항성 자기장
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1. 개요
항성 자기장은 별의 자기장으로, 제만 효과를 통해 측정할 수 있다. 별의 대기 중 원자가 자기장 내에서 스펙트럼선이 분리되고 편광되는 현상을 이용하여 자기장의 세기와 방향을 파악한다. 항성 자기장은 별의 대류층 내부에서 다이나모 효과에 의해 생성되며, 흑점, 코로나 루프, 플레어, 코로나 질량 방출 등 표면 활동과 자기권을 형성한다. 특히, 황소자리 T형 별, 플레어 별, 초냉각 왜성, 중성자별과 같은 특이 항성은 강한 자기장을 가지며, 항성 플레어 증가와 외계 행성의 궤도 위치 간의 연관성에 대한 논란도 있었다.
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| 항성 자기장 | |
|---|---|
| 항성 자기장 개요 | |
| 정의 | 항성 내에서 생성되는 자기장 |
| 특징 | 항성 코로나에서 X선을 방출하는 원인 |
| 연구 | |
| 주제 | 항성 자기장과 항성 코로나의 관계 |
2. 측정
항성의 자기장은 제만 효과를 사용하여 측정할 수 있다. 일반적으로 항성 대기 중의 원자는 전자기 스펙트럼에서 특정 주파수의 에너지를 흡수하며, 이로 인해 스펙트럼에 특징적인 어두운 스펙트럼선(흡수선 스펙트럼)이 생긴다. 그러나 원자가 자기장 내에 있을 때는 해당 스펙트럼선이 여러 간격으로 좁게 분리된 스펙트럼선으로 나뉜다. 또한, 원자가 흡수한 에너지는 자기장의 방향에 따라 편광된다. 따라서 항성의 자기장 세기와 방향은 제만 효과에 의한 스펙트럼선을 관찰하여 결정할 수 있다.[25][26]
항성 분광 편광계는 항성의 자기장을 측정하는 데 사용된다. 이 기기는 분광기와 편광계/polarimeter영어를 조합하여 구성된다. 항성 자기장을 측정하기 위해 사용된 최초의 분광 편광계는 NARVAL이다. NARVAL은 프랑스 피레네 산맥에 있는 피크 뒤 미디 산의 베르나르 리오 망원경/Bernard Lyot Telescope영어에 탑재되어 있다.[27]
지난 150년 동안 수행된 자기 센서 측정[28] 및 나무의 나이테에 포함된 14C량 측정, 빙상 코어에 포함된 10Be량 측정[29] 등 다양한 측정을 통해 10년, 100년, 1000년 각 시간 규모에서 태양의 자기장에 변동성이 있음이 증명되었다.[30]
2. 1. 제만 효과
