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50건의 기사

행성과학·태양계

원시행성계 원반 질량 정밀 측정 확장… mm 먼지 나선의 기원으로 중력 불안정 가능성 제시

연구진은 원반의 열적 층상 구조와 자체 중력을 포함한 모델로 여러 분자 추적자의 회전 속도 곡선을 맞춰 HD 97048과 WaOph 6 주변 원반의 별 질량·원반 질량·스케일 반경을 제약했다. HD 97048은 별 질량 2.226 태양질량, 원반 질량 0.3 태양질량, 스케일 반경 172 au로, WaOph 6은 별 질량 0.956 태양질량, 원반 질량 0.21 태양질량, 스케일 반경 647 au로 측정됐다. 빔 스미어링 보정을 적용하지 않으면 속도 분포가 계통적으로 치우쳐 원반 질량 추정치가 최대 약 45%까지 달라질 수 있으며, 기하 구조와 2차원 열구조에 대한 부트스트랩 결과 원반 질량의 전체 불확실도는 약 20% 수준이다. 또한 지금까지 역학적으로 질량이 측정된 모든 원반의 투미(Toomre) 파라미터를 비교한 결과, mm 연속파 방출에서 나선 구조를 보이는 원반은 계통적으로 더 낮은 Q 값을 갖는 것으로 나타났다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 11월 3일

행성과학·태양계

젊은 항성 주변 거대행성의 '주행성 원반' 형성 조건 — 3차원 MHD 시뮬레이션 연구

원시행성계 원반에서 중심별로 자기권 강착이 일어나는 환경에 목성질량 약 10배(질량비 q=0.01)의 거대행성 3개를 자기권 절단반경(R_T)의 0.45배·0.9배·1.8배 위치에 배치한 3차원 이상적 MHD 전역 시뮬레이션 결과다. 가장 바깥 두 행성은 주행성 원반(CPD)을 형성했지만, 가장 안쪽 행성은 자기권에 대한 상대속도가 커 유효 본디 반경이 행성 크기보다 작아지면서 지속적인 속박 구조를 만들지 못했다. 최외곽 행성은 힐 반경 약 0.25 이내에서 국소 케플러 속도에 가깝게 회전하는 안정적·공면 CPD를 형성했고, R_T 부근의 중간 행성은 각운동량 벡터가 원반 중간면과 평행한 극성(polar) CPD를 지속적으로 유지했다. 연구진은 유효 본디 반경과 열적 질량 기준으로 내부 원반에서 거대행성이 CPD를 형성하는 조건을 제시하며, 추정된 강착률로는 낮은 원반 표면밀도 때문에 질량 2배 증가에 1,000만 년(10 Myr) 이상이 걸려 자기활성 영역의 행성은 원반 소멸 전 후기 성장이 제한적이라고 결론지었다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 30일

천문·천체물리

가스가 있는 잔해 원반의 비결합 먼지 입자 — 가스 기원 규명의 단서

일부 잔해 원반(debris disc)에는 차가운 분자 가스가 존재하며, 이 가스의 기원은 행성계 진화 이해의 핵심 질문 중 하나다. 연구진은 복사압으로 비결합(unbound) 궤도에 놓인 먼지 입자의 운동 방정식을 항성 중력, 복사압, 포인팅-로버트슨 끌림, 가스 끌림을 고려해 수치적으로 적분했다. 그 결과 가스 끌림이 비결합 입자의 탈출을 크게 늦추는 것은 가스가 2차적 기원이 아니라 원시행성계 원반의 잔존 가스일 때 예상되는 매우 높은 가스 질량에서만 가능하다는 점을 확인했으며, 가스 원반 내 비결합 입자 밀도를 추정하는 해석적 모델도 제시했다. 연구진은 가스가 있는 원반과 없는 원반 사이에서 비결합 입자 양의 차이가 관측된다면 그 가스가 원시행성계 기원임을 뜻하지만, 현재 그런 차이의 증거는 없어 잔해 원반에서 검출된 가스는 2차적 기원이거나 크게 고갈된 원시행성계 가스일 가능성이 높다고 결론지었다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 28일

A remote satellite station with large dishes stands under a moody dark sky by the water.

