항성풍 (Stellar Wind)
쉽게 풀면
별 표면에서 우주 공간으로 끊임없이 흘러나가는 입자들의 흐름으로, 태양에서는 이를 태양풍이라고 부릅니다. 태양도 태양풍이라는 항성풍을 계속 내뿜고 있으며, 이 입자들이 지구 자기장과 부딪히면서 오로라를 만들어내요. 무거운 별의 항성풍은 워낙 강력해서, 별이 일생 동안 잃는 질량의 총량이 처음 질량의 상당 부분을 차지할 수도 있어요. 태양풍은 초속 약 400~800km로 태양계 전체로 퍼져 나가며, 명왕성 궤도 훨씬 바깥의 태양권계면에서야 성간물질과 만나 멈춰요. 혜성의 이온 꼬리가 항상 태양 반대쪽을 향하는 것도 이 태양풍이 이온화된 입자를 밀어내기 때문이에요.
왜 중요한가
항성풍에 의한 질량 손실은 대질량 별의 최종 질량과 초신성·블랙홀 형성 여부를 결정하므로, 항성 진화 모형에서 가장 큰 불확실성이자 중력파 원천 질량 분포를 예측하는 핵심 변수입니다. 별 주위 원반과 성간물질에 운동량·에너지를 주입하는 되먹임 기구로 별 생성 시뮬레이션에도 필수적으로 포함됩니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
무거운 별일수록 항성풍이 강해 원래 질량의 상당 부분을 잃으며 진화한다는 점을 설명한다.
항성풍이 질량 손실뿐 아니라 주변 환경과의 상호작용도 일으킴을 보여주는 서술이다.
조금 더 깊게 보면
뜨거운 별의 항성풍은 자외선 스펙트럼선이 복사압을 받아 가속되는 '선구동풍'이고, 차가운 거성의 항성풍은 맥동과 먼지 복사압이 결합된 것이어서 같은 이름이라도 구동 물리가 전혀 다릅니다. 선구동풍의 질량 손실률은 응집(clumping) 보정에 따라 관측 추정치가 수 배 낮아져, 2000년대 이후 대질량 별 진화 모형이 대폭 수정되었습니다. 태양의 태양풍은 코로나 가열로 열적으로 구동되는 별개의 기구이며 질량 손실률이 무시할 만큼 작습니다. 항성풍의 세기는 별의 질량과 진화 단계에 따라 크게 달라지며, 무거운 별의 강한 항성풍은 스스로 질량을 크게 잃어 최종적으로 어떤 초신성 유형이 될지, 어떤 잔해(중성자별 또는 블랙홀)를 남길지를 좌우한다.
주의할 점
항성풍의 세기는 항성의 질량과 진화 단계에 따라 크게 달라지며, AGB 단계처럼 특정 시기에는 평소보다 훨씬 강한 질량 손실이 일어난다.