별의 자기장은 제만 효과를 사용하여 측정할 수 있다. 일반적으로 별의 대기 중 원자는 전자기 스펙트럼에서 특정 에너지 주파수를 흡수하여 스펙트럼에서 특징적인 어두운 흡수선을 생성한다. 그러나 원자가 자기장 안에 있으면 이 선은 여러 개의 가깝게 간격이 떨어진 선으로 분리된다. 또한 에너지는 자기장의 방향에 따라 방향이 결정되는 편광된다. 따라서 제만 효과 선의 검사를 통해 별의 자기장의 세기와 방향을 결정할 수 있다.[2][3]별의 자기장을 측정하기 위해 별 분광 편광계가 사용된다. 이 기기는 분광기와 편광계가 결합되어 있다. 별의 자기장 연구에 전념한 최초의 기기는 프랑스 피레네 산맥의 피크 뒤 미디 드 빅고르에 있는 베르나르 리오 망원경에 장착된 NARVAL이었다.[4]
지난 150년 동안의 자력계 측정;[5] 나무 나이테의 14C; 얼음 코어의 10Be를 포함한 다양한 측정[6]은 태양의 상당한 자기적 변동성을 수십 년, 수백 년, 수천 년의 시간 척도로 확립했다.[7]
2. 2. 별 분광 편광계
별의 자기장은 제만 효과를 사용하여 측정할 수 있다. 일반적인 별의 대기 중 원자는 전자기 스펙트럼에서 특정 에너지 주파수를 흡수하여 스펙트럼에서 특징적인 어두운 흡수선을 생성한다. 그러나 원자가 자기장 안에 있으면 이 선은 여러 개의 가깝게 간격이 떨어진 선으로 분리된다. 또한 에너지는 자기장의 방향에 따라 방향이 결정되는 편광된다. 따라서 제만 효과 선의 검사를 통해 별의 자기장의 세기와 방향을 결정할 수 있다.[2][3]별의 자기장을 측정하기 위해 별 분광 편광계가 사용된다. 이 기기는 분광기와 편광계가 결합되어 있다. 별의 자기장 연구에 전념한 최초의 기기는 프랑스 피레네 산맥의 피크 뒤 미디 드 빅고르에 있는 베르나르 리오 망원경에 장착된 NARVAL이었다.[4]
3. 자기장 생성
별의 자기장은 태양 다이나모 이론에 따르면 별의 대류층 내부에서 발생한다. 전도성 플라스마의 대류 순환은 다이나모와 같은 기능을 한다. 이 활동은 별의 원시 자기장을 파괴한 다음 쌍극 자기장을 생성한다. 별이 위도에 따라 서로 다른 속도로 회전하는 차등 회전을 겪으면서 자성은 별 주위에 감기는 "자기력선의 로프"의 토로이드 필드로 감긴다. 이 자기장은 고도로 집중될 수 있으며, 표면에 나타날 때 활동을 생성한다.[8]
전도성 가스 또는 액체의 회전하는 물체의 자기장은 차등 회전 (몸체의 다른 부분의 서로 다른 각속도), 코리올리 힘 및 유도의 조합으로 인해 자체 증폭 전류가 발생하고, 따라서 자체 생성 자기장이 발생한다. 전류의 분포는 수많은 열린 루프와 닫힌 루프를 가지며 매우 복잡할 수 있으므로 이러한 전류의 자기장은 그 인접 지역에서도 매우 꼬여 있다. 그러나 먼 거리에서는 반대 방향으로 흐르는 전류의 자기장이 상쇄되어 순수한 쌍극자장만 남고 거리에 따라 천천히 감소한다. 주요 전류가 전도성 질량 이동 방향 (적도 전류)으로 흐르기 때문에 생성된 자기장의 주요 성분은 적도 전류 루프의 쌍극자장이며, 따라서 회전하는 물체의 지리적 극 근처에 자기 극을 생성한다.
특정 펄서와 같은 주목할 만한 예외를 제외하고, 모든 천체의 자기장은 종종 회전 방향과 정렬된다.
