{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089.jpg|섬네일|[[HD 141943]]과 [[HD 191089]]의 별주위원반.<ref>{{뉴스 인용|title=Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089|url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1416a/|access-date=29 April 2014|newspaper=ESA/Hubble images}}</ref>]]

'''별주위원반'''<ref>한국천문학회 편, 《천문학용어집》 169쪽 좌단 33째줄</ref>({{lang|en|circumstellar disc 또는 circumstellar disk}})은 [[항성]] 주변 [[궤도]]에 [[원환면|토러스]] 모양으로 존재하는 [[기체]], [[우주진]], [[미행성]], [[소행성]] 등을 말한다. 젊은 별 주변의 별주위원반은 행성이 생겨날 수 있는 곳이고, 어느 정도 성장한 별 주변의 별주위원반은 [[미행성]] 형성이 이루어졌다는 뜻으로 받아들일 수 있으며, [[백색왜성]] 주변의 별주위원반은 행성 물질이 항성의 진화 과정을 전부 살아남은 것이다. 별주위원반은 다양한 형태로 검출할 수 있다.

== 원시별 ==
[[파일:A Stars Spiral.ogv|섬네일|350px|thumbtime=50|특이한 별주위원반을 가진 별 [[SAO 206462]].]]
{{본문|원시 행성계 원반}}
흔히 [[성운설]]로 칭하는 [[항성]] 형성 이론에 따르면, 젊은 별([[원시별]])은 [[거대 분자운]]의 물질이 중력 붕괴하며 형성된다. 떨어지는 물질은 각자의 [[각운동량]]을 보존해, 자전하는 원시별 주변에 [[원시 행성계 원반]]이 형성된다. 원시 행성계 원반에는 중심별 질량의 몇 퍼센트가량이 있으며, 대부분은 기체 [[수소]]이다. 원반의 [[강착]]률은 보통 연당 10<sup>−7</sup> ~ 10<sup>−9</sup> [[태양질량]]이다.<ref>{{저널 인용|last=Hartmann|first=L|last2=Calvet|first2=N|last3=Gullbring|first3=E|last4=D’Alessio|first4=P|date=1998|title=Accretion and the Evolution of T Tauri Disks|journal=The Astrophysical Journal |volume=495 |pages=385–400|doi= 10.1086/305277|bibcode = 1998ApJ...495..385H |doi-access=free}}</ref>

중심별이 [[황소자리 T형 항성]] 단계로 접어들며 원반이 냉각되어, 암석과 얼음으로 이루어진 먼지가 생겨 [[미행성]]이 만들어진다. 원반의 질량이 충분히 크다면 강착이 다시 강하게 일어나 원시 행성이 생겨난다. 행성의 형성은 항성이 만들어지면서 일어나는 자연적인 현상으로 여겨지고 있다. 태양 정도 별은 보통 행성을 만드는 데 1억 년가량 걸린다.

== 태양계 ==
[[파일:Artist's impression of a transitional disc around a young star.jpg|섬네일|[[원시별]] 주변 원반의 상상도.<ref>{{웹 인용|title=ALMA Reveals Planetary Construction Sites|url=http://www.eso.org/public/news/eso1549/|access-date=21 December 2015}}</ref>]]

* [[소행성대]]: 화성과 목성 사이에 존재한다.
* [[카이퍼대]]와 [[산란원반]]: 해왕성 궤도 바깥에 존재한다.
* [[힐스 구름]]: 오르트 구름 안쪽만 토러스 모양이며, 바깥쪽은 구형에 가깝다.

