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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>
'''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.
 
== 분자운 ==
== 원시행성계 원반에서의 광증발 ==
[[파일File:Sig06-023Eagle nebula pillars.jpg|200px|thumb|right|근처의 upright=1.0|[[O형독수리 항성성운]] 의해,기둥이 원시행성계광증발을 원반에서통해 광증발이"침식"되고 일어나고있는 있다모습.]]
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>
 
== 행성 대기권 ==
[[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.
[[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.
 
== 원시 행성계 원반 ==
이 효과가 [[행성의 생성]]을 가속시키는지, 아니면 방해하는지는 확실하지 않다.
[[Image:Sig06-023.jpg|thumb|left|upright=1.2|[[원시 행성계 원반]] 근처의 [[O형 주계열성|O형]] 별로 인해 원반에서 광증발이 일어나는 모습.]]
{{토막글|천문학}}
[[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.
 
원시 행성계 원반의 주요 구성 성분은 기체와 먼지이며, 기체는 [[수소]]와 [[헬륨]] 등 가벼운 원소로 이루어져 있어 광증발의 영향을 많이 받는다.
 
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.
 
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>
:<math> r_g = \frac{\left(\gamma - 1\right)}{2\gamma}\frac{GM\mu}{k_B T}
\approx 2.15 \frac{\left(M/M_\odot\right)}{\left(T/10^4 \ {\rm K} \right)} \ {\rm AU},\!</math>
* <math>\gamma</math>는 [[열용량율비]]이며, 일원자 분자의 경우에는 5/3이다.
* <math>G</math>는 [[중력 상수]]이다.
* <math>M</math>는 중심 별의 질량이며, <math>M_\odot</math>는 [[태양]]의 질량이다.
* <math>\mu</math>는 기체의 평균 질량이다.
* <math>k_B</math>는 [[볼츠만 상수]]이다.
* <math>T</math>는 기체의 온도이다.
* AU는 최종 값의 단위로서, [[천문단위]]이다.
 
별이 형성되는 지역에 질량이 큰 별이 있다면, 광증발 효과로 인해 [[젊은 항성체]] 근처에서의 행성 형성에 영향을 주리라고 추정되지만, 형성을 돕는지 방해하는지는 명확하지 않다.
 
== 각주 ==
{{각주}}
 
[[분류:항성천문학]]