3. 1. 다이나모 이론
별의 자기장은 태양 다이나모 이론에 따르면 별의 대류층 내부에서 발생하며, 전도성 플라스마의 대류 순환은 다이나모와 같은 기능을 한다.[8] 이 활동은 별의 원시 자기장을 파괴하고 쌍극 자기장을 생성하며, 별이 차등 회전을 겪으면서 자성은 "플럭스 로프"의 토로이드 필드로 감긴다.[8]전도성 가스 또는 액체의 회전하는 물체의 자기장은 차등 회전, 코리올리 힘, 유도의 조합으로 인해 자체 증폭 전류가 발생하고, 따라서 자체 생성 자기장이 발생한다.[31] 전류의 분포는 복잡하지만, 먼 거리에서는 반대 방향으로 흐르는 전류의 자기장이 상쇄되어 순수한 쌍극자장만 남는다.[31] 주요 전류가 적도 전류 방향으로 흐르기 때문에 생성된 자기장의 주요 성분은 적도 전류 루프의 쌍극자장이며, 따라서 회전하는 물체의 지리적 극 근처에 자기 극을 생성한다.[31]
모든 천체의 자기장은 펄서와 같은 예외를 제외하고 회전 방향과 정렬된다.[31] 태양의 주요 자기장은 11년마다 방향을 역전시키며(주기는 약 22년), 역전 시기 부근에서는 자기장의 강도가 쇠퇴한다.[31] 쇠퇴 기간에는 흑점 활동이 절정에 달하고, 고에너지 플라스마의 코로나 방출이 일어난다.[31]
3. 2. 주기적 자기장 역전
다이너모 모델에서 전류는 DC가 아닌 AC이다. 전류의 방향, 즉 전류가 생성하는 자기장의 방향은 거의 주기적으로 바뀌며 진폭이 변하고 방향이 반전되지만, 회전축과 거의 일치한다.[31]태양의 자기장 주요 성분은 11년마다 방향이 반전되어(주기는 약 22년), 반전 시점에 자기장의 크기가 감소한다.[31] 이 휴면 기간 동안 흑점 활동이 최고조에 달하며(플라스마에 대한 자기 제동의 부재로 인해) 그 결과 고에너지 플라스마가 태양 코로나와 행성간 공간으로 대량 방출된다.[31] 반대 방향의 자기장을 가진 인접한 흑점의 충돌은 급격히 사라지는 자기장 영역 근처에서 강한 전기장의 생성을 초래한다. 이 전기장은 전자와 양성자를 고에너지(킬로전자볼트)로 가속시켜 태양 표면을 떠나고 코로나 플라스마를 고온(수백만 켈빈)으로 가열하는 극도로 뜨거운 플라스마 제트가 발생한다.[31]
가스 또는 액체의 점성이 매우 높으면(난류) 차등 운동이 발생하고 자기장의 반전이 그다지 주기적이지 않을 수 있다. 이것이 점성이 있는 외핵의 난류 전류에 의해 생성되는 지구 자기장의 경우이다.[31]
4. 표면 활동
항성 흑점은 항성의 표면에서 자기적 활동이 격렬한 영역이다. (태양의 경우, 태양 흑점이라고 부른다.) 항성 흑점은 항성 내부의 대류층에서 생성되는 자기 선속관/flux tube영어의 가시적인 부분이다. 항성의 자전의 차이에 의해, 자기 선속관은 꼬이고, 늘어나며, 저온의 대류층 및 자기장 생성층을 내재한다.[32] 코로나 루프/Coronal loop영어는 항성 흑점의 상부에 형성되는 경우가 많으며, 코로나 안까지 뻗어 있는 자기력선으로 형성된다. 또한, 코로나 루프는 코로나를 100만 K 이상까지 가열한다.[33]
항성 흑점과 코로나 루프와 관련된 자기장은 플레어 활동이나 코로나 질량 방출로 이어진다. 플라스마는 수천만 K로 가열되고, 입자는 가속되어 항성의 표면에서 매우 빠른 속도로 방출된다.[34]
표면의 활동은 주계열성의 나이와 자전 속도와 관계가 있는 것으로 보인다. 빠른 자전 속도의 젊은 항성은 강한 활동성을 가진다. 반면에, 태양과 같이 느린 자전을 하는 중년의 항성은 다른 항성보다 약한 주기의 다른 활동성을 보인다. 고령의 항성 중에는 거의 활동성을 나타내지 않는 것이 있으며, 이는 태양의 마운더 극소기와 같은 일시적인 쇠퇴를 시작한 것으로 간주된다. 항성의 활동성을 시간적 차이로 관측하는 것은 항성의 자전 속도의 차이를 결정하는 데 유용성을 가진다.[35]