== 쌍성계 ==
[[파일:AK Scorpii.png|섬네일|이중성 [[전갈자리 AK]]의 쌍성주위원반. 사진은 [[아타카마 대형 밀리미터 집합체|ALMA]]로 촬영하였다.]]
쌍성계로 낙하하는 기체는 기체가 각운동량을 가지고 있는 한, 별주위원반을 형성할 수 있다.<ref name=":0">{{저널 인용|last=Bate|first=M|last2=Bonnell|first2=A|date=1997|title=Accretion during binary star formation - II. Gaseous accretion and disc formation|journal=MNRAS |volume=285 |pages=33–48|doi= 10.1093/mnras/285.1.33|bibcode = 1997MNRAS.285...33B |doi-access=free}}</ref> 각운동량이 증가함에 따른 원반 형성 과정은 다음과 같다.
* 주성주위원반({{lang|en|Circumprimary disc}})은 쌍성계의 주성 (더 무거운 별) 주변의 원반으로,<ref name=":0" /> 기체가 각운동량을 가지고 있기만 한다면 형성될 수 있다.<ref name=":0" />
* 동반성주위원반({{lang|en|Circumsecondary disc}})은 쌍성계의 동반성 (더 가벼운 별) 주변의 원반으로, 기체가 갖고 있는 각운동량의 양이 커야만 형성된다. 필요한 각운동량의 양은 주성과 동반성의 질량비에 따라 달라진다.
* 쌍성주위원반({{lang|en|Circumbinary disc}})은 쌍성계의 두 별을 모두 도는 원반으로, 주성주위원반과 동반성주위원반보다 나중에 형성된다. 쌍성주위원반의 질량 최대치는 0.005 태양질량이며,<ref name=":1">{{저널 인용|last=Larwood|first=J.D.|last2=Papaloizou|first2=J.C.B.|date=1997|title=The hydrodynamical response of a tilted circumbinary disc: linear theory and non-linear numerical simulations|journal=MNRAS |volume=285 |issue=2 |pages=288 |arxiv=astro-ph/9609145|doi= 10.1093/mnras/285.2.288|bibcode = 1997MNRAS.285..288L }}</ref> 이보다 크면 쌍성계의 두 별이 기체를 끌어당겨 주성주위원반이나 동반성주위원반으로 흡수한다.<ref name=":0" /> 쌍성주위원반의 예시는 [[황소자리 GG]]이다.<ref>{{저널 인용|author1=C. Roddier |author2=F. Roddier |author3=M. J. Northcott |author4=J. E. Graves |author5=K. Jim |date=1996|title=Adaptive optics imaging of GG Tauri: Optical detection of the circumbinary ring|journal=The Astrophysical Journal |volume=463 |pages=326–335|doi= 10.1086/177245|bibcode = 1996ApJ...463..326R }}</ref>

쌍성계에서 별주위원반이 형성되면 두 쌍성이 가하는 [[돌림힘]]이 달라 원반 내에 나선형 밀도파가 생기게 된다.<ref name=":0" /> 원반 대부분은 쌍성의 공전면과 평행하게 만들어지지만, 바딘-페터슨 효과,<ref>{{저널 인용|author1=J. M. Bardeen |author2=J. A. Petterson |date=1975|title=The Lense-Thirring effect and accretion discs around Kerr black holes|journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=195 |pages=L65-L67|doi= 10.1086/181711|bibcode = 1975ApJ...195L..65B }}</ref> 비정렬된 쌍극자 자기장,<ref>{{저널 인용|author1=C. Terquem |author2=J. C. B. Papaloizou |date=2000|title=The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Tau|journal=Astronomy and Astrophysics|arxiv=astro-ph/0006113|bibcode=2000A&A...360.1031T}}</ref> [[복사압]]으로 인하여<ref>{{저널 인용|last=J. E. Pringle|date=1996|title=Self-induced warping of accretion discs|journal=MNRAS |volume=281 |pages=357–361|doi= 10.1093/mnras/281.1.357|bibcode = 1996MNRAS.281..357P |doi-access=free}}</ref> 처음에는 평탄했던 원반이 뒤틀리거나 기울어질 수 있다.

기울어진 원반의 예시는 Her X-1, SMC X-1, SS 433으로, [[엑스선]]이 주기적으로 50 ~ 200일마다 막히는 현상이 일어나는데, 이 주기는 쌍성의 공전 주기(약 1일)보다 훨씬 길다.<ref>{{저널 인용|author1=P. R. Maloney |author2=M. C. Begelman |date=1997|title=The origin of warped, precessing accretion disks in X-ray binaries|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=491 |pages=L43-L46|doi= 10.1086/311058|arxiv = astro-ph/9710060 |bibcode = 1997ApJ...491L..43M |hdl=2060/19980058823}}</ref> 엑스선이 막히는 현상은 주성주위원반이나 동반성주위원반의 세차 운동으로 인해 나선형 밀도파가 생겨 발생하는 것으로 추정된다.

