항성 자전

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1. 개요
2. 측정
- 2.1. 시선속도와 자전 속도
- 2.2. 미소난류 및 자기장의 영향
3. 물리적 효과
- 3.1. 적도 팽대부
- 3.2. 차등 회전
4. 회전 제동
5. 근접 쌍성계
6. 축퇴별
참조

1. 개요

항성 자전은 별이 스스로의 축을 중심으로 회전하는 현상을 의미하며, 별의 물리적 특성과 진화에 중요한 영향을 미친다. 자전 속도는 별의 질량, 나이, 내부 구조, 주변 환경 등에 따라 다르며, 측정 방법으로는 시선 속도, 흑점 관측, 선폭 증대 등이 사용된다. 별의 자전은 적도 팽대부, 차등 회전, 회전 제동과 같은 물리적 효과를 발생시키며, 쌍성계, 축퇴별, 블랙홀과 같은 특수한 천체에서도 중요한 역할을 한다. 특히, 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀과 같은 천체는 자전 속도와 각운동량 보존 법칙에 따라 독특한 현상을 보인다.

2. 측정

항성의 자전 속도는 도플러 효과를 이용해 측정할 수 있다. 별 표면에서 관측자 방향으로 움직이는 부분은 청색편이가 일어나고, 멀어지는 부분은 적색편이가 발생한다. 이는 흡수선의 폭을 넓히는 원인이 된다.^[59] 그러나 흡수선 폭을 넓히는 요인에는 미소난류, 자기장 등 여러 가지가 있으므로, 이를 분리하는 과정이 필요하다.

흡수선 폭을 통해 관측된 시선속도 요소는 $v_e \cdot \sin i$ 로 표시된다. 여기서 ''v_e''는 적도 자전 속도, ''i''는 경사각이다. ''i''를 정확히 알 수 없기 때문에, 이 값은 실제 자전 속도의 최솟값이 된다.^[59]

흑점과 같은 표면 특징을 관측하여 자전 속도를 추정할 수도 있다. 하지만 이러한 특징들은 적도 외 다른 위도에서도 발생하고, 시간이 지나면서 위치가 변할 수 있어 별의 차등회전 효과 때문에 자전 속도값이 다르게 나타날 수 있다.^[61]

2. 1. 시선속도와 자전 속도

관측자를 향해 움직이는 별 표면 부분은 도플러 효과에 의해 청색편이가 일어나고, 멀어지는 부분은 적색편이가 일어난다. 이는 흡수선의 폭을 넓히는 원인이 된다.^[59] 그러나 흡수선 폭을 넓히는 요인은 이 외에도 여러 가지가 있으므로, 흡수선이 넓어진 이유를 시선속도 하나만으로 설명할 수는 없다.

이 별은 지구 관측자 시선에 대해 경사각 ''i''를 가지며, 적도에서의 자전 속도는 ''v_e''이다.

선폭증대를 통해 관측한 시선속도 요소는 항성의 극이 관측자 시선에 대해 기울어진 정도에 따라 달라진다. 여기서 나온 값은

v_e \cdot \sin i

로 표시할 수 있는데, 여기서 ''v_e''는 적도에서의 자전속도이며 ''i''는 경사각이다. 그러나 ''i'' 값을 항상 알 수는 없기 때문에 결괏값은 항성의 회전 속도에 대해 최솟값을 갖게 된다. 이는 만약 ''i''가 직각이 아닐 경우 실제 속도는

v_e \cdot \sin i

보다 큼을 뜻한다.^[59] 이 경우의 예측값을 '예상 자전 속도'로 부르기도 한다.