4. 1. 흑점
흑점은 항성의 표면에서 자기적 활동이 격렬한 영역이다.[32] 흑점은 항성 내부의 대류층에서 생성되는 자기 선속관/flux tube영어의 가시적인 부분이다. 항성의 자전 차이로 인해 자기 선속관은 꼬이고 늘어나며, 저온의 대류층 및 자기장 생성층을 내재한다.[32] 코로나 루프/Coronal loop영어는 항성 흑점 상부에 형성되는 경우가 많으며, 코로나 안까지 뻗어 있는 자기력선으로 형성된다. 코로나 루프는 코로나를 100만 K 이상으로 가열한다.[33]태양의 경우, 이러한 흑점을 태양 흑점이라고 부른다. 항성 흑점 및 코로나 루프와 관련된 자기장은 플레어 활동이나 코로나 질량 방출로 이어지며, 플라스마는 수천만 K로 가열되고, 입자는 가속되어 항성의 표면에서 매우 빠른 속도로 방출된다.[34]
표면 활동은 주계열성의 나이와 자전 속도와 관계가 있다. 빠른 자전 속도의 젊은 항성은 강한 활동성을 가지는 반면, 태양과 같이 느린 자전을 하는 중년의 항성은 다른 항성보다 약한 주기의 다른 활동성을 보인다. 고령의 항성 중에는 거의 활동성을 나타내지 않는 것이 있으며, 이는 태양의 마운더 극소기와 같은 일시적인 쇠퇴를 시작한 것으로 간주된다. 항성의 활동성을 시간적 차이로 관측하는 것은 항성의 자전 속도의 차이를 결정하는 데 유용하다.[35]
4. 2. 플레어와 코로나 질량 방출
항성 흑점과 코로나 루프와 관련된 자기장은 플레어 활동이나 코로나 질량 방출로 이어진다.[34] 플라스마는 수천만 K로 가열되고, 입자는 가속되어 항성의 표면에서 매우 빠른 속도로 방출된다.[34] 플레어는 엑스선, 자외선, 가시광선 등 다양한 파장의 빛을 방출하며, 지구 통신 장애 및 오로라 현상을 유발할 수 있다.4. 3. 활동성의 변화
항성 흑점은 항성의 표면에서 자기적 활동이 격렬한 영역이다. (태양의 경우, 태양 흑점이라고 부른다.) 항성 흑점은 항성 내부의 대류층에서 생성되는 자기 선속관/flux tube영어의 가시적인 부분이다.[32] 항성의 자전의 차이에 의해, 자기 선속관은 꼬이고, 늘어나며, 저온의 대류층 및 자기장 생성층을 내재한다. 코로나 루프/Coronal loop영어는 항성 흑점의 상부에 형성되는 경우가 많으며, 코로나 안까지 뻗어 있는 자기력선으로 형성된다. 또한, 코로나 루프는 코로나를 100만 켈빈 이상까지 가열한다.[33]항성 흑점과 코로나 루프와 관련된 자기장은 플레어 활동이나 코로나 질량 방출로 이어진다. 플라스마는 수천만 K로 가열되고, 입자는 가속되어 항성의 표면에서 매우 빠른 속도로 방출된다.[34]
표면 활동은 주계열성의 나이와 자전 속도와 관계가 있는 것으로 보인다. 빠른 자전 속도의 젊은 항성은 강한 활동성을 가진다. 반면에, 태양과 같이 느린 자전을 하는 중년의 항성은 다른 항성보다 약한 주기의 다른 활동성을 보인다. 고령의 항성 중에는 거의 활동성을 나타내지 않는 것이 있으며, 이는 태양의 마운더 극소기와 같은 일시적인 쇠퇴를 시작한 것으로 간주된다. 항성의 활동성을 시간적 차이로 관측하는 것은 항성의 자전 속도의 차이를 결정하는 데 유용성을 가진다.[35]
5. 자기권