기울어진 쌍성주위원반의 존재 여부는 별주위원반의 일그러진 모양, 원시별 제트의 세차운동, 행성의 기울어진 궤도를 통해서도 추정할 수 있다.<ref name=":1" /> 주성과 동반성 간 질량비가 작은 쌍성계의 원반은 몇 년을 주기로 강한 세차운동이 일어나고, 질량비가 1:1인 경우는 돌림힘의 차이가 커 원반이 2개 이상으로 찢어지게 된다.<ref name=":1" />

2020년 [[아타카마 대형 밀리미터 집합체|ALMA]] 데이터를 이용한 연구에서, 주기가 짧은 쌍성 주변의 원반은 쌍성의 궤도와 정렬되어 있으나, 주기가 길어질수록 궤도와의 비정렬이 커지는 경향을 보임이 밝혀졌다.<ref>{{웹 인용|url=https://public.nrao.edu/news/the-strange-orbits-of-tatooine-planetary-disks/|title=The Strange Orbits of ‘Tatooine’ Planetary Disks|website=National Radio Astronomy Observatory|language=en-US|access-date=2020-03-21}}</ref>

== 먼지 ==
[[파일:Planets in the Making.jpg|섬네일|원시벌 [[HD 163296]] 주변을 둘러싼 원시 먼지 구름.<ref>{{웹 인용|title=Planets in the Making|url=https://www.eso.org/public/images/potw1652a/|website=www.eso.org|access-date=26 December 2016}}</ref>]]

* [[먼지 원반]]: 미행성과 미행성 간의 충돌 및 증발로 생긴 먼지 및 소량의 기체가 존재한다. 기존에 있던 기체와 먼지 대부분은 흩어졌거나 행성으로 합쳐졌다.<ref>{{서적 인용
 | first=Hubert | last=Klahr
 |author2=Brandner, Wolfgang | year=2006
 | title=Planet Formation | pages=25
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-86015-6 }}</ref>
* [[행성간 먼지 구름]]: 소행성 간 충돌이나 혜성에서의 증발로 인해 생긴 물질이 지구에서 [[황도]]를 따라 빛줄기로 보인다.
* [[외계 황도 먼지]]: 다른 별에서 온 먼지로 인해 황도광과 유사하게 빛줄기로 보인다.

== 진화 단계 ==
[[파일:Safe havens for young planets AS 209.tif|섬네일|left|[[AS 209]]의 원시 행성계 원반.<ref>{{웹 인용|title=Safe havens for young planets |url=https://www.eso.org/public/images/potw1905a/ |website=www.eso.org |access-date=4 February 2019 |language=en}}</ref>]]
별주위원반의 진화는 구조와 구성 성분이 바뀌는 방식으로 일어나며, 진화 중 미세한 입자가 서로 뭉처 [[미행성]]이 되었다가 [[태양계]]처럼 행성계를 만들기도 한다.

별주위원반의 주요 진화 단계는 다음이 있다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.cfa.harvard.edu/~dwilner/misc/amh_thesis.pdf|title=Circumstellar Disk Structure and Evolution through Resolved Submillimeter Observations|last=Hughes|first=Amy|date=2010|access-date=2 February 2016}}</ref>
* [[원시 행성계 원반]]: 많은 원시 물질(기체와 먼지)이 존재하며 행성을 형성할 수 있을 정도로 질량이 크다.
* 전이 원반({{lang|en|Transition disc}}): 원시 행성계 원반이 먼지 원반으로 변할 때 거쳐가는 단계로, 원반의 크기가 크게 감소한다.
* [[먼지 원반]]: 별주위원반이 옅은 먼지 원반으로 변해, 기체가 없어지는 정도까지 간다. 먼지의 수명이 원반의 나이보다 작기 때문에, 먼지 원반은 처음부터 존재했던 것이 아니라 추후 생성된 것으로 여겨진다.