거성의 경우, 별 대기의 미소난류가 자전으로 인한 것보다 훨씬 더 큰 선폭증대 효과를 가져올 수 있는데, 이 효과는 자전에 따른 신호를 효과적으로 지워버린다. 그러나 미시중력렌즈 사건을 이용하여 미소난류가 측정에 미치는 어려움을 해결할 수 있다. 미시중력렌즈 사건은 무거운 천체가 보다 멀리 있는 천체 앞을 지나가면서 렌즈 역할을 하는 것을 말한다. 이 기술을 이용하여 수집한 정보를 모으면 미소난류 효과를 자전 효과로부터 분리하는 것이 가능하다.^[60]

만약 어떤 항성이 흑점과 같은 자기적인 표면활동을 보인다면 이 특징들을 통해 항성의 자전 속도를 구할 수 있다. 그러나 이런 특징들은 적도 이외 위도 지대에서도 발생할 수 있으며, 소멸하기 전까지 위도를 바꿀 수 있다. 따라서 별의 차등회전 효과 때문에 자전 속도값은 다양하게 나온다. 별의 자기적 활동은 종종 빠른 자전과 연관이 있기 때문에, 표면 특징을 관측함으로써 이런 별들의 회전속도를 잴 수 있다.^[61] 흑점을 관측함으로써 이들 특징들이 실제로 별의 회전 속도를 바꿀 수 있음을 알게 되었다(자기장이 별의 플라스마 흐름을 바꾼다).^[62]

2. 2. 미소난류 및 자기장의 영향

거성의 경우, 대기의 미소난류가 자전 효과보다 훨씬 더 큰 선폭증대 효과를 야기하여 신호를 효과적으로 압도할 수 있다. 그러나 중력렌즈 현상을 이용하여 미소난류가 측정에 미치는 어려움을 해결할 수 있다. 중력렌즈 현상은 무거운 천체가 보다 멀리 있는 천체 앞을 지나가면서 렌즈 역할을 하는 것을 말한다. 이 기술을 이용하여 수집한 정보를 모으면 미소난류 효과를 자전 효과로부터 분리하는 것이 가능하다.^[60]

만약 어떤 항성이 흑점과 같은 자기적인 표면활동을 보인다면 이 특징들을 통해 항성의 자전 속도를 구할 수 있다. 그러나 이런 특징들은 적도 이외 위도 지대에서도 발생할 수 있으며, 소멸하기 전까지 위도를 바꿀 수 있다. 따라서 별의 차등회전 효과 때문에 자전 속도값은 다양하게 나온다. 별의 자기적 활동은 종종 빠른 자전과 연관이 있기 때문에, 표면 특징을 관측함으로써 이런 별들의 회전속도를 잴 수 있다.^[61] 흑점을 관측함으로써 이들 특징들이 실제로 별의 회전 속도를 바꿀 수 있음을 알게 되었다(자기장이 별의 플라스마 흐름을 바꾼다).^[62]

3. 물리적 효과

중력은 천체를 완벽한 구형으로 만들려고 하지만, 자전하는 별은 적도 부분이 튀어나온 적도 팽대부 형태를 가진다. 원시별이 수축하여 별이 될 때, 극에서는 중력이 수축을 돕지만 적도에서는 원심력 때문에 유효 중력이 감소한다. 별의 최종 형태는 적도에서의 유효 중력이 더 이상 별을 구형으로 만들지 못하는 균형 상태이다. 별이 회전하면서 적도에서 주연 감광(폰 지펠 이론)이 발생한다.

레굴루스 A는 적도 팽대부가 매우 큰데, 적도 자전 속도가 별이 찢어지기 직전 속도의 86%에 달하며, 적도 반지름은 극 반지름보다 32% 더 크다.^[63] 빠르게 회전하는 다른 별로는 제단자리 알파, 베가, 아케르나르 등이 있다. 별이 안정적으로 존재하려면 자전 속도는 별이 파괴되는 속도보다 느려야 한다.^[64]

차등 회전은 별 표면에서 위도에 따라 각속도가 다르게 나타나는 현상이다. 보통 각속도는 위도가 높아질수록 줄어들지만, HD 31993처럼 반대의 경우도 있다.^[65]^[66] 황새치자리 AB는 태양 외에 차등 회전이 상세히 지도화된 첫 번째 별이다.^[67]

별 내부의 대류는 차등 회전을 일으키는 주요 원인이다. 대류는 플라스마 형태로 에너지를 별 표면으로 전달하고, 이 플라스마는 항성의 각속도를 옮긴다. 난류는 전단 및 자전으로 발생하며, 각운동량은 남북류를 통해 여러 위도로 재분배된다.^[69]^[70] 자전 속도가 다른 지역이 맞닿은 곳은 항성 자기장을 만드는 다이너모 과정이 효율적으로 일어나는 곳으로 여겨진다.

