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강착

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목차

1. 개요

강착은 중력에 의해 물질이 모여드는 현상으로, 은하, 별, 행성, 소행성, 혜성 등 다양한 천체의 형성과 진화에 중요한 역할을 한다. 은하의 경우, 빅뱅 이후 암흑 물질이 뭉쳐 원시 은하를 형성하고, 이후 은하 충돌과 가스 강착을 통해 성장한다. 별은 거대 분자 구름 내에서 물질이 모여 형성되며, 원시별 단계에서 강착 원반을 통해 질량을 얻고 진화한다. 행성은 원시 행성계 원반 내에서 먼지와 가스가 뭉쳐 미행성체를 이루고, 이들이 충돌하고 병합하여 성장한다. 소행성은 콘드룰과 같은 물질의 강착을 통해 형성되며, 혜성은 외태양계에서 형성되어 오르트 구름이나 산란원반에서 기원한다.

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강착
강착 (천문학)
강착 설명중력에 의해 물질이 모여 더 큰 천체를 형성하는 과정
관련 분야천체물리학
과정
시작밀도가 높은 영역이 주변 물질을 끌어들이기 시작
물질 이동물질이 중력 중심으로 나선형으로 이동하며 충돌과 마찰을 겪음
에너지 방출운동 에너지가 열로 변환되어 방출, 종종 강력한 복사 형태로 나타남
원반 형성각운동량 보존으로 인해 물질이 회전하는 원반 형태를 형성 (강착 원반)
중심체 성장원반 내 물질이 중심 천체로 점차 유입되어 질량과 크기 증가
강착 원반
정의강착 과정에서 물질이 회전하며 형성하는 원반 구조
중요성물질의 효율적인 수송과 에너지 방출을 가능하게 함
온도 분포원반 내부로 갈수록 온도가 높아짐
복사 방출다양한 파장의 복사 (X선, 자외선, 가시광선) 방출
예시블랙홀 주변의 강착 원반
원시별 주변의 강착 원반
쌍성계에서의 강착 원반
강착의 예시
원시 행성계 원반행성 형성 과정에서 먼지와 가스가 모여 행성 형성
별 형성가스와 먼지 구름이 중력 수축하여 별 형성
블랙홀물질이 블랙홀로 끌려 들어가면서 강착 원반 형성
중성자별중성자별이 동반성에서 물질을 끌어당겨 X선 방출
백색 왜성백색 왜성이 동반성에서 물질을 끌어당겨 신성 폭발 일으킴
기타
중요성천체 진화와 다양한 천문 현상 이해에 필수적인 과정

2. 은하의 강착

빅뱅 이후 수십만 년이 지나 우주가 냉각되면서 원자가 형성될 수 있었다. 우주가 계속 팽창하고 냉각되면서 원자는 충분한 운동 에너지를 잃고 암흑 물질은 원시은하를 형성할 만큼 충분히 뭉쳐졌다. 이후의 강착이 일어나면서 은하가 형성되었다. 간접적인 증거가 널리 퍼져 있다. 은하는 은하 충돌과 부드러운 가스 강착을 통해 성장한다. 강착은 은하 내부에서도 일어나 별 형성을 유발한다.

2. 1. 은하 병합

은하들은 은하 충돌과 부드러운 가스 강착을 통해 성장한다. 강착은 은하 내부에서도 일어나 별을 형성한다. 빅뱅 이후 수십만 년이 지나 우주가 냉각되면서 원자가 형성될 수 있었고, 우주가 계속 팽창하고 냉각되면서 원자는 충분한 운동 에너지를 잃고 암흑 물질은 원시은하를 형성할 만큼 충분히 뭉쳐졌다. 이후의 강착이 일어나면서 은하가 형성되었다.

2. 2. 가스 강착

빅뱅 이후 수십만 년이 지나 우주가 냉각되면서 원자가 형성될 수 있었다. 우주가 계속 팽창하고 냉각되면서 원자는 충분한 운동 에너지를 잃고 암흑 물질은 원시은하를 형성할 만큼 충분히 뭉쳐졌다. 이후의 강착이 일어나면서 은하가 형성되었다. 은하는 은하 충돌과 부드러운 가스 강착을 통해 성장한다. 강착은 은하 내부에서도 일어나 별을 형성한다.

3. 별의 강착



별은 차가운 수소 분자로 이루어진 거대 분자 구름 속에서 형성된다고 여겨진다. 이 구름은 질량이 약 30만 태양 질량, 직경은 약 65 광년 (20 파섹)에 달한다. 거대 분자 구름은 수백만 년에 걸쳐 자체 중력으로 인해 수축하고 분열된다.

이러한 분열 과정에서 형성된 작고 밀도가 높은 파편들은 분자 구름 코어를 형성하며, 이 코어는 더 수축하여 별이 된다. 코어의 질량은 태양의 수 분의 1에서 수 배까지 이르며, 원시별 구름이라고 불린다. 이들의 직경은 2000-20000 천문 단위 (0.01-0.1파섹)이며, 입자 수 밀도는 10,000-100,000 개/cm3이다. 참고로 해수면의 공기 입자 수 밀도는 2.8×1019 개/cm3이다.

태양 질량의 원시별 구름의 초기 수축은 10만 년 정도의 시간이 소요된다. 모든 성운은 어느 정도 크기의 각운동량을 가지는데, 성운 중심 부근의 가스는 비교적 각운동량이 작아 빠르게 압축되어 고온의 유체 정역학적 코어를 형성한다. 이 코어의 질량은 성운 전체 질량에 비하면 매우 작으며, 나중에 별이 될 씨앗을 형성한다. 수축이 계속되면 각운동량 보존에 의해 엔벨로프가 회전하면서 떨어져, 최종적으로 원반이 형성된다.

원반에서 물질의 낙하가 계속되면 엔벨로프는 얇고 투명해지며, 처음에는 원적외선으로, 나중에는 가시광선으로 젊은 별체 (young stellar object, YSO)를 관측할 수 있게 된다. 이 즈음이 되면, 원시별은 중수소의 핵융합을 시작한다. 원시별이 약 80 목성 질량 이상의 충분한 질량을 가지면, 이어서 수소 핵융합이 일어난다. 질량이 너무 작은 경우에는 천체는 갈색 왜성이 된다. 이러한 새로운 별의 탄생은, 수축이 시작된 지 약 10만 년 후에 일어난다. 이 단계의 천체는, 클래스 I의 원시별, 혹은 젊은 황소자리 T형 별, 진화한 원시별, 젊은 별체라고 불린다. 이때까지, 형성 중인 별은 이미 그 질량의 대부분을 획득하고 있다. 원반과 남은 엔벨로프의 총 질량은 중심에 있는 YSO의 질량의 10-20%를 넘지 않는다.