자기장을 가진 별은 주변 공간으로 확장되는 자기권을 생성한다. 이 자기장의 자기력선은 별의 한쪽 자기 극에서 시작하여 다른 극에서 끝나 닫힌 곡선을 이룬다. 자기권은 항성풍에 의해 갇힌 하전 입자를 수용하고 있다. 항성의 자전에 따라 자기권도 하전 입자를 끌어들이면서 회전한다.[13][36]
5. 1. 자기권의 역할
별이 자기장을 가지면 주변 공간으로 확장되는 자기권을 생성한다. 자기력선은 별의 한쪽 자기 극에서 시작하여 다른 극에서 끝나 폐루프를 형성한다. 자기권은 항성풍에서 포획된 하전 입자를 포함하며, 이 입자들은 자기력선을 따라 이동한다. 별과 자기권은 함께 자전하며 하전 입자를 끌고 다닌다.[13][36]별이 광구에서 항성풍과 함께 물질을 방출하면 자기권은 방출된 물질에 토크를 생성한다. 이는 별에서 주변 공간으로 각운동량이 전달되어 별의 별 자전 속도가 느려지는 결과를 초래한다. 빠르게 자전하는 별은 질량 손실률이 더 높아 더 빠른 운동량 손실로 이어진다. 자전 속도가 느려짐에 따라 각 감속도 또한 감소한다. 이러한 방식으로 별은 점차적으로 0 자전 상태에 접근하지만, 결코 완전히 도달하지는 못한다.[14][37]
6. 특이 항성
황소자리 T형 별은 중력 수축을 통해 가열되지만, 핵에서 수소를 연소하기 시작하지 않은 전 주계열성의 일종이며, 자기적으로 활발한 변광성이다.[15] 이들 항성의 자기장은 각운동량을 주변의 원시 행성계 원반으로 이전시키는 강한 항성풍과 서로 영향을 주고받는 것으로 생각된다.[15][38] 이로 인해 항성은 쇠약해지듯이 자전 속도를 늦춘다.[38]
빠르고 불규칙한 변동성을 보이는 소형의 M형 별(0.1~0.6태양 질량의 항성)은 섬광성으로 알려져 있다.[16] 이들 항성의 활동성은 크기에 비해 매우 강하지만, 항성의 변동은 플레어의 영향에 의한 것으로 가정된다. 이들 항성의 플레어는 항성의 광구면의 20% 이상까지 확장되어 청색 및 자외선 스펙트럼으로 분류되는 에너지를 많이 방출한다.[16]
핵에서 핵융합을 겪는 별과 수소 핵융합을 하지 않는 갈색 왜성의 경계에 걸쳐 있는 것은 초저온 왜성이다.[17] 이 천체는 강한 자기장으로 인해 전파를 방출할 수 있다.[17] 이 천체의 약 5–10%에서 자기장이 측정되었다.[17] 이 중 가장 차가운 2MASS J10475385+2124234는 800-900 K의 온도로 1.7 kG보다 강한 자기장을 유지하고 있으며, 지구 자기장의 약 3000배 더 강하다.[18] 또한 전파 관측에 따르면 자기장은 태양 주기 동안의 태양과 유사하게 주기적으로 방향을 바꾼다.[19]
행성상 성운은 적색 거성이 가스층의 확장을 형성하면서 외층을 방출할 때 생겨난다.[20] 그러나 가스층이 항상 구형 대칭형이라는 것은 여전히 수수께끼로 남아있다. 행성상 성운의 80%는 구형이 아니며, 대신 쌍극성 성운이나 타원 성운을 형성한다. 비구형이 되는 한 가지 가설은 항성의 자기장에 의한 영향이다. 플라즈마는 전 방향으로 균등하게 퍼지는 것이 아니라, 자기극을 경유하여 방출되기 쉽다. 행성상 성운에서 중심 항성의 관찰을 통해, 최소한 4개의 예에서 매우 강한 자기장을 형성하고 있음을 확인할 수 있다.[20]
대질량 별이 핵융합을 멈추면, 항성의 대부분은 중성자별이라고 불리는 중성자의 작고 고밀한 천체로 붕괴되기 시작한다. 중성자별은 원래 대질량 별로부터 대부분의 자기장을 유지하지만, 작고 고밀하게 붕괴되므로, 자기장의 세기는 극적으로 증가한다. 중성자별의 고속 자전은 관찰자에게 주기적으로 향하는 에너지의 좁은 빔을 방출하는 펄서를 생성한다.