3. 1. 적도 팽대부

중력은 천체를 모든 질량이 중력 중심에 최대한 가깝게 위치하는 완벽한 구체(球體) 형태로 수축시키려는 경향이 있다. 그러나 자전하는 별은 구형이 아니고, 적도 팽대부를 갖는다.

원시별 원반은 수축하여 별로 진화하면서 점차 공 모양으로 변한다. 그러나 극(極)에서는 중력이 수축을 돕지만, 적도에서는 유효 중력이 원심력 때문에 감소한다. 별이 생성된 후 최종 모습은 적도에서의 유효 중력이 항성을 더 구형으로 당기지 못하는 균형 상태이다. 또한 별이 회전하면서 적도에서 주연 감광(폰 지펠 이론)이 발생한다.

레굴루스 A(사자자리 알파 A)는 적도 팽대부의 극단적인 예시이다. 이 별의 적도 자전 속도는 초당 317km이며, 자전 주기는 15.9시간이다. 이는 항성이 찢겨질 속도의 86%에 해당한다. 레굴루스 A의 적도 반지름은 극 반지름보다 32% 더 크다.^[63] 빠르게 회전하는 다른 별로는 제단자리 알파, 베가, 아케르나르 등이 있다.

별의 파열 속도는 적도에서의 원심력이 중력과 같아지는 경우를 말한다. 항성이 안정적으로 존재하려면 자전 속도는 이 파열 속도보다 느려야 한다.^[64]

3. 2. 차등 회전

별 표면의 차등 회전은 태양과 같은 별에서 각속도가 위도에 따라 다르게 나타나는 현상이다. 보통 각속도는 위도가 높아지면서 줄어든다. 그러나 HD 31993처럼 반대 경우도 관측된다.^[65]^[66] 황새치자리 AB는 태양 외에 그 표면의 차등 회전이 상세히 지도화(地圖化)된 첫 번째 별이다.^[67]

별 내부의 격렬한 대류는 차등 회전을 발생시키는 숨겨진 원동력이다. 대류 운동은 플라스마 형태로 질량이 움직이면서 에너지를 별 표면으로 전달하는 것이다. 이 플라스마의 질량은 항성의 각속도 일정량을 옮긴다. 난류(亂流)가 전단(剪斷) 및 자전으로 생겨날 때 각운동량은 남북류(南北流)를 통해 여러 위도로 재분배된다.^[69]^[70]

자전 속도가 미묘하게 다른 곳끼리 맞닿은 지대는 항성 자기장을 만드는 다이너모 과정이 효율적으로 일어나는 장소로 생각된다. 항성의 자전 분포와 항성 자기장 사이에는 속도 분포를 바꾸면서 자기 에너지를 운동 에너지로 바꾸는 복잡한 상호 작용이 일어난다.^[67]

4. 회전 제동

항성은 형성 과정 및 진화 과정에서 다양한 요인으로 인해 자전 속도가 느려진다. 분광형이 O5에서 F5에 이르는 대부분의 주계열성들은 빠르게 회전하는 것으로 밝혀졌다.^[63]^[74] 이 범위 내 별들의 경우 측정된 자전 속도는 질량이 클수록 함께 올라간다. 자전 속도가 가장 빠른 별은 B형 주계열성 무리이며, 이를 통해 별이 나이를 먹을수록 자전 속도가 느려진다는 설명이 가능하다.