다음 단계에서는, 엔벨로프가 완전히 소실되어 원반에 흡수되고, 원시별은 고전적 T Tauri 별이 된다. 고전적 T Tauri 별은 강착 원반을 가지며, 고온 가스의 강착이 계속되어, 스펙트럼 중에 강한 휘선이 나타난다. 한편 원시별은 강착 원반을 가지고 있지 않다. 고전적 T Tauri 별은, 약휘선 T Tauri 별로 진화한다. 이 진화는 약 100만 년 후에 일어난다. 고전적 T Tauri 별 주변 원반의 질량은 중심 별 질량의 약 1-3%이며, 1년당 10-7-10-9 태양 질량의 비율로 질량을 강착한다. 또한, 일반적으로 한 쌍의 쌍극성 제트도 동반한다. 강착 현상은, 강한 휘선 (별의 광도와 동등한 정도)이나 자기적 활동, 변광, 제트 등 고전적 T Tauri 별이 가진 특성의 모든 것을 설명할 수 있다. 휘선은 강착하는 가스가 별의 "표면"을 때림으로써 발생하며, 그것은 별의 자기극 부근에서 일어난다. 제트는 강착의 부산물이며, 여분의 각운동량을 가져간다. 고전적 T Tauri 별 단계는 약 1000만 년 지속된다. 강착이 2000만 년 이상 지속되는, 통칭 "피터 팬 원반"이라고 불리는 원반은 불과 몇 예밖에 알려져 있지 않다. 별로의 강착, 행성의 형성, 제트에 의한 방출, 중심의 별이나 근린 별로부터의 자외선 복사에 의한 광증발 등으로 인해, 강착 원반은 최종적으로 소멸한다. 결과적으로, 젊은 별은 약선 황소자리 T형 별이 되고, 더욱 수억 년에 걸쳐, 초기 질량에 따라 태양과 같은 일반적인 별로 진화한다.

3. 1. 분자 구름 붕괴



별은 차가운 수소 분자로 이루어진 거대 분자 구름 속에서 형성된다고 여겨진다. 이 구름은 질량이 약 30만 태양 질량, 직경은 약 65 광년 (20 파섹)에 달한다. 거대 분자 구름은 수백만 년에 걸쳐 자체 중력으로 인해 수축하고 분열된다.

이러한 분열 과정에서 형성된 작고 밀도가 높은 파편들은 분자 구름 코어를 형성하며, 이 코어는 더 수축하여 별이 된다. 코어의 질량은 태양의 수 분의 1에서 수 배까지 이르며, 원시별 구름이라고 불린다. 이들의 직경은 2000-20000 천문 단위 (0.01-0.1파섹)이며, 입자 수 밀도는 10,000-100,000 개/cm3이다. 참고로 해수면의 공기 입자 수 밀도는 2.8×1019 개/cm3이다.

태양 질량의 원시별 구름의 초기 수축은 10만 년 정도의 시간이 소요된다. 모든 성운은 어느 정도 크기의 각운동량을 가지는데, 성운 중심 부근의 가스는 비교적 각운동량이 작아 빠르게 압축되어 고온의 유체 정역학적 코어를 형성한다. 이 코어의 질량은 성운 전체 질량에 비하면 매우 작으며, 나중에 별이 될 씨앗을 형성한다. 수축이 계속되면 각운동량 보존에 의해 엔벨로프가 회전하면서 떨어져, 최종적으로 원반이 형성된다.

3. 2. 원시별 강착 원반

별은 차가운 거대 분자 구름 내에서 형성되는 것으로 알려져 있다. 거대 분자 구름은 붕괴 및 파편화 과정을 거치며, 이 파편들은 작고 밀도가 높은 코어를 형성하고, 이 코어는 다시 별로 붕괴한다. 이 코어는 원시별 성운이라고 불리며, 지름은 약 0.01~0.1 파섹 정도이다.

태양 질량 원시별 성운의 초기 붕괴는 약 10만 년이 걸린다. 성운은 각운동량을 가지고 있으며, 중심부의 가스는 빠르게 압축되어 뜨거운 정역학적 코어를 형성한다. 붕괴가 계속되면서 각운동량 보존 법칙에 따라 유입되는 덮개의 회전 속도가 증가하여 원반을 형성한다.

원반에서 물질의 유입이 계속되면서 덮개는 얇아지고 투명해지며, 젊은 별체 (YSO)는 처음에는 원적외선으로, 나중에는 가시광선으로 관측 가능하게 된다. 이 즈음 원시별은 핵융합으로 중수소를 융합하기 시작한다. 원시별의 질량이 충분히 크면( 이상) 수소 융합이 뒤따르며, 그렇지 않으면 질량이 너무 낮으면 갈색 왜성이 된다.

이후 덮개는 원반에 의해 완전히 사라지고 원시별은 고전적인 T Tauri 별이 된다. 강착은 고전적인 T 황소자리 별의 방출선에서 강한 플럭스, 자기 활동, 광도 측정 변광성 및 제트등의 특징을 설명한다. 제트는 강착의 부산물이며, 과도한 각운동량을 제거한다. 고전적인 T 황소자리 단계는 약 1000만 년 동안 지속된다. 원반은 결국 중앙 별로의 강착, 행성 형성, 제트에 의한 방출, 중앙 별과 근처 별의 자외선 복사에 의한 광증발로 인해 사라진다.

3. 3. 황소자리 T형 별

다음 단계에서 덮개는 완전히 소실되어 원반에 흡수되고, 원시별은 고전적 T Tauri 별이 된다. 고전적 T Tauri 별은 강착 원반을 가지며, 고온 가스의 강착이 계속되어, 스펙트럼 중에 강한 휘선이 나타난다. 한편 원시별은 강착 원반을 가지고 있지 않다. 고전적 T Tauri 별은, 약휘선 T Tauri 별로 진화한다. 이 진화는 약 100만 년 후에 일어난다. 고전적 T Tauri 별 주변 원반의 질량은 중심 별 질량의 약 1-3%이며, 1년당 10-7-10-9 태양 질량의 비율로 질량을 강착한다. 또한, 일반적으로 한 쌍의 쌍극성 제트도 동반한다. 강착 현상은, 강한 휘선 (별의 광도와 동등한 정도)이나 자기적 활동, 변광, 제트 등 고전적 T Tauri 별이 가진 특성의 모든 것을 설명할 수 있다. 휘선은 강착하는 가스가 별의 "표면"을 때림으로써 발생하며, 그것은 별의 자기극 부근에서 일어난다. 제트는 강착의 부산물이며, 여분의 각운동량을 가져간다. 고전적 T Tauri 별 단계는 약 1000만 년 지속된다. 강착이 2000만 년 이상 지속되는, 통칭 "피터 팬 원반"이라고 불리는 원반은 불과 몇 예밖에 알려져 있지 않다. 별로의 강착, 행성의 형성, 제트에 의한 방출, 중심의 별이나 근린 별로부터의 자외선 복사에 의한 광증발 등으로 인해, 강착 원반은 최종적으로 소멸한다. 결과적으로, 젊은 별은 약선 황소자리 T형 별이 되고, 더욱 수억 년에 걸쳐, 초기 질량에 따라 태양과 같은 일반적인 별로 진화한다.

