항성풍(Stellar wind)

항성풍(Stellar wind): 항성에서 방출된 물질(양성자, 전자, 금속원자 등)이 빠르게 이동하는 흐름

항성풍의 특징

• 항성풍을 통해서 질량을 다른 곳으로 전달할 수 있다.
  • 이 과정에서 각운동량을 잃어서 항성의 자전 속도가 감소할 수 있다.
    • 예: 태양계 형성 과정에서 태양이 항성풍으로 질량을 잃으면서 각운동량을 잃어버린다.
      
• 항성 질량에 따라서 항성풍이 발생하는 방식이 다르다.
  • 태양 질량의 항성: 코로나에서 항성풍이 발생한다.
  • 태양보다 질량이 크고 온도가 높은 항성: 항성을 탈출하는 광자들에 의한 복사압 때문에 발생한다.
    • 위와 같은 차이 때문에 O형, B형 항성들은 1년에 태양 질량의 100만분의 1정도의 물질을 잃고, 이 때의 항성풍 속도는 초속 1,000~2,000km 이상으로 매우 빠르다.
    • 또한, 적색거생은 항성풍에 의한 질량 손실이 매우 빠른데, 태양 질량 만큼의 물질을 잃는데 \(10^5 \sim 10^8\)년이 걸린다.
      
• 항성이 주계열성 단계에 있는 동안 방출하는 항성풍은 항성의 진화 양상에 큰 영향을 끼치지 않지만, 주계열 단계를 벗어난 이후의 죽음 직전 단계에 들어선 항성의 경우에는 자신이 지니고 있던 물질의 상당량을 우주로 방출하게 되며 이때 물질을 잃는 비율에 따라 그 별의 운명이 결정된다.
  
• 항성의 금속함량에 항성풍의 양상이 달라진다.
  • 금속함량이 낮다: 항성이 진화 주에 잃는 질량(항성풍)이 감소한다.
  • 금속함량이 높다: 강한 항성풍을 방출한다.

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항성주위물질(Circumstellar Medium, CSM)

• 이는 별을 둘러싸고 있는 가스, 먼지, 플라즈마로 이루어진 물질이다. 별이 자신의 질량을 방출하거나 항성풍을 통해 내보낸 몰질로 형성된다.
  
• 주로 수소와 헬륨으로 구성되며, 중원소(금속)도 포함된다. 또한, 중성 및 이온화된 가스 및 먼지도 존재한다.
  
• CSM의 밀도와 분포는 별의 진화 역사에 따라 달라진다.
  

CSM의 구성

• 항성풍 거품(Wind Bubble): 강한 항성풍이 주변 물질을 쓸어내면서 형성된다.
• 항성주위 껍질(Circumstellar Shells): 적색거성 및 AGB 별의 불규칙적인 질량 손실로 형성된다.
• 원반 또는 고리(Disk or Ring): 각운동량 효과로 인해 일부 별 주변에서 형성된다.
  

CSM과 별의 진화

• 질량이 큰 별(O형 및 B형 별): 강한 항성풍이 넓고 밀도가 낮은 거품 구조를 형성한다. X선 및 전파 방출을 통해 CSM을 감지할 수 있다.
• 진화한 별(적색거성, AGB별): 느리게 팽창하는 밀도가 높은 CSM이 형성된다. 또한, 외부층이 방출되면서 행성상 성운(Planetary Nebula)이 형성될 수 있다.
• 초신성과 CSM: 별이 초신성으로 폭발할 때 초신성 잔해(Supernova remnant)가 CSM과 상호작용하여 충격파를 생성할 수 있다. 이후에 성간물질(Interstellar Medium, ISM)과의 상호작용을 통해 복잡한 구조를 형성한다.
  • 특히, lln형 초신성(Type lln Supernova)은 밀도가 높은 CSM과 상호작용으로 인해 강한 방출선을 보인다.
    

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항성풍에 의한 질량 손실률

항성풍에 의한 질량 손실률 ṁ_SW은 질량 범위가 \(300-1000\ M_{\odot}\) 인 VMS에 대해서 항성 진화 모델을 적용하면 다음과 같은 식을 얻을 수 있다:

$$\log \left[ \dot{m}_{\mathrm{SW}} / M_\odot \, \mathrm{yr}^{-1} \right] = -9.13 + 2.1 \log \left[ m / M_\odot \right] + 0.74 \log \left[ Z / Z_\odot \right]$$

• \(m\): 항성의 질량
• \(Z\): 항성의 금속함량

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참고문헌

• 네이버 천문학 백과 항성풍