천문·천체물리

원시행성계 원반 CQ Tau에서 뒤틀린(warped) 먼지 고리 발견

연구진은 ALMA 1.3mm 먼지 연속파 관측으로 CQ Tau 원반을 0.052″×0.042″(7.8×6.3 au) 유효 공간분해능으로 영상화해, 반경 약 20~70 au의 밝은 주 고리와 중심별 주변 내부 원반을 추적하는 미분해 밀집 성분을 확인했다. 별 위치를 중심으로 한 타원 피팅 결과 고리 안쪽 가장자리(약 21~26 au)에서는 위치각 214°~233°, 경사각 23°~39°였고, 바깥쪽 가장자리(약 58~67 au)에서는 231°~235°, 33°~36°로 반경에 따른 변화가 나타났다. 동일 평면 고리 모형으로는 이런 변화를 재현할 수 없었으나, 국소 기울기가 반경 20 au에서 약 4°에서 60 au에서 약 1°로 감소하는 뒤틀린 고리 모형은 이를 재현했다. 고역 통과 필터를 적용한 영상에서 서로 마주보는 한 쌍의 휘어진 음(陰)의 잔차가 나타났고, 이 특징 역시 뒤틀린 고리 모형에서만 재현되어 먼지 원반의 뒤틀림을 뒷받침한다. 연구진은 CQ Tau가 뒤틀린 먼지 원반의 사례이자 3차원 원반 구조와 행성 형성의 관계를 조사할 중요한 실험장이라고 평가했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 27일

Saturn, top, and Jupiter, bottom, are seen after sunset from Alexandria, Va., Thursday, Dec. 17, 2020. The two planets are drawing closer to each other in the sky as they head towards a “great conjunc

행성과학·태양계

토성은 이산화탄소 결빙선(CO2 iceline) 근처에서 형성됐다 — 1차원 원반 모델 연구

토성은 전체 금속함량과 대기 휘발성 원소 함량이 목성보다 높아, 원시행성계 원반의 더 바깥에서 형성됐을 가능성이 제기돼 왔다. 연구진은 13종의 휘발성 운반체의 수송·승화·재응축을 추적하는 1차원 점성 α-원반 모델로 α = 5×10⁻⁴~5×10⁻³ 범위와 다양한 CO/CO2 비율을 계산해, 토성의 원소 함량이 CO2 또는 CO 결빙선 근처 형성으로 재현되는지 검증했다. 그 결과 콜드핑거 효과로 인한 탄소·산소 함량 증가 피크가 CO2 결빙선에서 가장 두드러졌고, 토성 외피에 해당하는 초태양(supersolar) 금속함량은 α ≤ 10⁻³인 경우에만 도달했다. CO 결빙선에서도 작은 피크가 나타나지만 그 지역의 금속함량은 토성의 추정값에 이르지 못했으며, 약 0.2~0.3 Myr 시점에서 탄소와 인의 함량이 토성 대기 관측값과 일치했다. 비활성기체는 확산 시간이 길어 원시태양 수준에 머물렀으며, 연구진은 모델이 가정한 조건에서 토성이 이 물질을 0.3 Myr 이내의 이른 시기에, 약한 난류(α ≲ 10⁻³)와 CO2가 풍부한 휘발성 환경의 원반에서 집적했음을 시사한다고 밝혔다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 27일

천문·천체물리

ALMA AGE-PRO 다파장 관측, 원시행성계원반 30개의 먼지 질량 감소 경향 확인

ALMA 대형 프로그램 AGE-PRO는 0.5~1Myr의 매몰 단계, 1~3Myr의 중년 단계, 2~6Myr의 원반 수명 말기에 걸친 원시행성계원반 30개를 관측해 주요 원반 특성을 조사했다. 연구팀은 이번에 전체 30개 원반에 대한 ALMA 3.1mm·1.5mm(밴드 3, 5) 연속파 관측 자료를 제시하고, 기존 1.3mm 관측의 반경 방향 분포를 함께 포함한 다파장 모델링을 수행해 두 파장에서 20개 원반을 공간적으로 분해했다. 그 결과 단일 파장 분석에서 나온 경향, 즉 먼지 원반의 크기는 나이와 무관하게 일정하고 먼지 원반 질량은 시간이 지남에 따라 감소한다는 결과가 재현됐으며, 불투명도 가정에 따른 불확실성은 약 10~40배 수준이다. 이는 표본 원반의 기체-먼지 질량비가 기존 보고보다 훨씬 낮음을 시사하며, 도출된 스펙트럼 지수는 특히 뱀주인자리(Ophiuchus)와 이리자리(Lupus) 원반 상당수에서 광학적으로 두꺼운 복사와 일치한다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 26일