3. 3. 1. 약선 황소자리 T형 별

다음 단계에서 덮개는 완전히 소실되어 원반에 흡수되고, 원시별은 고전적 T Tauri 별이 된다. 고전적 T Tauri 별은 강착 원반을 가지며, 고온 가스의 강착이 계속되어, 스펙트럼 중에 강한 휘선이 나타난다. 한편 원시별은 강착 원반을 가지고 있지 않다. 고전적 T Tauri 별은, 약휘선 T Tauri 별로 진화한다. 이 진화는 약 100만 년 후에 일어난다. 고전적 T Tauri 별 주변 원반의 질량은 중심 별 질량의 약 1-3%이며, 1년당 10-7-10-9 태양 질량의 비율로 질량을 강착한다. 또한, 일반적으로 한 쌍의 쌍극성 제트도 동반한다. 강착 현상은, 강한 휘선 (별의 광도와 동등한 정도)이나 자기적 활동, 변광, 제트 등 고전적 T Tauri 별이 가진 특성의 모든 것을 설명할 수 있다. 휘선은 강착하는 가스가 별의 "표면"을 때림으로써 발생하며, 그것은 별의 자기극 부근에서 일어난다. 제트는 강착의 부산물이며, 여분의 각운동량을 가져간다. 고전적 T Tauri 별 단계는 약 1000만 년 지속된다. 강착이 2000만 년 이상 지속되는, 통칭 "피터팬 디스크"라고 불리는 원반은 불과 몇 예밖에 알려져 있지 않다. 별로의 강착, 행성의 형성, 제트에 의한 방출, 중심의 별이나 근린 별로부터의 자외선 복사에 의한 광증발 등으로 인해, 강착 원반은 최종적으로 소멸한다. 결과적으로, 젊은 별은 약선 황소자리 T형 별이 되고, 더욱 수억 년에 걸쳐, 초기 질량에 따라 태양과 같은 일반적인 별로 진화한다.

3. 3. 2. 피터팬 원반

일부 황소자리 T형 별은 예상보다 훨씬 오랫동안 강착 원반을 유지하는 경우가 있는데, 이를 피터팬 원반이라고 한다.[3] 강착이 2000만 년 이상 지속되는, 통칭 "피터팬 원반"이라고 불리는 원반은 불과 몇 예밖에 알려져 있지 않다. (한국 천문학계의 연구 사례는 주어진 자료에 없어 추가할 수 없다.)

3. 4. 쌍성계에서의 강착

쌍성계에서 질량이 작은 별이 주계열성에서 벗어나 팽창 단계에 들어가면, 외층 대기가 다른 쪽 별로 흘러 들어가 강착 원반을 형성할 수 있다. 이 과정은 한 별이 진화하여 팽창할 때, 다른 별의 중력에 의해 물질이 이동하며 발생한다.

4. 행성의 강착



행성은 원시 행성계 원반 내에서 우주 먼지와 가스가 모여 미행성체를 형성하고, 이들이 충돌, 병합하여 성장한다.

미행성체는 원시 행성계 원반에서 우주 먼지가 자체적인 강착을 통해 자갈 크기로 성장하면서 형성된다. 더 큰 미행성체는 작은 미행성체를 강착하는 한편, 충돌에 의해서 파괴되기도 한다.

지구형 행성 및 행성의 핵 형성은 여러 단계를 거친다. 처음에 가스나 먼지 미립자가 충돌하면, 반 데르 발스 힘이나 전자기력 등의 미시적인 힘에 의해 집적되어 마이크로미터 정도 크기의 입자를 형성한다. 이 단계에서 집적의 원동력은 대부분 중력이 아니다. 그러나 센티미터에서 미터 정도 크기의 미행성체 형성에 대해서는 잘 알려져 있지 않으며, 미립자가 충돌했을 때 튕겨 나가지 않고 합체하는 이유에 대해서도 설득력 있는 설명은 아직 되지 못하고 있다. 특히, 이러한 물체가 어떻게 0.1-1 km 정도 크기의 미행성체로 성장하는지는 아직 밝혀지지 않았으며, 이 문제는 "미터 크기 장벽"으로 알려져 있다.

먼지 입자가 응집으로 성장하는 경우, 입자의 내향 이동 속도뿐만 아니라, 근방의 다른 입자와의 상대 속도가 점점 커져 파괴적인 충돌을 일으키기 때문에, 집적하여 성장할 수 있는 크기에는 어느 정도 상한이 있다. Ward는 1996년에, 저속으로 움직이는 입자가 충돌하면, 매우 작지만 0이 아닌 중력에 의해 그 탈출이 방해된다고 했다. 입자의 파괴에 의해 작은 입자가 공급되어, 원반을 두껍게 유지할 뿐만 아니라, 모든 크기의 고체를 비교적 대량으로 유지하는 데에도 중요한 역할을 하는 것으로 생각된다.

"meter size barrier" 를 극복하기 위한 메커니즘에 대해, 많은 제안이 이루어지고 있다. 예를 들어 어떤 가설에서는, 국소적으로 자갈 크기의 고체 입자(페블)가 모인 영역이 형성되어, 그것들이 중력 수축하여 큰 소행성 정도의 크기의 미행성체가 된다고 한다. 이러한 영역은, 예를 들어 소용돌이 사이, 압력의 극대 영역, 거대 행성에 의해 형성되는 갭의 끝, 또는 원반의 난류 영역의 경계 등, 가스 원반의 구조에 의해 수동적으로 발생한다. 또는, 스트리밍 불안정성이라고 불리는 피드백 메커니즘을 통해 입자가 이러한 영역의 형성에 적극적인 역할을 할 수 있다. 스트리밍 불안정성은 원시 행성계 원반 내의 고체와 가스 사이의 상호작용으로 인해 국소적인 입자 농축 영역을 형성하고, 새로운 입자가 작은 농축 지역에 집적함으로써 성장하고, 무거운 필라멘트 구조를 형성한다고 한다. 또 다른 설로, 만약 먼지가 모여 형성되는 입자가 매우 공극률이 높은 다공질이라면, 자신의 중력으로 수축할 수 있는 크기까지 성장이 계속된다. 이러한 물체의 밀도가 낮은 것이, 가스와 강하게 결합된 채로 있는 것을 가능하게 하고, 침식이나 파괴를 일으키는 고속의 충돌이 발생하는 것을 회피하고 있다.

입자는 최종적으로 서로 집합하여, 미행성체라고 불리는 산 정도의 크기의 천체가 된다. 미행성체 간의 충돌 및 중력 상호 작용에 의해, 10만 년에서 100만 년 정도에 달 정도의 크기의 원시 행성이 된다. 최종적으로, 1000만 년에서 1억 년에 원시 행성은 충돌하여 행성을 형성한다 미행성체는, 그 진화를 계산할 때 중력 상호 작용을 고려할 필요가 있는 정도의 큰 질량을 가진다 미행성체의 성장은, 가스의 저항에 의한 소천체의 궤도 붕괴에 의해서 촉진되어, 원시 행성이 궤도 사이에서 고립되는 것을 방해한다 추가적인 충돌 및 집적에 의해, 거대 가스 행성의 핵 및 지구형 행성이 형성된다.

