 죽은 영역으로 구성되어 있는 것으로 여겨진다.[14] 중심면에 위치한 죽은 영역은 원반을 통한 물질 흐름을 늦춰 정상 상태에 도달하는 것을 방지할 수 있다.
4. 1. 행성 형성 과정
성운 가설은 원시행성계 원반이 어떻게 행성계로 진화하는지 설명한다. 원반 내 먼지와 얼음 알갱이는 정전기적 및 중력적 상호작용을 통해 미행성으로 성장한다. 이 과정은 항성풍에 의한 가스 방출, 중심별로의 물질 강착을 유발하는 중력 및 내부 응력 (점성)과 경쟁한다. 미행성은 지구형 행성과 거대 행성의 구성 요소가 된다.[16][17]
목성, 토성, 천왕성의 일부 위성은 더 작은 주행성원반에서 형성된 것으로 추정되며, 이는 원시행성계원반과 유사하다.[18][19] 행성과 위성이 기하학적으로 얇고 가스와 먼지가 풍부한 원반에서 형성되기 때문에 행성들이 황도면에 배열되어 있다. 태양계 형성 후 수천만 년 동안, 태양계 내부 수 AU에는 달에서 화성 크기의 천체가 수십 개 존재했을 가능성이 있으며, 이들이 합쳐져 현재의 지구형 행성이 되었다. 지구의 달은 태양계 형성 후 약 3천만 년 뒤, 화성 크기의 원시행성이 원시 지구와 충돌하며 형성되었을 가능성이 높다.
4. 2. 태양계와의 관계
성운 가설은 원시 행성계 원반이 어떻게 태양계로 진화하였는지를 설명하는 이론이다. 원반 내 먼지와 얼음 조각들은 정전기력 및 중력 상호작용을 통해 미행성으로 성장한다. 이 과정은 항성풍의 압력 및 항성 표면으로의 물질 강착과 경쟁하며 진행된다.[16][17] 미행성은 지구형 행성과 거대 행성을 구성하는 요소가 된다.목성, 토성, 천왕성의 일부 위성들은 원시 행성계 원반과 유사한, 더 작은 규모의 주행성원반에서 형성된 것으로 추정된다.[18][19] 행성 및 위성의 형성이 기하학적으로 얇고 가스와 먼지가 풍부한 원반에서 이루어졌기 때문에 행성들이 황도면에 정렬되어 있다. 태양계 형성 후 수천만 년 동안, 태양계 내부 수 AU 영역에는 달에서 화성 크기의 천체가 수십 개 존재했을 가능성이 있으며, 이들이 합쳐져 현재의 지구형 행성을 형성했다. 지구의 달은 태양계 형성 후 약 3천만 년 뒤, 화성 크기의 원시 행성이 원시 지구와 충돌하면서 형성되었을 가능성이 높다(거대 충돌설).
5. 잔해 원반
베가, 알페카, 포말하우트 등과 같이 지구에서 가까운 여러 항성 주변에서 가스가 부족하고 먼지로 이루어진 원반이 발견되었다. 이러한 원반은 대부분 약 1천만 년(베타 그림자자리, 51 뱀주인자리)에서 수십억 년(타우 세티) 정도의 나이를 가진 항성 주위에 존재하며, 잔해 원반이라고 불린다.
이러한 잔해 원반 내 먼지 입자들은 포인팅-로버트슨 항력, 항성풍과의 충돌, 복사압 등의 영향으로 수명이 짧아(수백 년에서 수천 년) 시간이 지나면 사라진다. 따라서 잔해 원반의 먼지는 소행성이나 혜성과 같은 미행성들의 충돌로 인해 지속적으로 생성되는 것으로 추정된다.
결론적으로, 베가, 알페카, 포말하우트 주변의 잔해 원반은 원시 행성계 원반이 아니라, 소행성대나 카이퍼 대와 유사하게 미행성 간의 충돌로 먼지가 만들어지는 후기 원반 진화 단계를 보여준다.
5. 1. 잔해 원반의 형성
베가, 알페카, 포말하우트 등 지구에서 가까운 항성들 주위에서 먼지나 얼음 조각으로 이루어진 큰 원반이 발견되었다. 이들은 카스토르 운동성군에 속하며, 히파르코스 위성 관측에 따르면 나이가 1억~3억 년으로 추정된다. 이는 원시 행성계 원반이 유지될 수 있는 시간보다 훨씬 길다. 따라서 이들 항성 주변의 먼지 원반은 원시 행성계 원반이 아니라 미행성 충돌로 생긴 파편들로 이루어진 잔해 원반으로 추정된다. 허블 우주 망원경이 포말하우트 주변 원반을 촬영한 사진은 이 가설을 뒷받침한다.많은 가까운 항성들 주변에서 가스가 부족한 항성 주위 먼지 원반이 발견되었는데, 이들은 대부분 약 1천만 년 (베타 그림자자리, 51 뱀주인자리)에서 수십억 년 (타우 세티) 정도의 나이를 가지고 있다. 이러한 계는 일반적으로 "잔해 원반"이라고 불린다. 이 항성들의 나이가 많고, 항성 주위의 마이크로미터 크기 먼지 입자의 수명이 포인팅-로버트슨 효과와 충돌, 복사압의 영향으로 일반적으로 수백 년에서 수천 년으로 짧은 것을 고려할 때, 잔해원반에 존재하는 먼지 입자는 소행성, 혜성과 같은 미행성의 충돌에서 비롯된 것으로 생각된다.