천문·천체물리

저질량 행성, 먼지 많은 원시행성계원반에서 스스로 궤도 함정에 갇힐 수 있다

저질량 행성의 급격한 내측 이동(migration)은 행성 형성 이론의 핵심 난제로, 기존 연구는 고정 궤도를 가정한 정적 토크 모델에 의존해 왔다. 연구진은 공동이동 좌표계를 사용한 2차원 고해상도 이류체(가스·먼지) 유체역학 시뮬레이션으로 6차원 매개변수 공간에 걸쳐 행성의 궤도 진화를 자기일관적으로 추적했으며, 내측·외측 이동과 진동성 반경 구속 등 다양한 이동 양상을 확인했다. 질량이 큰 핵은 먼지에 의한 장벽을 넘어 먼지 매개 폭주 이동을 겪는 반면, 먼지가 풍부한 환경에서는 가스-먼지 운동량 교환과 행성 토크가 공전 궤도상의 먼지 비대칭성을 지속적으로 재생성해 슈퍼지구가 안정적인 진동 구속 상태에 놓이는 동역학적 끌개가 형성된다고 밝혔다. 이 자기유도 포획 메커니즘은 기존 압력 범프나 원반 구조가 없어도 내측 이동을 멈출 수 있으며, 물-얼음선 바깥의 국소 먼지-가스 비가 높은 외곽 원반에서 유효할 것으로 제시됐다. 반면 금속함량이 낮거나 확산이 강한 원반에서는 행성이 대체로 단조로운 내측 이동을 보였고, 연구진은 정적 토크 근사만으로는 행성계 최종 구조를 예측할 수 없다고 결론지었다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 21일

천문·천체물리

원시행성계 원반이 FU Ori형 폭발에 보이는 역학적 반응

젊은 별에 일어나는 간헐적 강착(episodic accretion)이 주변 원시행성계 원반 구조를 어떻게 바꾸는지를 HURAKAN 코드 기반 복사 유체역학 시뮬레이션으로 조사한 연구다. 강력한 FU Ori형 폭발로 원반이 가열되면 수직 방향 스케일 높이가 국소 케플러 시간 규모에서 2배로 증가하고, 반경 위치가 r_b~t^(2/3)로 변하는 융기(bump)를 가진 외향 진행파가 발생한다. 폭발이 끝난 뒤에는 원반이 정상 상태로 재평형화하며 새로운 파동이 생성되고, 원반의 수직 팽창은 중심 천체 복사에 시간에 따라 변하는 흡광을 만든다. 경사각이 40°<i<60° 범위인 원반은 약하게 가려진 상태(A_V<1)에서 강하게 묻힌 상태(A_V~10^2)로 변하며, 폭발 이후 흡광은 약 10^2년 규모로 감소한다. 저자들은 이 그림자 파동의 특징이 폭발 시작 몇 년 후 광도 곡선에 나타나는 장기적 감소 또는 일시적 함몰이며, V 밴드에서 1~3등급에 이르는 이 변화는 강착 자체의 고유 변동성과는 무관하다고 밝혔다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 20일

ISS014-E-15732 (1 March 2007) --- Salt ponds of Botswana are featured in this image photographed by an Expedition 14 crewmember on the International Space Station. This recent, detailed view shows the

천문·천체물리

ALMA 오리온 원반 탐사(SODA) IV: 원시행성계 원반의 밀리미터파 변광성 확인

연구진은 오리온 LDN 1641 및 LDN 1647 영역의 Class II 젊은 항성체(YSO) 원반 873개를 ALMA 밴드 6으로 여러 시기에 걸쳐 관측해, 약 1시간~3일의 짧은 시간 규모에서 나타나는 밀리미터파 플럭스 변광을 분석했다. 보수적인 선별 기준으로도 20개 천체(전체 검출의 약 5.3%)에서 유의미한 변광이 확인됐고, 측정된 변광 계수의 최대값은 약 1시간 동안 7배 이상에 달했다. 더 느슨한 기준을 적용하면 변광 가능성이 있는 천체는 최대 60개(약 15.9%)까지 늘어난다. 연구진은 이러한 변광이 자기 재결합, 싱크로트론 복사, 또는 강한 자기 강착 변화와 관련된 시간당 규모의 물리 과정을 시사한다고 밝혔으며, 단일 시기 관측의 안정성 가정을 재검토해야 하고 분해되지 않은 관측에서 유도한 원반 질량이 편향될 수 있다고 지적했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 19일