작고 고밀하며 고속으로 자전하는 천체(백색 왜성이나 중성자별, 블랙홀)는 매우 강력한 자기장을 가지고 있다. 새로 탄생한 고속 자전하는 중성자별의 자기장은 매우 강력(최대 108T[테슬라])하기 때문에, 중성자별은 급격히(약 수백만 년 안에) 자전 속도를 100~1000배 정도 감쇠시킬 정도의 에너지를 전자기적으로 방출한다. 중성자별에 낙하하는 물질은 자기력선을 따르므로, 중성자별의 표면에, 물질이 도달하여 충돌할 수 있는 두 개의 국지적인 지점이 생긴다. 그 두 지점은 직경 수 미터이지만, 매우 밝다. 자전 중의 주기적인 음영은 변광에 따른 광 방출(펄서 참조)의 근원으로 생각된다.
극단적으로 자기장이 강한 중성자별은 마그네타라고 불린다. 마그네타는 II형 초신성의 결과로 형성된다.[21]그 존재는 1998년의 SGR 1806-20의 관측에 의해 확인되었다. 마그네타의 자기장은 표면 온도를 1800만 K까지 상승시키고, 감마선 폭발에서는 막대한 에너지를 방출한다.[22]
광속에 가까운 플라즈마의 방출은 매우 젊은 은하의 중심에 있는 활성 블랙홀의 자기극의 방향을 따라 관측되는 경우가 많다.
6. 1. 황소자리 T형 별
황소자리 T형 별은 중력 수축을 통해 가열되지만, 핵에서 수소를 연소하기 시작하지 않은 전 주계열성의 일종이며, 자기적으로 활발한 변광성이다.[15] 이들 항성의 자기장은 각운동량을 주변의 원시 행성계 원반으로 이전시키는 강한 항성풍과 서로 영향을 주고받는 것으로 생각된다.[15][38] 이로 인해 항성은 쇠약해지듯이 자전 속도를 늦춘다.[38]
6. 2. 플레어 별
빠르고 불규칙한 변동성을 보이는 작은 M형 별(0.1–0.6 태양 질량)은 플레어 별로 알려져 있다.[16] 이러한 변동은 플레어에 의해 발생한다고 가정하지만, 활동성은 별의 크기에 비해 훨씬 강하다. 이 종류의 별에 있는 플레어는 원주의 최대 20%까지 확장될 수 있으며, 스펙트럼의 파란색 및 자외선 부분에서 많은 에너지를 방출한다.[16]6. 3. 초냉각 왜성
핵에서 핵융합을 겪는 별과 수소 핵융합을 하지 않는 갈색 왜성의 경계에 걸쳐 있는 것은 초냉각 왜성이다.[17] 이 천체는 강한 자기장으로 인해 전파를 방출할 수 있다.[17] 이 천체의 약 5–10%에서 자기장이 측정되었다.[17] 이 중 가장 차가운 2MASS J10475385+2124234는 800-900 K의 온도로 1.7 kG보다 강한 자기장을 유지하고 있으며, 지구 자기장의 약 3000배 더 강하다.[18] 또한 전파 관측에 따르면 자기장은 태양 주기 동안의 태양과 유사하게 주기적으로 방향을 바꾼다.[19]6. 4. 행성상 성운
행성상 성운은 적색 거성이 외부 외피를 방출하여 팽창하는 가스 껍질을 형성할 때 생성된다.[20] 그러나 이러한 껍질이 항상 구형 대칭이 아닌 이유는 여전히 미스터리이다. 행성상 성운의 80%는 구형이 아니며, 대신 쌍극자 또는 타원 성운을 형성한다. 비구형 모양을 형성하는 한 가지 가설은 별의 자기장의 영향이다. 모든 방향으로 균등하게 팽창하는 대신, 방출된 플라스마는 자기 극을 통해 빠져나가는 경향이 있다. 최소 4개의 행성상 성운에서 중심별을 관측한 결과, 실제로 강력한 자기장을 가지고 있음이 확인되었다.[20]6. 5. 중성자별과 마그네타