미행성체가, 페블의 국소적인 밀집 영역에서의 중력 수축에 의해 형성된 경우, 미행성체에서 원시 행성 및 거대 행성의 핵으로 성장할 때, 페블의 추가적인 강착이 중요하게 된다. 미행성체로의 페블의 강착은, 가스의 저항에 의해 촉진된다. 가스의 저항에 의해 페블의 속도가 저하되어 탈출 속도를 밑돌면, 무거운 천체 쪽으로 가속하면서 소용돌이쳐 떨어진다. 페블의 강착에 의해, 미행성체만의 강착을 고려한 경우보다 행성의 형성 속도가 수천 배나 빨라져, 가스 원반이 산개되기 전에 거대 행성을 형성하는 것을 가능하게 한다 그러나, 페블의 강착에 의한 핵의 성장은, 천왕성 및 해왕성의 최종적인 질량 및 조성이 모순되는 것처럼 보인다

지구형 행성의 형성은, 목성형 행성이라고도 불리는 거대 가스 행성의 형성과는 다르다. 지구형 행성을 구성하는 입자는, 내 태양계에서 응집된 금속 및 암석이다. 하지만 목성형 행성은 거대한 얼음 미행성체가 기원이며, 이들이 원시 태양계 성운으로부터 수소 및 헬륨을 획득한 것이다 이들 두 분류의 차이는, 원시 태양계 성운의 설선에 기인하는 것이다

4. 1. 미행성체 형성



우주 먼지는 자기 강착에 의해 입자의 크기가 성장하여 자갈 정도 크기의 미행성체가 된다. 더 큰 미행성체는 작은 미행성체를 강착하는 한편, 충돌에 의해서 파괴되기도 한다. 강착 원반은 작은 별, 또는 근접 쌍성 중 백색 왜성, 또는 은하의 중심에 있는 물질에 둘러싸인 블랙홀 주위에 보통 존재한다. 주위를 도는 가스가 각운동량을 잃고 중심의 대질량 천체로 떨어지기 위해서는 원반 내에서 등의 어떠한 기구가 필요하다. 때때로, 이로 인해 별의 표면에서 핵융합이 일어나는 경우도 있다 (백색 왜성 표면에서 발생하는 신성이 그 예. 본디 강착류도 참조).

지구형 행성 및 행성의 핵의 형성에는 여러 단계가 생각된다. 처음에 가스나 먼지 미립자가 충돌하면, 반 데르 발스 힘이나 전자기력 등의 미시적인 힘에 의해 집적되어 마이크로미터 정도 크기의 입자를 형성한다. 이 단계에서는 집적의 원동력의 대부분은 중력이 아니다. 그러나 센티미터에서 미터 정도 크기의 미행성체 형성에 대해서는 잘 알려져 있지 않으며, 미립자가 충돌했을 때 튕겨 나가지 않고 합체하는 이유에 대해서도 설득력 있는 설명은 아직 되지 못하고 있다. 특히, 이러한 물체가 어떻게 0.1-1 km 정도 크기의 미행성체로 성장하는지는 아직 밝혀지지 않았으며, 이 문제는 "meter size barrier"로 알려져 있다.
미터 크기 장벽먼지 입자가 응집으로 성장하는 경우, 입자의 내향 이동 속도뿐만 아니라, 근방의 다른 입자와의 상대 속도가 점점 커져 파괴적인 충돌을 일으키기 때문에, 집적하여 성장할 수 있는 크기에는 어느 정도 상한이 있다. Ward는 1996년에, 저속으로 움직이는 입자가 충돌하면, 매우 작지만 0이 아닌 중력에 의해 그 탈출이 방해된다고 했다. 입자의 파괴에 의해 작은 입자가 공급되어, 원반을 두껍게 유지할 뿐만 아니라, 모든 크기의 고체를 비교적 대량으로 유지하는 데에도 중요한 역할을 하는 것으로 생각된다.

"meter size barrier" 를 극복하기 위한 메커니즘에 대해, 많은 제안이 이루어지고 있다. 예를 들어 어떤 가설에서는, 국소적으로 자갈 크기의 고체 입자(페블)가 모인 영역이 형성되어, 그것들이 중력 수축하여 큰 소행성 정도의 크기의 미행성체가 된다고 한다. 이러한 영역은, 예를 들어 소용돌이 사이, 압력의 극대 영역, 거대 행성에 의해 형성되는 갭의 끝, 또는 원반의 난류 영역의 경계 등, 가스 원반의 구조에 의해 수동적으로 발생한다.
스트리밍 불안정성원시 행성계 원반 내에서 고체 입자와 가스 간의 상호 작용은 국소적인 농도 차이를 발생시킨다. 이러한 현상은 이라고 불리는 피드백 기구에 의해 나타나며, 이로 인해 미행성체가 형성될 수 있다. 스트리밍 불안정성은 원시 행성계 원반 내의 고체와 가스 사이의 상호작용으로 인해 국소적인 입자 농축 영역을 형성하고, 새로운 입자가 작은 농축 지역에 집적함으로써 성장하고, 무거운 필라멘트 구조를 형성한다고 한다

또 다른 설로, 만약 먼지가 모여 형성되는 입자가 매우 공극률이 높은 다공질이라면, 자신의 중력으로 수축할 수 있는 크기까지 성장이 계속된다. 이러한 물체의 밀도가 낮은 것이, 가스와 강하게 결합된 채로 있는 것을 가능하게 하고, 침식이나 파괴를 일으키는 고속의 충돌이 발생하는 것을 회피하고 있다.

입자는 최종적으로 서로 집합하여, 미행성체라고 불리는 산 정도의 크기의 천체가 된다. 미행성체 간의 충돌 및 중력 상호 작용에 의해, 10만 년에서 100만 년 정도에 달 정도의 크기의 원시 행성이 된다. 최종적으로, 1000만 년에서 1억 년에 원시 행성은 충돌하여 행성을 형성한다 미행성체는, 그 진화를 계산할 때 중력 상호 작용을 고려할 필요가 있는 정도의 큰 질량을 가진다 미행성체의 성장은, 가스의 저항에 의한 소천체의 궤도 붕괴에 의해서 촉진되어, 원시 행성이 궤도 사이에서 고립되는 것을 방해한다 추가적인 충돌 및 집적에 의해, 거대 가스 행성의 핵 및 지구형 행성이 형성된다.

