광증발 효과: 두 판 사이의 차이
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'''광증발 효과'''({{llang|en|Photoevaporation}})는 고에너지 [[전자기파|복사선]]이 기체를 [[이온화]]하여 천체의 대기를 날려버리는 현상을 말하며, 주로 천문학에서 질량이 큰 [[별]]들이 [[자외선]]을 복사하여 [[분자운]], [[원시 행성계 원반]], 행성의 [[대기권]]에 영향을 끼치는 것을 일컫는다.<ref name=mellema>{{cite journal|bibcode=1998A&A...331..335M|arxiv=astro-ph/9710205|title=Photo-evaporation of clumps in planetary nebulae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=331|pages=335|author1=Mellema|first1=G.|last2=Raga|first2=A. C.|last3=Canto|first3=J.|last4=Lundqvist|first4=P.|last5=Balick|first5=B.|last6=Steffen|first6=W.|last7=Noriega-Crespo|first7=A.|year=1998}}</ref><ref name=owen>{{cite journal|bibcode=2011MNRAS.412...13O|arxiv=1010.0826|title=Protoplanetary disc evolution and dispersal: The implications of X-ray photoevaporation|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=412|pages=13|author1=Owen|first1=James E.|last2=Ercolano|first2=Barbara|last3=Clarke|first3=Cathie J.|year=2011|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17818.x}}</ref><ref name=wu>{{cite journal|bibcode=2013ApJ...772...74W|arxiv=1210.7810|title=Density and Eccentricity of Kepler Planets|journal=The Astrophysical Journal|volume=772|pages=74|author1=Wu|first1=Yanqin|last2=Lithwick|first2=Yoram|year=2013|doi=10.1088/0004-637X/772/1/74}}</ref> |
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'''광증발 효과'''(photoevaporation effect)란 높은 에너지를 지닌 [[광자]] 및 [[전자기력]]이 [[행성]]의 [[대기]]를 벗겨내는 것을 일컫는다. 대기를 구성하는 [[분자]]는 [[에너지]]를 지닌 광자와 만나면 운동이 가속화되면서 [[온도]]가 높아진다. 충분한 양의 에너지가 공급될 경우 대기의 분자 또는 [[원자]]는 [[탈출속도]]를 얻게 되며 우주 공간으로 날아가게 된다(이를 '증발'한다고 표현한다). 기체의 [[질량수]]가 낮을수록 같은 에너지의 광자를 받아도 더욱 빠르게 움직이게 된다. 이에 따르면 [[수소]]는 광증발 효과를 가장 민감하게 보여준다고 할 수 있다. |
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== 분자운 == |
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== 원시행성계 원반에서의 광증발 == |
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[[File:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|right|upright=1.0|[[독수리 성운]]의 기둥이 광증발을 통해 "침식"되고 있는 모습.]] |
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밝은 별이 내부에서 형성되고 있는 [[분자운]]에서는 기체가 [[침식]]되는 듯한 모습이 관측되고, 이를 통해 광증발이 일어나고 있음을 알 수 있다.<ref name=hester>{{cite journal|bibcode=1996AJ....111.2349H|title=Hubble Space Telescope WFPC2 Imaging of M16: Photoevaporation and Emerging Young Stellar Objects|journal=Astronomical Journal |volume=111|pages=2349|author1=Hester|first1=J. J.|last2=Scowen|first2=P. A.|last3=Sankrit|first3=R.|last4=Lauer|first4=T. R.|last5=Ajhar|first5=E. A.|last6=Baum|first6=W. A.|last7=Code|first7=A.|last8=Currie|first8=D. G.|last9=Danielson|first9=G. E.|last10=Ewald|first10=S. P.|last11=Faber|first11=S. M.|last12=Grillmair|first12=C. J.|last13=Groth|first13=E. J.|last14=Holtzman|first14=J. A.|last15=Hunter|first15=D. A.|last16=Kristian|first16=J.|last17=Light|first17=R. M.|last18=Lynds|first18=C. R.|last19=Monet|first19=D. G.|last20=O'Neil|first20=E. J.|last21=Shaya|first21=E. J.|last22=Seidelmann|first22=P. K.|last23=Westphal|first23=J. A.|year=1996|doi=10.1086/117968}}</ref> |
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== 행성 대기권 == |
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[[원시행성계 원반]](protoplanetary disk)은 중심에 있는 모항성에서 나오는 전자기력 때문에 항성의 반대쪽으로 밀려나가는 동시에 가열된다. 복사에너지는 원반을 구성하는 물질들과 반응하여 물질들을 모항성으로부터 바깥쪽으로 밀어낸다. 그러나 이 정도의 복사에너지를 공급할 수 있는 것은 중심부의 [[항성]]이 막대한 에너지를 뿜어야 가능하며, 분광형으로는 O 또는 B 계열의 항성이 후보이다. |