평균 자전 속도^[73]
분광형	v_e (km/s)
O5	190
B0	200
B5	210
A0	190
A5	160
F0	95
F5	25
G0	12

4. 1. 항성 형성 과정

항성은 차가운 가스와 먼지가 수축하여 태어난 것으로 받아들여진다. 각운동량 보존 원리에 따라, 가스 구름이 수축되면서 처음에는 천천히 돌고 있던 가스 구름은 그 회전 속도가 점차 빨라지고, 구성 물질들은 회전하는 원반 형태로 바뀐다. 이 가스 원반의 가운데 밀집된 곳에서 원시별이 태어난다. 원반 내 물질이 붕괴되면서 중력 에너지가 발생하는데, 원시별은 이 에너지로부터 열을 얻게 된다.

붕괴가 계속되면서, 회전 속도는 원시별이 적도에서의 원심력 때문에 파열될 수준까지 올라간다. 따라서 회전 속도는 별의 탄생 이후 10만 년 동안 줄어들어야 한다. 자전 속도 감속을 설명하는 이론 중 하나로 원시별의 항성 자기장과 항성풍과의 상호작용론을 들 수 있다. 퍼져나가는 항성풍은 각운동량을 옮기며, 붕괴되는 원시별의 회전 속도를 늦춘다는 것이다.^[71]^[72]

4. 2. 주계열성에서의 회전 제동

주계열성에서 자전 속도 감소는 다음의 수학적 관계로 근사할 수 있다.

:

v_e \propto t^{-\frac{1}{2}}

여기서 ''v_e''는 적도에서의 각속도이며, ''t''는 별의 나이이다.^[75] 이 관계식은 1972년 앤드류 P. 스쿠마니치가 발견했으며, 그의 이름을 따서 '스쿠마니치의 법칙'으로 불린다.^[76] 자이로연대학(Gyrochronology)은 태양의 속도를 기준점으로 한 항성의 자전 속도에 기초하여 별의 나이를 결정하는 방법이다.^[77]

별은 광구로부터 항성풍을 방출함으로써 천천히 질량을 잃는다. 항성의 자기장은 방출된 물질에 회전력을 가하여 별로부터 꾸준히 각운동량을 옮긴다. 초당 15 킬로미터보다 빠른 회전 속도를 가진 별은 질량을 더 빠르게 잃으며, 자전 속도도 더 빠르게 줄어든다. 따라서 어떤 별의 자전 속도가 제동(制動) 작용 때문에 느려질 때, 각운동량 감소 속도는 줄어든다. 이러한 상황에서 별들은 서서히 정지 상태에 가까워지지만, 결코 정지하지는 않는다.^[78]

4. 3. 주계열성 이후의 회전 제동

각운동량 보존 원리에 따라, 극저온 왜성과 갈색 왜성은 나이가 들면서 중력 수축으로 인해 자전 속도가 더 빨라질 수 있다. 이 천체들은 가장 차가운 별과 비슷한 자기장을 갖고 있다. 그러나 T6 갈색 왜성 WISEPC J112254.73+255021.5^[24]처럼 빠르게 자전하는 갈색 왜성들의 발견은, 주계열성 후반에서 항성풍에 의한 회전 감속이 1000배 이상 덜 효과적이라는 이론적 모델을 뒷받침한다.^[25]

5. 근접 쌍성계

쌍성 중 자신의 반지름의 여러 배 수준만큼 극도로 가까이 붙어 돌고 있는 경우가 있다. 이 정도 거리에서는 조석력, 질량 이동(충돌하는 경우도 있다) 등 복잡한 상호 작용이 일어난다. 근접쌍성계 내 조석적 상호작용 때문에 공전 및 자전 매개변수들에 변화가 생긴다. 쌍성계의 총 각운동량은 변하지 않으나, 공전 주기에서 자전 속도로 전달된다.^[79]