미행성체가, 페블의 국소적인 밀집 영역에서의 중력 수축에 의해 형성된 경우, 미행성체에서 원시 행성 및 거대 행성의 핵으로 성장할 때, 페블의 추가적인 강착이 중요하게 된다. 미행성체로의 페블의 강착은, 가스의 저항에 의해 촉진된다. 가스의 저항에 의해 페블의 속도가 저하되어 탈출 속도를 밑돌면, 무거운 천체 쪽으로 가속하면서 소용돌이쳐 떨어진다. 페블의 강착에 의해, 미행성체만의 강착을 고려한 경우보다 행성의 형성 속도가 수천 배나 빨라져, 가스 원반이 산개되기 전에 거대 행성을 형성하는 것을 가능하게 한다 그러나, 페블의 강착에 의한 핵의 성장은, 천왕성 및 해왕성의 최종적인 질량 및 조성이 모순되는 것처럼 보인다

지구형 행성의 형성은, 목성형 행성이라고도 불리는 거대 가스 행성의 형성과는 다르다. 지구형 행성을 구성하는 입자는, 내 태양계에서 응집된 금속 및 암석이다. 하지만 목성형 행성은 거대한 얼음 미행성체가 기원이며, 이들이 원시 태양계 성운으로부터 수소 및 헬륨을 획득한 것이다 이들 두 분류의 차이는, 원시 태양계 성운의 설선에 기인하는 것이다

4. 1. 1. 미터 크기 장벽

먼지 입자가 응집으로 성장함에 따라, 근처의 다른 입자에 대한 상대 속도와 체계적인 내부 이동 속도가 점점 더 커져 파괴적인 충돌을 일으키고, 이는 응집체의 성장을 제한한다.[5] 이러한 현상은 "미터 크기 장벽"으로 알려져 있다.[4]

이 장벽을 극복하기 위한 여러 메커니즘이 제안되었다.

  • 자갈의 국소적 농축: 중력에 의해 붕괴하여 소행성 크기의 미행성체를 형성한다. 와류 사이, 압력 돌기, 거대 행성에 의해 생성된 틈의 가장자리, 원반의 난류 영역 경계 등 가스 원반의 구조로 인해 발생할 수 있다.[6]
  • 스트리밍 불안정성: 원시 행성계 원반의 고체와 가스 간 상호 작용으로 국소적 농축이 성장하고, 새로운 입자가 작은 농축의 후류에 축적되어 대규모 필라멘트로 성장한다.[6]
  • 다공성 먼지 응집: 먼지 응집으로 형성된 입자가 다공성이 높으면 자체 중력으로 붕괴될 때까지 성장이 계속될 수 있다. 낮은 밀도로 인해 가스와 강하게 결합하여 고속 충돌을 피할 수 있다.[7]

4. 1. 2. 스트리밍 불안정성

원시 행성계 원반 내에서 고체 입자와 가스 간의 상호 작용은 국소적인 농도 차이를 발생시킨다. 이러한 현상은 스트리밍 불안정성이라고 불리는 피드백 메커니즘을 통해 나타나며, 이로 인해 미행성체가 형성될 수 있다. 스트리밍 불안정성은 원시 행성계 원반 내의 고체와 가스 사이의 상호작용으로 인해 국소적인 입자 농축 영역을 형성하고, 새로운 입자가 작은 농축 지역에 쌓여 거대한 필라멘트 구조로 성장하게 한다.

4. 2. 행성 배아 형성

젊은 별을 중심으로 한 원시 행성계 원반의 상상도


미행성체들은 상호 중력적 상호 작용을 통해 충돌하고 병합하여 더 큰 천체인 행성 배아(원시 행성)를 형성한다. 이 과정은 대략 0.1~1백만 년에 걸쳐 진행된다. 미행성체의 성장은 가스 항력으로 인한 작은 물체의 궤도 붕괴에 의해 지원되며, 이는 배아 궤도 사이에 갇히는 것을 방지한다.

지구형 행성 또는 행성핵의 형성은 여러 단계를 거친다. 먼저 가스와 먼지 입자가 충돌하여 반데르 발스 힘과 전자기력과 같은 미세 물리적 과정에 의해 뭉쳐져 마이크로미터 크기의 입자가 형성된다. 그러나 센티미터에서 미터 범위의 미행성체 형성은 잘 이해되지 않으며, 이러한 입자가 단순히 반동하는 대신 축적될 이유에 대한 설득력 있는 설명은 아직 없다. 특히 이러한 물체가 크기의 미행성체가 되기까지 어떻게 성장하는지는 여전히 불분명하며, 이 문제는 "미터 크기 장벽"으로 알려져 있다.[4]

최종적으로, 행성 배아는 1천만~1억 년에 걸쳐 충돌하여 행성을 형성한다.

4. 3. 지구형 행성 형성



지구형 행성은 태양계 안쪽에서 응축된 금속과 암석으로 만들어진다. 이러한 지구형 행성은 여러 단계를 거쳐 형성된다. 먼저 가스와 먼지 입자가 충돌하면, 반 데르 발스 힘과 전자기력과 같은 미세 물리적 과정에 의해 뭉쳐져 마이크로미터 크기의 입자가 형성된다. 이 단계에서 축적 메커니즘은 본질적으로 비중력적이다. 그러나 센티미터에서 미터 범위의 미행성체 형성은 잘 이해되지 않으며, "미터 크기 장벽"이라는 문제로 인해 그 성장 과정이 불분명하다.[4]

이러한 장벽을 극복하기 위해 여러 메커니즘이 제안되었다. 자갈의 국소적 농축이 형성되어 중력에 의해 붕괴하거나, 스트리밍 불안정성이라는 피드백 메커니즘을 통해 농축이 일어날 수 있다.[6] 또는 먼지 응집으로 인해 형성된 다공성 입자가 자체 중력으로 인해 붕괴될 만큼 커질 수도 있다.[7]

입자는 결국 함께 붙어 산 크기(또는 더 큰)의 미행성체를 형성한다. 미행성체 간의 충돌과 중력적 상호 작용은 대략 0.1~1백만 년에 걸쳐 달 크기의 원시 행성을 생성한다. 마지막으로, 행성 배아는 1천만~1억 년에 걸쳐 충돌하여 지구형 행성을 형성한다.

4. 4. 목성형 행성 형성



목성형 행성은 지구형 행성과는 달리, 큰 얼음 미행성체로 시작하여 태양 성운에서 수소와 헬륨 가스를 포획하여 형성된다.[12] 이 두 종류의 미행성체의 분화는 태양 성운의 어는점으로 인해 발생한다. 즉, 목성형 행성은 주로 얼음과 가스 성분으로 구성되며, 태양에서 멀리 떨어진 곳에서 형성된다는 것을 의미한다.

