광증발 효과

광증발 효과(光蒸發 效果, 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

창조의 기둥이 광증발을 통해 "침식"되고 있는 모습.

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 원반 근처의 O형 별로 인해 원반에서 광증발이 일어나는 모습.

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"(${\displaystyle r_{g}}$) 밖에 있는 입자들은 에너지를 받아 원반의 탈출 속도를 넘어 증발한다. 10⁶ ~ 10⁷년 후에는 ${\displaystyle r_{g}}$ 지점에서의 점성이 광증발률보다 높아지며, ${\displaystyle r_{g}}$ 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]

${\displaystyle r_{g}={\frac {\left(\gamma -1\right)}{2\gamma }}{\frac {GM\mu }{k_{B}T}}\approx 2.15{\frac {\left(M/M_{\odot }\right)}{\left(T/10^{4}\ {\rm {K}}\right)}}\ {\rm {AU}},\!}$

• ${\displaystyle \gamma }$는 열용량율비이며, 일원자 분자의 경우에는 5/3이다.
• ${\displaystyle G}$는 중력 상수이다.
• ${\displaystyle M}$는 중심 별의 질량이며, ${\displaystyle M_{\odot }}$는 태양의 질량이다.
• ${\displaystyle \mu }$는 기체의 평균 질량이다.
• ${\displaystyle k_{B}}$는 볼츠만 상수이다.
• ${\displaystyle T}$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

1. 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.
2. 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.
3. 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.
4. 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.
5. 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.