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[[행성]]의 [[대기권]]은 고에너지 [[광자]]로 인해 분해될 수 있다. 광자가 대기 분자와 충돌하면 분자의 온도가 올라가 속도가 빨라지고, [[탈출 속도]]에 도달하여 분자가 우주로 "증발"하게 된다. 분자의 [[질량수]]가 낮을수록 광자와 충돌했을 때 속도가 더 많이 증가하기 때문에, 광증발이 되기 가장 쉬운 기체는 [[수소]]라고 할 수 있다. |
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== 원시 행성계 원반 == |
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이 효과가 [[행성의 생성]]을 가속시키는지, 아니면 방해하는지는 확실하지 않다. |
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[[Image:Sig06-023.jpg|thumb|left|upright=1.2|[[원시 행성계 원반]] 근처의 [[O형 주계열성|O형]] 별로 인해 원반에서 광증발이 일어나는 모습.]] |
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[[원시 행성계 원반]]은 [[항성풍]]과 [[전자기 복사]]로 인한 가열을 통해 흩어질 수 있으며, 근처에 [[O형 주계열성|O형]]이나 [[B형 주계열성|B형]] 별이 있거나 [[원시별]]이 [[핵융합]]을 시작했을 때처럼 전자기 복사가 강할 때에만 관측 가능하다. |
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원시 행성계 원반의 주요 구성 성분은 기체와 먼지이며, 기체는 [[수소]]와 [[헬륨]] 등 가벼운 원소로 이루어져 있어 광증발의 영향을 많이 받는다. |
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중심 별에서 방출되는 [[전자기 복사|복사선]]은 원반에 있는 입자들을 가속시키며, 이를 통해 원반이 안정되는 "중력적 반경"(<math>r_g</math>) 밖에 있는 입자들은 에너지를 받아 원반의 탈출 속도를 넘어 증발한다. 10<sup>6</sup> ~ 10<sup>7</sup>년 후에는 <math>r_g</math> 지점에서의 점성이 광증발률보다 높아지며, <math>r_g</math> 지점에 간극이 생겨난다. 간극 안쪽 원반은 중심별로 빨려 들어가거나 바깥쪽으로 나와 광증발되며, 안쪽 원반이 모두 없어질 때쯤에는 바깥쪽 원반이 빠르게 사라진다. |
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원시 행성계 원반의 중력적 반경을 구하는 식은 다음과 같다.<ref>{{cite journal|bibcode=2003PASA...20..337L|title=The Gravitational Radius of an Irradiated Disk|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=20|issue=4|pages=337|author1=Liffman|first1=Kurt|year=2003|doi=10.1071/AS03019}}</ref> |
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:<math> r_g = \frac{\left(\gamma - 1\right)}{2\gamma}\frac{GM\mu}{k_B T} |
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\approx 2.15 \frac{\left(M/M_\odot\right)}{\left(T/10^4 \ {\rm K} \right)} \ {\rm AU},\!</math> |
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* <math>\gamma</math>는 [[열용량율비]]이며, 일원자 분자의 경우에는 5/3이다. |
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* <math>G</math>는 [[중력 상수]]이다. |
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* <math>M</math>는 중심 별의 질량이며, <math>M_\odot</math>는 [[태양]]의 질량이다. |
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* <math>\mu</math>는 기체의 평균 질량이다. |
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* <math>k_B</math>는 [[볼츠만 상수]]이다. |
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* <math>T</math>는 기체의 온도이다. |
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* AU는 최종 값의 단위로서, [[천문단위]]이다. |
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별이 형성되는 지역에 질량이 큰 별이 있다면, 광증발 효과로 인해 [[젊은 항성체]] 근처에서의 행성 형성에 영향을 주리라고 추정되지만, 형성을 돕는지 방해하는지는 명확하지 않다. |
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2018년 1월 24일 (수) 14:19 판
광증발 효과(영어: Photoevaporation)는 고에너지 복사선이 기체를 이온화하여 천체의 대기를 날려버리는 현상을 말하며, 주로 천문학에서 질량이 큰 별들이 자외선을 복사하여 분자운, 원시 행성계 원반, 행성의 대기권에 영향을 끼치는 것을 일컫는다.[1][2][3]
분자운
밝은 별이 내부에서 형성되고 있는 분자운에서는 기체가 침식되는 듯한 모습이 관측되고, 이를 통해 광증발이 일어나고 있음을 알 수 있다.[4]
행성 대기권
행성의 대기권은 고에너지 광자로 인해 분해될 수 있다. 광자가 대기 분자와 충돌하면 분자의 온도가 올라가 속도가 빨라지고, 탈출 속도에 도달하여 분자가 우주로 "증발"하게 된다. 분자의 질량수가 낮을수록 광자와 충돌했을 때 속도가 더 많이 증가하기 때문에, 광증발이 되기 가장 쉬운 기체는 수소라고 할 수 있다.