근접쌍성계의 각 별은 중력적 상호 작용을 통해 짝별에 조석력을 미친다. 그러나 항성의 팽대부는 중력적으로 끌리는 방향에 대해 약간 어긋나게 존재할 수 있다. 따라서 중력은 팽대부에 대해 토크 요소를 형성하여 각운동량이 전달되도록 만든다. 앞의 원리로 쌍성계는 지속적으로 진화한다(다만 안정된 균형점에 도달할 경우 진화는 멈출 수 있다). 만약 별의 자전축이 공전 궤도에 대해 수직이 아닐 경우 각운동량 전달 효과는 더 복잡할 수 있다.^[79]

쌍성계의 두 별이 서로 붙어 있거나 반쯤 닿아 있는 경우, 한 별에서 짝별로 질량이 옮겨질 경우 막대한 각운동량이 함께 옮겨간다. 질량을 얻는 짝별은 임계 회전수에 이를 때까지 자전 속도가 빨라지는 동시에, 적도 부위에서 질량을 잃기 시작한다.^[80]

6. 축퇴별

별이 핵융합을 통해 에너지를 생성하는 것을 마치면, 더 좁고 축퇴된 상태로 진화한다. 이 과정에서 별의 크기가 현저하게 줄어들며, 이는 각속도의 증가로 이어진다. 이러한 축퇴성에는 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀 등이 있다.

6. 1. 백색 왜성

백색 왜성은 주계열성 시절 열핵반응 융합 과정으로 만들어진 부산물로 이루어져 있으나, 질량이 가벼워 보다 무거운 원소들을 태울 수 없다. 백색 왜성은 전자 축퇴압으로 알려진 양자역학 효과로써 일정 크기를 유지한다. 보통 대부분의 백색 왜성들은 예전 진화 과정에서 바깥 층을 날려 보내면서 각운동량을 잃었거나, 또는 자전 속도에 제동이 걸리는 등의 이유로 느리게 회전한다.^[81]

천천히 회전하는 백색 왜성의 질량은 중성자별로 압축되거나 Ia형 초신성 폭발을 일으키지 않는 한, 찬드라세카 한계로 불리는 태양질량 1.44배를 넘을 수 없다. 만약 강착이나 물질 붕괴로 백색 왜성의 질량이 이 한계치에 이를 경우, 중력이 전자가 발산하는 압력보다 강해진다. 그러나 만약 백색 왜성이 빠르게 회전한다면 유효 중력은 적도 지역에서 감소하며 백색 왜성의 질량이 찬드라세카 한계보다 커지게 만든다. 각운동량을 옮기는 질량 강착의 결과로 백색 왜성의 자전 속도가 증가한다.^[82]

6. 2. 중성자별

중성자별은 항성의 잔해로 그 밀도는 매우 높으며 기본적으로 중성자(원자를 구성하고 있는 입자의 하나로, 전하를 띠지 않음)로 이루어져 있다. 중성자별의 질량은 태양질량의 1.35 ~ 2.1배 사이이다. 별의 물질이 붕괴하면서 새로 태어난 중성자별은 매우 빠르게 도는데 그 속도는 대략 1초에 수천 번 수준이다.^[83]

펄사는 자기장을 지닌, 빠르게 회전하는 중성자별이다. 회전하는 펄사의 양 극으로부터 가느다란 전자기파 방사선 광선이 뿜어져 나온다. 이 광선이 태양계 방향으로 진행해 나가면 우리는 펄사로부터 나오는 주기적인 맥동 현상을 관측할 수 있다. 자기장에 의해 분출되는 에너지는 중성자별의 회전 속도를 서서히 늦춘다. 따라서 늙은 펄사들은 한 번 자전하는 데에 수 초가 걸리기도 한다.^[84]

6. 3. 블랙홀

블랙홀은 중력장이 매우 세기 때문에 빛조차도 빠져나올 수 없다. 회전하는 블랙홀은 작용권을 형성하며, 펜로즈 과정을 통해 각운동량을 잃을 수 있다.^[85] 블랙홀의 회전 속도는 빛의 속도의 98.7 퍼센트에 이르는 것으로 측정되었다.^[86]

참조

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