따라서 베가, 알페카, 포말하우트 등 주변의 잔해 원반은 소행성대와 카이퍼 대의 외계 행성계 버전이며, 미행성 간의 충돌로 먼지를 생성하는 후기 원반 진화 단계를 나타낸다.
5. 2. 다른 항성계에서의 잔해 원반
베가, 알페카, 포말하우트 등 지구에서 가까운 항성들 주위에서 미행성끼리 충돌하여 생긴 파편들로 이루어진 먼지 원반이 발견되었다. 이들은 원시 행성계 원반이 아니라 잔해 원반으로, 소행성대나 카이퍼 대와 유사하게 미행성 충돌로 먼지가 생성되는 후기 원반 진화 단계를 나타낸다. 허블 우주 망원경이 포말하우트 주변의 원반을 촬영한 사진은 이 가설을 뒷받침한다.[4]많은 근접 항성 주위에서 가스가 부족한 항성 주변 먼지 원반이 발견되었는데, 이들은 대부분 약 1천만 년에서 수십억 년 정도의 나이를 가지고 있다. 이러한 계는 일반적으로 "잔해 원반"이라고 불린다. 항성의 고령과 먼지 입자의 짧은 수명을 고려할 때, 이 먼지는 소행성, 혜성과 같은 미행성의 충돌에서 비롯된 것으로 추정된다. 따라서 베가, 알페카, 포말하우트 등 주변의 잔해 원반은 소행성대와 카이퍼 대의 외계 유사체가 미행성 간의 충돌로 먼지를 생성하는 후기 원반 진화 단계를 나타낸다.
6. 생명의 기원과의 관련성
최근 컴퓨터 모델 연구에 따르면, 생명체에 필요한 복잡한 유기 분자는 지구가 형성되기 전에 태양을 둘러싼 먼지 입자의 원시 행성계 원반에서 형성되었을 수 있다.[20] 이와 같은 과정은 행성을 획득한 다른 항성 주위에서도 발생할 수 있다.[20]
6. 1. 외계 유기 분자
최근 컴퓨터 모델 연구에 따르면, 생명체에 필요한 복잡한 유기 분자는 지구가 형성되기 전에 태양을 둘러싼 먼지 입자의 원시 행성계 원반에서 형성되었을 수 있다.[20] 이와 같은 과정은 행성을 획득한 다른 항성 주위에서도 발생할 수 있다.[20]6. 2. 범종설과의 관계
최근 컴퓨터 모델 연구에 따르면, 생명체에 필요한 복잡한 유기 분자는 지구가 형성되기 전, 태양을 둘러싼 먼지 입자의 원시 행성계 원반에서 형성되었을 수 있다.[20] 이와 같은 과정은 행성을 획득한 다른 항성 주위에서도 발생할 수 있다.[20]7. 관측 사례
원시 행성계 원반은 우리 은하 내 여러 젊은 별들 주위에서 관측되었다. 허블 우주 망원경의 관측에 따르면, 오리온성운에서 원시 행성계 원반과 행성 원반이 형성되고 있는 것으로 나타났다.[10][11]
천문학자들은 베가, 알페카, 포말하우트 등 지구와 가까운 항성들 주위에서, 원시 행성계 원반으로 추정되는 큰 먼지나 얼음 조각 원반을 발견했다. 베가와 포말하우트는 카스토르 운동성군의 일원으로, 같은 곳에서 생성된 후 이동하여 현재 위치에 있는 것으로 보인다. 히파르코스 위성 관측에 따르면 이 운동성군의 나이는 1억~3억 년으로, 원시 행성계 원반의 지속 기간보다 훨씬 길다. 따라서 베가와 포말하우트 주변의 먼지 원반은 원시 행성계 원반이 아니라 미행성 충돌로 생긴 파편으로 추정된다. 허블 우주 망원경이 포말하우트 주변 원반을 촬영한 사진은 이 가설을 뒷받침한다.
7. 1. 오리온성운
허블 우주 망원경의 관측에 따르면, 오리온성운 내에서 원시행성계 원반과 행성 원반이 형성되고 있는 것으로 나타났다.[10][11]7. 2. 기타 관측 사례
허블 우주 망원경의 관측에 따르면, 오리온성운 내에서 원시 행성계 원반과 행성 원반이 형성되고 있는 것으로 나타났다.[10][11]천문학자들은 베가, 알페카, 포말하우트 등 지구에서 가까운 이웃 항성들의 주위를 두르고 있는, 원시 행성계 원반일지도 모르는 큰 규모의 먼지나 얼음 조각 원반들을 발견했다. 베가나 포말하우트는 카스토르 운동성군의 일원으로, 이전에 같은 곳에서 생겨난 뒤 이동하여 지금의 위치에 있는 것으로 추정된다.
8. 갤러리
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