원시 행성계 원반
원시 행성계 원반은 항성풍과 전자기 복사로 인한 가열을 통해 흩어질 수 있으며, 근처에 O형이나 B형 별이 있거나 원시별이 핵융합을 시작했을 때처럼 전자기 복사가 강할 때에만 관측 가능하다.
원시 행성계 원반의 주요 구성 성분은 기체와 먼지이며, 기체는 수소와 헬륨 등 가벼운 원소로 이루어져 있어 광증발의 영향을 많이 받는다.
중심 별에서 방출되는 복사선은 원반에 있는 입자들을 가속시키며, 이를 통해 원반이 안정되는 "중력적 반경"() 밖에 있는 입자들은 에너지를 받아 원반의 탈출 속도를 넘어 증발한다. 106 ~ 107년 후에는 지점에서의 점성이 광증발률보다 높아지며, 지점에 간극이 생겨난다. 간극 안쪽 원반은 중심별로 빨려 들어가거나 바깥쪽으로 나와 광증발되며, 안쪽 원반이 모두 없어질 때쯤에는 바깥쪽 원반이 빠르게 사라진다.
원시 행성계 원반의 중력적 반경을 구하는 식은 다음과 같다.[5]
- 는 열용량율비이며, 일원자 분자의 경우에는 5/3이다.
- 는 중력 상수이다.
- 는 중심 별의 질량이며, 는 태양의 질량이다.
- 는 기체의 평균 질량이다.
- 는 볼츠만 상수이다.
- 는 기체의 온도이다.
- AU는 최종 값의 단위로서, 천문단위이다.
별이 형성되는 지역에 질량이 큰 별이 있다면, 광증발 효과로 인해 젊은 항성체 근처에서의 행성 형성에 영향을 주리라고 추정되지만, 형성을 돕는지 방해하는지는 명확하지 않다.
각주
- ↑ Mellema, G.; Raga, A. C.; Canto, J.; Lundqvist, P.; Balick, B.; Steffen, W.; Noriega-Crespo, A. (1998). “Photo-evaporation of clumps in planetary nebulae”. 《Astronomy and Astrophysics》 331: 335. arXiv:astro-ph/9710205. Bibcode:1998A&A...331..335M.
- ↑ Owen, James E.; Ercolano, Barbara; Clarke, Cathie J. (2011). “Protoplanetary disc evolution and dispersal: The implications of X-ray photoevaporation”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 412: 13. arXiv:1010.0826. Bibcode:2011MNRAS.412...13O. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17818.x.
- ↑ Wu, Yanqin; Lithwick, Yoram (2013). “Density and Eccentricity of Kepler Planets”. 《The Astrophysical Journal》 772: 74. arXiv:1210.7810. Bibcode:2013ApJ...772...74W. doi:10.1088/0004-637X/772/1/74.
- ↑ Hester, J. J.; Scowen, P. A.; Sankrit, R.; Lauer, T. R.; Ajhar, E. A.; Baum, W. A.; Code, A.; Currie, D. G.; Danielson, G. E.; Ewald, S. P.; Faber, S. M.; Grillmair, C. J.; Groth, E. J.; Holtzman, J. A.; Hunter, D. A.; Kristian, J.; Light, R. M.; Lynds, C. R.; Monet, D. G.; O'Neil, E. J.; Shaya, E. J.; Seidelmann, P. K.; Westphal, J. A. (1996). “Hubble Space Telescope WFPC2 Imaging of M16: Photoevaporation and Emerging Young Stellar Objects”. 《Astronomical Journal》 111: 2349. Bibcode:1996AJ....111.2349H. doi:10.1086/117968.
- ↑ Liffman, Kurt (2003). “The Gravitational Radius of an Irradiated Disk”. 《Publications of the Astronomical Society of Australia》 20 (4): 337. Bibcode:2003PASA...20..337L. doi:10.1071/AS03019.