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.

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.

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

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

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