천문·천체물리

별·행성계가 태어나는 '환경'을 규명하려면: 차세대 ALMA2040 제안

arXiv에 공개된 논문은 별의 탄생 환경이 원시행성 원반에 전달되는 질량·각운동량·화학적 복잡성을 어떻게 결정하는지 밝히려면 구름에서 원반에 이르는 물질의 흐름을 서브 au~수 au 규모로 추적해야 한다고 지적한다. 저자들은 현재 관측 설비로는, 광대역 감도 향상(Wideband Sensitivity Upgrade)을 거친 ALMA조차 각분해능이 수 배, 감도가 한 자릿수 규모로 부족하다고 설명한다. 지금까지 특성이 규명된 원반은 거의 전부 태양 근처의 고립된 분자운에 있고 태양과 비슷한 금속함량을 가지지만, 복사장·이온화율·가스 및 항성 밀도·압력·금속함량 같은 환경 변수는 은하 전역에서 수십~수백 배 이상 달라진다. 태양을 포함한 대부분의 별은 수 kpc 거리의 성단 영역에서 형성되며, 가장 넓은 금속함량 범위는 외부 은하계, 중심분자대(CMZ), 마젤란은하에 존재한다. 논문은 각분해능 3배, 감도 10배를 갖춘 ALMA2040이면 근거리 영역의 서브 au 낙하 충돌·항성풍 발생 구역, 원거리 대질량 영역의 원반 분열과 다중성 형성, 태양 금속함량의 수십 퍼센트 수준에서의 원반 형성을 처음으로 환경별로 측정할 수 있다고 전망한다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 19일

천문·천체물리

HH212 원시별 아웃플로에서 먼지 탐색: ALMA 아카이브 데이터 재분석

연구팀은 ALMA(아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 집합체)로 관측된 HH212 원시별 계의 다중 주파수 먼지 연속파 아카이브 자료를 재영상화했다. 먼지 복사에서 확장 구조를 검출했고, 밴드 7과 밴드 9 자료를 이용해 바람 발사 영역의 먼지 스펙트럼 지수와 먼지 질량을 추정했다. 그 결과 분자 아웃플로 공동과 위치가 일치하는, 양은 적지만 유의미한 먼지 질량을 확인했다. 연구는 이 결과를 아웃플로가 HH212 원시행성계 원반에서 먼지를 실어 내보낼 수 있다는 가설과 연결해 평가했으며, 충분한 먼지가 계에서 제거될 경우 행성 형성에 쓰일 질량 예산에도 영향을 줄 수 있다고 지적한다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 16일

천문·천체물리

다파장 편광 관측으로 행성 형성 과정 탐사: 차세대 ALMA2040 제안

편광 관측은 총광도 관측만으로는 얻기 어려운 원시행성계 원반의 세부 정보를 드러내며, 다파장 편광 관측을 통해 행성 형성 과정과 먼지 알갱이 진화, 자기장이 강착에 미치는 영향을 추적할 수 있다. 다만 원반의 편광 방출은 총방출량의 0.5%에서 수 퍼센트 수준에 불과해 매우 높은 감도가 필요하며, 현재 ALMA는 긴 적분 시간, 대규모 표본 관측에 드는 과도한 시간, 분광선 편광의 제한된 감도·주파수 범위, 스토크스 변수 전체에 대한 불충분한 편광 보정 등의 한계를 안고 있다. 저자들은 넓은 집광 면적과 확장된 대역폭, 다중 밴드 기능, 정밀한 편광 보정을 갖춘 'ALMA2040'을 제안하며, 이를 통해 스트리밍 불안정성 검증, 먼지 알갱이의 형태·크기·다공성·정렬 상태 제약, 5au 미만 분해능으로 원반 미세구조의 편광 분해, 수백 개 원반의 신속한 탐사, 원반 자기장 세기와 구조 측정이 가능해질 것으로 전망했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 16일