미행성체가, 페블의 국소적인 밀집 영역에서의 중력 수축에 의해 형성된 경우, 미행성체에서 원시 행성 및 거대 행성의 핵으로 성장할 때, 페블의 추가적인 강착이 중요하게 된다. 미행성체로의 페블의 강착은, 가스의 저항에 의해 촉진된다. 가스의 저항에 의해 페블의 속도가 저하되어 탈출 속도를 밑돌면, 무거운 천체 쪽으로 가속하면서 소용돌이쳐 떨어진다. 페블의 강착에 의해, 미행성체만의 강착을 고려한 경우보다 행성의 형성 속도가 수천 배나 빨라져, 가스 원반이 산개되기 전에 거대 행성을 형성하는 것을 가능하게 한다. 그러나, 페블의 강착에 의한 핵의 성장은, 천왕성 및 해왕성의 최종적인 질량 및 조성이 모순되는 것처럼 보인다.

4. 4. 1. 핵 강착 모델



핵 강착 모델은 목성형 행성 형성에 대한 이론이다. 먼저 고체 핵이 형성되고, 이후 주변의 가스를 끌어들여 거대 가스 행성이 된다는 내용을 담고 있다. 이 모델에 따르면, 거대 가스 행성은 거대한 얼음 미행성체에서 시작하여 원시 태양계 성운에서 수소와 헬륨 가스를 포획하며 형성된다.

4. 4. 2. 자갈 강착



센티미터 크기의 자갈 강착은 미행성체의 강착에 비해 행성 형성을 1000배 가속하여 가스 원반이 소멸되기 전에 거대 행성이 형성될 수 있도록 한다.

미행성체가 페블의 국소적인 밀집 영역에서의 중력 수축에 의해 형성된 경우, 미행성체에서 원시 행성 및 거대 행성의 핵으로 성장할 때, 페블의 추가적인 강착이 중요하게 된다. 미행성체로의 페블의 강착은, 가스의 저항에 의해 촉진된다. 가스의 저항에 의해 페블의 속도가 저하되어 탈출 속도를 밑돌면, 무거운 천체 쪽으로 가속하면서 소용돌이쳐 떨어진다.

4. 5. 강착과 관련된 논쟁들

먼지 입자들이 응집하여 성장함에 따라, 입자들의 내향 이동 속도뿐만 아니라 근방의 다른 입자와의 상대 속도가 점점 커져 파괴적인 충돌을 일으키기 때문에, 집적하여 성장할 수 있는 크기에는 어느 정도 상한이 있다. 이러한 현상을 "미터 크기 장벽"이라고 부른다. 이 장벽을 극복하기 위한 여러 메커니즘이 제안되었는데, 그 중 하나는 국소적으로 자갈 크기의 고체 입자(페블)가 모인 영역이 형성되어, 그것들이 중력 수축하여 큰 소행성 정도의 크기의 미행성체가 된다고하는 가설이다. 이러한 영역은, 예를 들어 소용돌이 사이, 압력의 극대 영역, 거대 행성에 의해 형성되는 갭의 끝, 또는 원반의 난류 영역의 경계 등, 가스 원반의 구조에 의해 수동적으로 발생한다. 또 다른 가설에서는, 이라고 불리는 피드백 기구에 의해, 입자가 이러한 영역의 형성에 적극적인 역할을 한다고 한다. 스트리밍 불안정성에서는, 원시 행성계 원반 내의 고체-기체 상호 작용에 의해 국소적인 입자의 집중 영역이 형성되어, 새로운 입자가 작은 집중 영역에 집적함으로써 성장하고, 무거운 필라멘트 구조를 형성한다고 한다. 또 다른 설로, 만약 먼지가 모여 형성되는 입자가 매우 공극률이 높은 다공질이라면, 자신의 중력으로 수축할 수 있는 크기까지 성장이 계속된다. 이러한 물체의 밀도가 낮은 것이, 가스와 강하게 결합된 채로 있는 것을 가능하게 하고, 침식이나 파괴를 일으키는 고속의 충돌이 발생하는 것을 회피하고 있다.

4. 5. 1. 미터 크기 장벽 문제

먼지 입자들이 응집하여 성장함에 따라, 입자들의 상대 속도와 내부 이동 속도가 증가하여 파괴적인 충돌을 일으키고, 이는 성장을 제한한다. 이러한 현상을 "미터 크기 장벽"이라고 부른다.[4] 이 장벽을 극복하기 위한 여러 메커니즘이 제안되었는데, 그 중 하나는 자갈의 국소적 농축이다. 이 농축은 가스 원반의 구조적 특징(와류, 압력 돌기, 거대 행성에 의한 틈, 난류 영역 경계 등)으로 인해 발생하거나, 스트리밍 불안정성이라는 피드백 메커니즘을 통해 입자가 능동적으로 농축에 관여할 수 있다.[6] 또 다른 가능성은 먼지 응집체가 다공성 구조를 가져 자체 중력으로 붕괴할 때까지 성장을 지속하는 것이다.[7]

4. 5. 2. 행성 이동

원시 행성계 원반에서 형성된 행성은 원반과의 상호 작용으로 인해 궤도가 변경될 수 있다. 이를 행성 이동이라고 한다.

5. 소행성과 혜성의 강착

콘드룰이 있는 콘드라이트 운석. 밀리미터 크기 눈금이 표시되어 있다.


운석은 소행성의 기원과 진화의 모든 단계에서 강착과 충돌에 대한 기록을 담고 있지만, 소행성 강착과 성장의 메커니즘은 아직 잘 알려져 있지 않다. 발견된 증거에 따르면, 소행성의 주요 성장 과정은 소행성에 강착되기 전에 우주 공간에서 용융된 밀리미터 정도 크기의 액적에서 형성된 콘드룰의 강착인 것으로 시사된다. 내태양계에서는 콘드룰이 강착의 시작에 필수적이라고 생각된다. 소행성의 질량이 작은 것은 2 au 이원에서의 콘드룰 형성이 비효율적이라는 점이나, 원시별 근방으로부터의 콘드룰 수송이 효율적이지 않다는 것이 부분적인 원인일 수 있다. 또한, 충돌은 소행성의 형성과 파괴를 제어했으며, 소행성의 지질학적 진화에 주요 요인으로 여겨진다.

콘드룰, 금속 입자, 기타 구성물은 아마도 원시 태양계 성운 내에서 형성된 것으로 생각된다. 이들은 서로 강착하여 모체가 되는 소행성을 형성했다. 이러한 천체의 일부는 용융되어 금속성 핵과 감람석이 많은 맨틀을 형성했고, 다른 것들은 수질 변성을 받았다. 소행성이 냉각된 후, 45억 년 동안 충돌로 인해 침식되거나 파괴되었다.

강착이 발생하려면 충돌 속도가 탈출 속도의 약 두 배 미만이어야 한다. 반지름 100km의 소행성의 경우 약 140m/s이다. 소행성대에서의 강착의 단순한 모델에서는 일반적으로 마이크로미터 정도 크기의 먼지 입자가 집합하여 원반의 중심 평면에 침전하여 고밀도의 먼지층을 형성하고, 이것이 중력에 의해 킬로미터 정도 크기의 미행성으로 구성된 원반이 된다고 가정한다. 그러나 소행성은 이러한 강착을 하지 않는다는 설도 있다.

