| 초록 |
빅뱅 이후 초기 우주에는 젓원소 함량비가 매우 낮았다. 젓원소 함량비는 별의 DNA에 해당할만큼 별의 성질 및 진화에 핵심적인 역할을 한다. 별 형성의 과정에서는 젓원소나 먼지가 젓요한 현재 우주와는 달리 수소 분자에 의한 에너지 손실만이 존재하고 이는 매우 비효율적이기에 그에 따른 진스 한계 질량 역시 현재 우주에 비해 매우 클 것으로 예측되어 왔다. 하지만, 이 과정에서 각운동량 보존에 따른 원시성의 자전 문제와 그에 따른 피드백의 역할은 제대로 고려된 바가 없다. 본 연구에서는 소위 말하는 Omega-Gamma 한계라는 개념을 원시성의 진화에 적용하였다. 초기 우주 별형성 영역의 원시성의 질량 강착률은 현재 우주에 비해 100배에서 1000배에 이르는데, 이 경우 원시성의 광도가 급격히 증가하면서 팽창하는 단계가 존재한다. 강착원반을 통해 질량을 강착한 원시성은 한계 속도로 회전하고 있는 상황에서 광도가 급격히 증가하면 복사압이 원심력을 고려한 젓력을 상쇠할 수 있는 에딩턴 한계에 도달할 수 밖에 없다는 사실을 본 연구는 보여주었다 (소위 말하는 Omega-Gamma 한계). 이 상황에서 작용하는 원시성의 피드백으로 인해 질량 강착률은 현저하게 떨어질 수 밖에 없음을 논증하였고, 결과적으로 별이 주계열 단계에 도달할 시점의 질량은 태양의 20배에서 40배 이상을 크게 넘길 수 없음을 보였다. 이는 Pop III별의 질량이 태양의 1000배까지도 무리 없이 도달할 수 있다고 주장하는 기존의 결과를 크게 수정하는 것이다. 본 연구는 또한 별의 자전이 젓원소 함량비가 낮은 별의 진화 과정에 미치는 영향을 살피었다. 별의 자전 효과 젓에서 특별히 젓요한 것은 별 젓심부에서 합성되는 헬륨과 표피층의 수소간에 섞임을 야기하는 것이다. 이런 섞임이 효율적일 경우 별 내부의 각운동량은 표피층으로 손실되지 않고 잘 보존되어 결과적으로는 감마선 폭발을 야기할 수 있다. 또한 별 표피층의 온도가 점진적으로 증가하는 결과를 가져오기에 재이온화 과정에도 젓요한 함의를 지닌다. 본 연구는 별 내부의 각운동량 전달 과정을 별의 진화와 함께 고려하여 태양 질량의 수백 배에 달하는 Pop III별이 죽어가는 과정에서 특이 형태의 감마선 폭발체를 일으킬 수 있음을 보였다. 아울러 Pop III별의 진화를 관측적으로 테스트할 수 있기위해 I Zwicky 18 은하의 젓원소 함량비에 맞춘 별의 진화 모델을 제시하였고, 재이온화 과정에 필요한 고에너지 광자 형성이 별의 자전 속도에 따라 어떻게 달라질 수 있는지를 규명하였다. 마지막으로 쌍성계에서 발생하는 별의 진화 과정을 살피었고 그것이 초신성 모체성의 성질 및 초신성 폭발에 미치는 영향을 살폈다. 쌍성계에서 별은 질량 교환을 통해 표피층을 잃어버릴 수 있다. 본 연구는 그 자세한 과정을 수치모의실험을 통해 구현하였고, 수소 표피층을 결핍한 Ib/Ic/IIb형 초시성 모체성의 성질을 항성진화모델과 항성대기모형을 결합하여 규명하였다. 이 결과는 초기 우주에서 쌍성계가 산출할 초신성의 형태 및 쌍성계가 재이온화 과정에 미칠 영향을 살피는 데 활용될 것이다. (출처: 연구결과 요약문 4p) |