천문·천체물리

원시행성계 원반 화학 관측의 한계 — 차세대 'ALMA2040' 성능 요구 제시

행성과 외계행성, 태양계 원시 천체의 초기 화학 조성은 이들이 태어난 원시행성계 원반에서 결정되지만, 현재 관측 장비로는 10au 이내의 내부 행성 형성 영역에서 탄소·산소·질소(및 더 희귀한 황·인) 함유 분자를 관측하기가 매우 어렵다. 연구진은 행성 형성 화학의 완전한 그림을 그리기 위해 현재의 ALMA(아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 집합체)보다 선 감도가 10배 이상 뛰어나고 140pc 거리에서 5au 이하의 공간 분해능을 제공하는 차세대 시설 'ALMA2040'이 필요하다고 제안했다. 이는 낮은 표면 밝기 방출에 대해 현재보다 분해능이 3~4배 향상된 수준으로, 이 거리 범위에는 태양과 비슷한 별들이 모여 있는 황소자리(Taurus)와 이리자리(Lupus) 등 여러 별 형성 영역이 포함된다. 연구진은 ALMA2040이 물 설선(snowline) 안쪽의 지구형 행성 형성 규모에서 원반의 화학 조성을 지도화하고, 생명체 거주가능한 행성의 재료가 되는 분자를 검출할 수 있을 것으로 전망했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 16일

천문·천체물리

원시행성계 원반 집단과 성단 환경의 연관성: ALMA2040의 필요성

ALMA 등 기존 서브밀리미터 관측은 약 400pc 이내 성단의 원시행성계 원반 질량 통계를 제공했지만, 대부분의 별과 행성은 더 먼 거리에 있는 질량이 큰 성단에서 형성되므로 현재의 원반 집단 연구는 심각하게 편향돼 있다고 연구진은 지적한다. 자외선 복사장, 주변 기체 질량, 항성 밀도 같은 환경 조건이 성단 질량에 따라 크게 달라지기 때문에, 성단 질량 함수의 정점에 해당하는 환경에서 행성 형성을 규명하려면 은하수 궁수자리 팔의 인접 영역과 여러 대질량 성단을 포함하는 약 3kpc까지 원반 질량 분포를 측정해야 한다. 논문은 ALMA2040이 이에 필요한 감도 향상을 제공해 소수 검출 사례를 넘어 해당 거리에서 원반 질량 분포의 기울기와 중앙값을 측정할 수 있게 하며, 이는 개별 검출 연구에서 집단 수준 연구로의 전환을 의미한다고 설명한다. 또한 먼 성단의 질량 강착률 측정과 결합하면 강착 시간척도를 구해 서로 다른 진화 경로를 구분하고 그것이 성단 질량과 별 형성 환경에 어떻게 의존하는지 평가할 수 있다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 16일

천문·천체물리

ALMA, 반경 10au 미만 초소형 원시행성계원반에서 먼지 구조 포착… 1.6au 내부 공동 확인

연구진은 ALMA 밴드 7(0.9mm) 연속파 관측으로 루푸스(Lupus) 영역의 가장 작은 Class II 원반 11개(R_68 < 10au)를 0.02초각(2au) 분해능으로 관측했으며, 이는 현재 이 파장대에서 ALMA가 제공하는 최고 분해능이다. 4개 원반에서 반경 1.6au의 뚜렷한 내부 공동을 포함한 구조가 검출됐고 3개에서 추가 구조의 징후가, 2개에서는 밝은 내부 중심부 바깥의 희미한 외곽 고리가 확인됐다. ALMA로 관측된 Class II 원반의 통계와 결합한 결과 30au보다 큰 원반은 약 95% 이상, 3~30au 원반은 약 50%에서 구조가 나타났으며, 후자의 낮은 비율은 광학 깊이의 영향으로 보인다. 5au 이내에서 간극을 만드는 데 필요한 행성 질량은 슈퍼지구에서 미니해왕성 범위로, 중심별에서 수 au 거리까지 행성 형성 조건을 탐사할 수 있음을 보여준다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 15일

Support teams arrive at the SpaceX Crew Dragon Endeavour spacecraft shortly after it landed with NASA astronauts Robert Behnken and Douglas Hurley onboard in the Gulf of Mexico off the coast of Pensac