486958 아로코스, 행성이 성장한 원래의 미행성체를 나타내는 것으로 생각되는 카이퍼 벨트 천체


아로코스의 지질


혜성과 그 전구체는 아마도 행성 형성 수백만 년 전에 외태양계에서 형성되었을 것이다. 언제, 어떻게 혜성이 형성되었는지에 대해서는 논란이 있으며, 이는 태양계의 형성, 역학, 지질에 다양한 영향을 미친다. 3차원 컴퓨터 시뮬레이션은 혜성의 핵에서 관찰되는 주요 구조적 특징이 약한 미소 혜성의 저속 상호 강착으로 설명될 수 있음을 시사한다.[13] 현재 지지되는 형성 메커니즘인 성운설에 따르면, 혜성은 행성의 성장에 사용된 물질의 잔해로 여겨진다.

천문학자들은 혜성이 오르트 구름과 산란 원반에서 모두 유래한다고 생각한다.[14] 산란원반은 해왕성이 바깥쪽으로 이동하여 원시 카이퍼대 내로 들어갔을 때 형성되었다. 당시 원시 카이퍼대는 현재보다 훨씬 태양에 가까웠고, 해왕성의 궤도에 영향을 받지 않는 역학적으로 안정된 천체의 집단이 현재의 카이퍼대로 남았으며, 해왕성이 궤도를 교란할 수 있을 정도로 근일점이 태양에 가까웠던 것은 산란되어 산란원반 천체가 되었다. 산란원반은 역학적으로 활발하지만 카이퍼대는 비교적 안정적이므로, 현재는 산란원반이 주기 혜성의 기원일 가능성이 높다고 여겨진다.[14] 고전적인 오르트 구름 이론에 따르면, 반경 약 5만 천문단위의 구형 분포를 이루는 오르트 구름은 원시 태양계 성운과 동시기에 형성되었으며, 때때로 거대 행성이나 별이 근처를 지나가 중력적으로 교란되면 내태양계로 혜성을 방출한다고 생각된다. 나선 성운에서 이미 그러한 혜성 구름이 발견되었다.[15]

2015년 로제타의 추류모프-게라시멘코 혜성 관측에서, 태양열이 표면에 침투하면 표면 아래에 있는 얼음의 증발(승화)을 일으키는 것으로 밝혀졌다. 생겨난 수증기의 일부는 혜성 핵에서 탈출하지만, 80%는 표면 아래 층에서 재응축되었다. 이 관측에 의해, 표면 근처의 얼음이 풍부한 얇은 층은 혜성의 활동과 진화의 결과로 형성된 것이며, 전 지구적인 층화는 혜성 형성사의 초기에 일어날 필요는 없다는 것이 시사되었다. 대부분의 과학자들은 모든 증거가 혜성 핵의 구조는 한 세대 전의 작은 얼음 미행성으로 이루어진 래블 파일임을 보여준다고 생각했지만, 로제타의 관측으로 혜성이 다른 물질의 래블 파일이라는 아이디어는 부정되었다.[17][18] 혜성은 ~100km 크기의 물체로 형성된 후 압도적으로 분쇄되어 현재 상태로 재접촉한 것으로 보인다.[19]

5. 1. 소행성 강착



운석은 소행성 기원과 진화의 모든 단계에서 강착과 충돌에 대한 기록을 담고 있지만, 소행성 강착과 성장의 메커니즘은 잘 알려져 있지 않다. 발견된 증거에 따르면, 소행성의 주요 성장 과정은 소행성에 강착되기 전에 우주 공간에서 용융된 밀리미터 정도 크기의 액적에서 형성된 콘드룰의 강착인 것으로 시사된다. 내태양계에서는 콘드룰이 강착의 시작에 필수적이라고 생각된다. 소행성의 질량이 작은 것은 2 au 이원에서의 콘드룰 형성이 비효율적이라는 점이나, 원시별 근방으로부터의 콘드룰 수송이 효율적이지 않다는 것이 부분적인 원인일 수 있다.

콘드룰, 금속 입자, 기타 구성물은 아마도 원시 태양계 성운 내에서 형성된 것으로 생각된다. 이들은 서로 강착하여 모체가 되는 소행성을 형성했다. 이러한 천체의 일부는 용융되어 금속성 핵과 감람석이 많은 맨틀을 형성했고, 다른 것들은 수질 변성을 받았다.

5. 1. 1. 콘드룰 강착



운석은 소행성 기원과 진화의 모든 단계에서 강착과 충돌에 대한 기록을 담고 있지만, 소행성 강착과 성장의 메커니즘은 잘 알려져 있지 않다. 증거에 따르면 소행성의 주요 성장은 용융(또는 부분 용융)된 방울로 형성되어 부모 소행성에 강착되기 전에 우주에서 형성되는 밀리미터 크기의 구체인 콘드룰의 가스 보조 강착으로 발생할 수 있다. 내부 태양계에서 콘드룰은 강착을 시작하는 데 매우 중요했던 것으로 보인다. 소행성의 작은 질량은 2 AU 너머에서 비효율적인 콘드룰 형성, 또는 원시별 근처에서 콘드룰의 덜 효율적인 전달 때문일 수 있다.

콘드룰, 금속 입자 및 기타 구성 요소는 태양 성운에서 형성되었을 가능성이 높다. 이들은 함께 강착되어 부모 소행성을 형성했다. 이들 중 일부는 이후 용융되어 금속 핵과 감람석이 풍부한 맨틀을 형성했고, 다른 것들은 수성적으로 변형되었다.

5. 2. 혜성 강착

혜성 또는 혜성의 전구체는 행성 형성 수백만 년 전에 태양계 외곽에서 형성되었을 가능성이 있다. 혜성이 어떻게, 언제 형성되었는지는 논쟁의 대상이며, 태양계 형성, 역학 및 지질학에 대한 뚜렷한 의미를 지닌다. 3차원 컴퓨터 시뮬레이션은 혜성 핵에서 관찰되는 주요 구조적 특징이 약한 혜성체의 쌍별 저속 강착으로 설명될 수 있음을 나타낸다.[13] 현재 선호되는 형성 메커니즘은 성운 가설인데, 이 가설에 따르면 혜성은 아마도 행성이 성장한 원래의 미행성체 "구성 요소"의 잔재일 것이다.