== 원반의 해체 ==
[[파일:Potw1742a.tif|섬네일|젊은 별 [[오리온자리 V1247]]로, 역학적으로 활동적인 기체와 먼지 원반으로 둘러싸여 있다.<ref>{{웹 인용|title=Caught in a Dust Trap|url=http://www.eso.org/public/images/potw1742a/|website=www.eso.org|access-date=16 October 2017}}</ref>]]

원반이 진화하는 가장 큰 이유는 물질의 소실로, 중심별의 질량과 원반에서의 물질 소실을 관측하면 별주위원반의 진화 단계를 알 수 있음이 알려져 있다. 예를 들어, 전이 원반의 물질 소실을 관측하여, 별주위원반의 평균 나이가 1000만 년가량임을 밝혀냈다.<ref>{{저널 인용|last=Mamajek|first=Eric|date=2009|title=Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks|journal=AIP Conference Proceedings|arxiv=0906.5011 |bibcode=2009AIPC.1158....3M |volume=1158 |pages=3|doi=10.1063/1.3215910}}</ref><ref>{{저널 인용|last=Cieza|first=L|date=2007|title=The spitzer c2d survey of weak-line T Tauri stars. II New constraints on the timescale for planet building|journal=The Astrophysical Journal |volume=667 |pages=308–328|doi= 10.1086/520698|arxiv = 0706.0563 |bibcode = 2007ApJ...667..308C |display-authors=etal}}</ref>

각 단계에서의 물질 소실 과정과 기간은 정확히 알려져 있지 않으며, 별주위원반의 해체 과정을 설명하기 위한 여러 이론이 제기되어 있다. 먼지의 크기 증가로 인한 투명도 감소,<ref>{{저널 인용|last=Uzpen|first=B|date=2008|title=A glimpse into the Nature of Galactic Mid-IR Excess|journal=The Astrophysical Journal|arxiv=0807.3982|doi= 10.1086/591119|bibcode = 2008ApJ...685.1157U |display-authors=etal|volume=685|pages=1157–1182}}</ref> 중심별에서의 [[항성풍]]으로 인한 물질의 [[광증발]],<ref>{{저널 인용|last=Clarke|first=C|last2=Gendrin|first2=A|last3=Sotomayor|first3=M|date=2001|title=The dispersal of circumstellar discs: the role of the ultraviolet switch|journal=MNRAS |volume=328 |pages=485–491|doi= 10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x|bibcode = 2001MNRAS.328..485C |doi-access=free}}</ref> 거대 행성의 형성으로 인한 역학적 영향<ref>{{저널 인용|last=Bryden|first=G.|date=1999|title=Tidally Induced Gap Formation in Protostellar Disks: Gap Clearing and Suppression of Protoplanetary Growth|journal=The Astrophysical Journal |volume=514 |pages=344–367 |doi= 10.1086/306917|bibcode = 1999ApJ...514..344B |display-authors=etal|doi-access=free}}</ref>이 대표적인 가설이다.

원반 물질의 소실은 원반의 지역에 따라 다르게 일어나는데, 크게 내부, 중부, 외부로 나눌 수 있다.<ref>{{ArXiv 인용|last=Hillenbrand |first=L.A. |date=2005 |title= Observational Constraints on Dust Disk Lifetimes: Implications for Planet Formation |arxiv= astro-ph/0511083 }}</ref>

내부 원반 소실은 원반의 내부(< 0.05 - 0.1 [[천문단위|AU]])에서 일어난다. 별에 가장 가까운 지역이기 때문에 온도가 높아 근적외선을 방출한다. 경험적으로 원반 안쪽에서 일어나는 [[강착]]과 별의 물질 방출 간에는 관계가 있음이 밝혀져 있다.

중부 원반 소실은 원반의 중부(1~5 AU)에서 일어나며, 내부보다 물질의 온도가 더 낮아 [[파장]]이 더 긴 중적외선을 방출하여 검출이 어려워, 원반 중부의 지속 기간 연구에 어려움이 있다. 지속 기간 추정치는 1000만 ~ 1억 년 사이로 범위가 넓다.