일부 거대 별이 핵융합을 중단한 후, 질량의 일부는 중성자로 구성된 중성자별이라는 조밀한 천체로 붕괴된다.[20] 이 천체는 원래 별의 상당한 자기장을 유지하지만, 크기 붕괴로 인해 이 자기장의 강도가 극적으로 증가한다. 이러한 붕괴된 중성자별의 빠른 회전은 관찰자를 향할 수 있는 좁은 에너지 빔을 방출하는 펄서를 생성한다.조밀하고 빠르게 회전하는 천체(백색 왜성, 중성자별, 블랙홀)는 매우 강한 자기장을 가지고 있다. 새로 태어난 빠르게 회전하는 중성자별의 자기장은 매우 강하여(최대 108 테슬라) 전자기적으로 충분한 에너지를 방출하여 빠르게(수백만 년 안에) 별의 회전을 100~1000배 감소시킨다.[20] 중성자별에 떨어지는 물질 또한 자기력선을 따라야 하므로 표면에 두 개의 핫 스폿이 생겨 별의 표면에 도달하여 충돌할 수 있다. 이 지점은 문자 그대로 몇 미터에 불과하지만 엄청나게 밝다. 별 회전 동안 이러한 주기적인 가림 현상은 맥동 방사선의 원인이라고 가정된다.
자기화된 중성자별의 극단적인 형태는 마그네타이다. 이것들은 핵붕괴 초신성의 결과로 형성된다.[21] 이러한 별의 존재는 1998년 SGR 1806-20의 측정을 통해 확인되었다. 이 별의 자기장은 표면 온도를 1800만 K까지 증가시켰으며 감마선 폭발에서 엄청난 양의 에너지를 방출한다.[22]
7. 별-행성 상호작용 논란
2008년, HD 189733 A를 공전하는 외계 행성이 궤도의 특정 위치에 도달하면 항성 플레어가 증가한다는 주장이 제기되었다.[23] 2010년에는 다른 연구팀이 외계 행성을 궤도의 특정 위치에서 관찰할 때마다 X선 플레어도 감지했다는 보고가 있었다. 2000년 이후의 이론적 연구는 공전하는 별에 매우 가까운 외계 행성이 두 자기장의 상호 작용이나 조석력 때문에 플레어가 증가할 수 있다고 제시했다.[23]
그러나 2019년, 천문학자들은 아레시보 천문대, MOST 및 자동 광전 망원경의 데이터와 함께 전파, 광학, 자외선 및 X선 파장에서 별에 대한 과거 관측을 종합하여 이러한 주장을 재검토했다. 그 결과, 이전의 주장은 과장되었으며, 모항성은 흑점을 포함하여 항성 플레어 및 태양 활동 영역과 관련된 많은 밝기 및 스펙트럼 특성을 나타내지 않았다는 사실이 밝혀졌다. 또한 외계 행성의 위치에 관계없이 많은 항성 플레어가 관측되어 이전 주장이 통계적 분석에 부합하지 않아 반박되었다. 결론적으로 모항성과 외계 행성의 자기장은 상호 작용하지 않으며, 이 시스템은 더 이상 "별-행성 상호 작용"을 갖는 것으로 여겨지지 않는다.[23]
참조
[1]
웹사이트
X-rays from Stellar Coronas
http://www.astrophys[...]
The Astrophysics Spectator
2007-06-21
[2]
학회발표논문
Stellar Magnetic Fields: The view from the ground and space
Cambridge University Press
2004-07-13
[3]
학술지
Big Fields on Small Stars
2006
[4]
뉴스
NARVAL: First Observatory Dedicated To Stellar Magnetism
https://www.scienced[...]
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