천문학자들은 혜성이 오르트 구름과 산란 원반에서 모두 기원한다고 생각한다.[14] 산란 원반은 해왕성이 당시 태양에 훨씬 더 가까이 있었던 원시 카이퍼 벨트로 바깥쪽으로 이동하면서 생성되었고, 그 궤도의 영향을 절대 받지 않을 수 있는 역학적으로 안정적인 천체 집단(적절한 카이퍼 벨트)과 해왕성이 태양 주위를 이동할 때 여전히 방해할 수 있을 만큼 근일점이 가까운 천체 집단(산란 원반)을 뒤에 남겨두었다. 산란 원반은 역학적으로 활동적이고 카이퍼 벨트는 상대적으로 역학적으로 안정적이므로, 산란 원반은 현재 주기 혜성의 가장 유력한 기원으로 간주된다.[14] 고전적인 오르트 구름 이론에 따르면, 반경이 약 5만AU인 구체인 오르트 구름은 태양 성운과 동시에 형성되었으며, 거대 행성이나 별이 근처를 지나가 중력 섭동을 일으킬 때 가끔씩 혜성을 태양계 내부로 방출한다. 그러한 혜성 구름의 예는 이미 나선 성운에서 관찰되었을 수 있다.[15]

로제타 임무는 혜성 67P/추류모프-게라시멘코에 대한 것으로, 2015년에 태양의 열이 표면을 관통하면 묻혀 있던 얼음의 증발(승화)을 유발한다는 것을 밝혀냈다. 생성된 일부 수증기는 핵에서 탈출할 수 있지만, 그중 80%는 표면 아래 층에서 재응축된다. 이러한 관찰은 표면에 가깝게 노출된 얇은 얼음이 풍부한 층이 혜성 활동 및 진화의 결과일 수 있으며, 혜성 형성 역사 초기에 반드시 전반적인 층상화가 발생하는 것은 아님을 시사한다.

대부분의 과학자들은 모든 증거가 혜성 핵의 구조가 이전 세대의 작은 얼음 미행성체의 래블 파일로 처리되었음을 나타낸다고 생각했지만,[16] ''로제타'' 임무는 혜성이 서로 다른 물질의 "파편 더미"라는 생각을 확인했다.[17][18] 혜성은 ~100km 크기의 물체로 형성된 후 압도적으로 분쇄되어 현재 상태로 재접촉한 것으로 보인다.[19]

5. 2. 1. 오르트 구름과 산란 원반

혜성 또는 혜성의 전구체는 행성 형성 수백만 년 전에 태양계 외곽에서 형성되었을 가능성이 있다. 혜성이 어떻게, 언제 형성되었는지는 논쟁의 대상이며, 태양계 형성, 역학 및 지질학에 대한 뚜렷한 의미를 지닌다. 3차원 컴퓨터 시뮬레이션은 혜성 핵에서 관찰되는 주요 구조적 특징이 약한 혜성체의 쌍별 저속 강착으로 설명될 수 있음을 나타낸다.[13] 현재 선호되는 형성 메커니즘은 성운 가설인데, 이 가설에 따르면 혜성은 아마도 행성이 성장한 원래의 미행성체 "구성 요소"의 잔재일 것이다.

천문학자들은 혜성이 오르트 구름과 산란 원반에서 모두 기원한다고 생각한다.[14] 산란 원반은 해왕성이 당시 태양에 훨씬 더 가까이 있었던 원시 카이퍼 벨트로 바깥쪽으로 이동하면서 생성되었고, 그 궤도의 영향을 절대 받지 않을 수 있는 역학적으로 안정적인 천체 집단(적절한 카이퍼 벨트)과 해왕성이 태양 주위를 이동할 때 여전히 방해할 수 있을 만큼 근일점이 가까운 천체 집단(산란 원반)을 뒤에 남겨두었다. 산란 원반은 역학적으로 활동적이고 카이퍼 벨트는 상대적으로 역학적으로 안정적이므로, 산란 원반은 현재 주기 혜성의 가장 유력한 기원으로 간주된다.[14] 고전적인 오르트 구름 이론에 따르면, 반경이 약 5만AU인 구체인 오르트 구름은 태양 성운과 동시에 형성되었으며, 거대 행성이나 별이 근처를 지나가 중력 섭동을 일으킬 때 가끔씩 혜성을 태양계 내부로 방출한다. 그러한 혜성 구름의 예는 이미 나선 성운에서 관찰되었을 수 있다.[15]

5. 2. 2. 혜성 핵의 구조

혜성 또는 혜성의 전구체는 행성 형성 수백만 년 전에 태양계 외곽에서 형성되었을 가능성이 있다. 혜성이 어떻게, 언제 형성되었는지는 논쟁의 대상이며, 태양계 형성, 역학 및 지질학에 대한 뚜렷한 의미를 지닌다. 3차원 컴퓨터 시뮬레이션은 혜성 핵에서 관찰되는 주요 구조적 특징이 약한 혜성체의 쌍별 저속 강착으로 설명될 수 있음을 나타낸다.[13] 현재 선호되는 형성 메커니즘은 성운 가설인데, 이 가설에 따르면 혜성은 아마도 행성이 성장한 원래의 미행성체 "구성 요소"의 잔재일 것이다.

로제타 임무는 혜성 67P/추류모프-게라시멘코에 대한 것으로, 2015년에 태양의 열이 표면을 관통하면 묻혀 있던 얼음의 증발(승화)을 유발한다는 것을 밝혀냈다. 생성된 일부 수증기는 핵에서 탈출할 수 있지만, 그중 80%는 표면 아래 층에서 재응축된다. 이러한 관찰은 표면에 가깝게 노출된 얇은 얼음이 풍부한 층이 혜성 활동 및 진화의 결과일 수 있으며, 혜성 형성 역사 초기에 반드시 전반적인 층상화가 발생하는 것은 아님을 시사한다.

대부분의 과학자들은 모든 증거가 혜성 핵의 구조가 이전 세대의 작은 얼음 미행성체의 래블 파일로 처리되었음을 나타낸다고 생각했지만,[16] ''로제타'' 임무는 혜성이 서로 다른 물질의 "파편 더미"라는 생각을 확인했다.[17][18] 혜성은 ~100km 크기의 물체로 형성된 후 압도적으로 분쇄되어 현재 상태로 재접촉한 것으로 보인다.[19]

6. 강착 현상의 다양한 사례

6. 1. 블랙홀 강착 원반

6. 2. 중성자별 강착

참조

[1] 논문 The Solar System – its Origin and Evolution 1993-03
[1] 논문 Kant's Cosmogony Re-evaluated https://philarchive.[...] 1987-09
[2] 뉴스 Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table https://www.newscien[...] 2008-04-18
[3] 논문 Peter Pan Disks: Long-lived Accretion Disks Around Young M Stars 2020-01-14
[4] 논문 Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects 2019-08
[5] 논문 Dust retention in protoplanetary disks 2009-08
[6] 서적 Protostars and Planets VI University of Arizona Press 2014
[7] 서적 Asteroids IV University of Arizona Press 2015
[8] 뉴스 To Build a Gas Giant Planet, Just Add Pebbles http://www.space.com[...] 2015-11-22
[9] 논문 Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion 2012-08
[10] 논문 The Formation of Uranus and Neptune: Challenges and Implications for Intermediate-mass Exoplanets 2014-07
[11] 논문 Planet Formation by Gas-assisted Accretion of Small Solids 2024
[12] 서적 Exoplanets University of Arizona Press 2010-12
[13] 논문 The Origin of Comets in the Solar Nebula: A Unified Model 1997-06
[14] 서적 Encyclopedia of the Solar System Academic Press 2007
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