외부 원반 소실은 50 ~ 100 AU 지역에서 일어나며, 온도가 매우 낮아 방출선이 밀리미터파까지 내려간다. 이 지역 먼지의 전체 질량은 ~ 10<sup>−5</sup> 태양질량 정도이다.<ref>{{저널 인용|last=Eisner|first=J.A.|last2=Carpenter|first2=J.M.|date=2003|title=Distribution of circumstellar disk masses in the young cluster NGC 2024|journal=The Astrophysical Journal |volume=598 |pages=1341–1349|doi= 10.1086/379102|arxiv = astro-ph/0308279 |bibcode = 2003ApJ...598.1341E }}</ref> 1000만 ~ 10억 년 정도 된 먼지를 연구한 결과 먼지의 질량은 10<sup>−8</sup> 태양질량 정도로, 외부 원반의 해체는 매우 오랜 기간에 걸쳐 일어남을 시사하고 있다.<ref>{{저널 인용|last=Wyatt|first=Mark|date=2008|title=Evolution of Debris Disks|journal=Annu. Rev. Astron. Astrophys. |volume=46 |pages=339|doi= 10.1146/annurev.astro.45.051806.110525|bibcode = 2008ARA&A..46..339W }}</ref>

단위 면적당 질량의 양인 원반 표면의 밀도 <math>\Sigma</math>를 통해 수직 방향까지 포함해 입체에 대한 밀도는 <math>
\frac{\partial \Sigma}{\partial t} = \frac{3}{r} \frac{\partial}{\partial r} \left[ r^{1/2} \frac{\partial}{\partial r} \nu \Sigma r^{1/2} \right]</math>로 주어지며, 여기서 <math>r</math>은 해당 위치의 중심으로부터의 반지름이며 <math>\nu</math>는 위치 <math>r</math>에서의 점성도이다.<ref name="Armitage2011">{{저널 인용|title=Dynamics of Protoplanetary Disks | first=Philip | last=Armitage| year=2011| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics| doi=10.1146/annurev-astro-081710-102521|arxiv = 1011.1496 |bibcode = 2011ARA&A..49..195A | volume=49 | pages=195–236}}</ref> 이 식 자체는 대칭 원반을 기준으로 하지만, 어떠한 원반 구조에서도 사용할 수 있다.

분자의 종류나 난류의 여부 등에 상관 없이, 원반이 갖고 있는 자체 점성으로 인해 원반의 각운동량이 바깥쪽으로 옮겨가게 되며, 결과적으로 중심의 천체 하나로 강착되게 된다.<ref name="Armitage2011"/> 항성 <math>\dot{M}</math>으로의 강착을 점성도 <math>\nu</math>로 나타내면 <math>
\dot{M} = 3 \pi \nu \Sigma \left[ 1 - \sqrt{\frac{r_\text{in}}{r}} \right]^{-1}</math>이며, 여기서 <math>r_\text{in}</math>는 내부 반지름이다.

== 같이 보기 ==
* [[강착원반]]
* [[별주위외피층]]
* [[외계 행성]]
* [[태양계의 형성과 진화]]
* [[KIC 8462852]] − 태비의 별 - 비정상적인 밝기 감소
* [[WD 1145+017]] - 중심별이 행성을 부숨에 따라 원반이 형성됨

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류|Circumstellar disks}}
*{{웹 인용
 | last = McCabe | first = Caer | date =May 30, 2007
 | url =http://www.circumstellardisks.org/
 | title =Catalog of Resolved Circumstellar Disks
 | 번역제목 = 존재가 확인된 별주위 원반 목록
 | publisher = [[NASA JPL]] | access-date =2007-07-17 }}
* [http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html Image Gallery of Dust disks] (from [[Paul Kalas]], "[http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/index.html Circumstellar Disk Learning Site])"

{{외계 행성}}

{{전거 통제}}

[[분류:별주위원반| ]]
[[분류:성운]]