행성과학·태양계

DEMOS: 관측된 원시행성계원반 통계로 원반 진화 모형을 검증하는 베이즈 추론 도구

원시행성계원반의 진화와 소산을 이끄는 메커니즘은 행성 형성 이론에 큰 영향을 주지만, 점성(viscous) 패러다임과 MHD 원반풍 모형 중 어느 쪽도 관측으로 배제되지 않았다. 연구진은 관측된 원반 집단의 전체 특성 분포를 가장 잘 재현하는 모형 변수와 초기 조건을 추론하는 베이즈 추론 도구 DEMOS를 제시했으며, 이는 1차원 원반 집단 합성 코드 Diskpop으로 생성한 합성 집단과 관측을 비교하는 방식이다. 합성 집단에 적용한 결과 두 모형 모두에서 모형 변수와 불확실성을 정확히 복원했고, 초기 조건이 별의 질량과 상관된 경우도 포함됐으며, 원반 질량·강착률·원반 크기가 모두 주어지는 최적 상황에서는 각운동량 수송 변수까지 제약할 수 있었다. 변수 추정은 원반 약 100개 표본에서 가장 정밀했지만, 10~30개의 더 작은 집단에서도 의미 있는 제약이 나왔다. 저자들은 DEMOS가 관측 원반 집단의 초기 조건 추론, 관측 프로그램 설계, 그리고 어떤 진화 모형이 데이터를 가장 잘 재현하는지 평가하는 데 유용할 것으로 기대한다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 14일

SpaceX's Crew Dragon spacecraft and Falcon 9 rocket are positioned inside the company's hangar at Launch Complex 39A at NASA's Kennedy Space Center in Florida, on Dec. 18, 2018, ahead of the Demo-1 un

행성과학·태양계

DEMOS II: Lupus 원시행성계 원반 통계, 점성 모델과 MHD 바람 모델 모두와 부합

연구진은 베이지안 추론 도구 DEMOS를 Lupus 성형성 영역의 원시행성계 원반 집단에 적용해, 항성질량·원반질량·질량강착률·CO 원반 크기 분포를 바탕으로 점성(내부 광증발 포함) 모델과 MHD 바람 모델의 모든 매개변수를 전례 없는 정밀도로 제약했다. 두 모델 모두 0.3 태양질량 항성 주변 원반에서 전형적인 초기 반경 R0가 3~5au, α(또는 α_DW)가 3~4×10⁻⁴로 추정되며 항성질량에 대해 약 2차 의존성을 보였고, 점성-광증발 모델의 전형적 바람 질량손실률은 약 10⁻⁹ 태양질량/년이었다. 추정 평균 나이는 MHD 바람 모델이 1.6Myr, 점성-광증발 모델이 0.9Myr로, 후자가 약간 선호되지만 베이지안 증거상 두 모델이 데이터를 비슷하게 잘 재현해 어느 쪽도 배제할 수 없었다. 다만 두 모델의 최적합 합성 집단은 서로 상당히 다른 진화 경로를 예측하며, 저자들은 상부 전갈자리(Upper Scorpius) 같은 더 진화한 집단에 DEMOS를 적용하면 원반 진화 메커니즘에 더 강한 제약을 걸 수 있다고 제안했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 14일

행성과학·태양계

ALMA로 들여다본 DM Tau 원시행성계원반 중앙면: N2H+·DCO+ 관측

연구진은 ALMA의 0.3초각(약 43au) 분해능 관측으로 DM Tau 주변 원반의 N2H+(J=3-2)와 DCO+(J=4-3) 분포를 분석해 중앙면 환경을 조사했다. 반경 분포에서 DCO+는 중심부에서 세기가 최대이면서 120au 부근에 함몰이 나타났고, N2H+는 반대로 중심부가 함몰되고 100au 부근에 피크를 보였으며, 두 분자 모두 400au까지 확장된 방출을 보였다. CO 기반 변수로 구성한 기준 모형은 200au 안쪽 특징은 재현했으나 외곽 원반 방출은 설명하지 못했고, 외부 자외선 침투와 우주선·X선 이온화율 증가(동반 가능성으로 반경 방향 드리프트가 이를 강화)를 도입한 경우가 가장 잘 맞았다. 저자들은 관측된 특징이 기존 CO 스노라인 제약과 대체로 일치하지만 이온화·CO 고갈·여러 화학 경로에 의해서도 형성될 수 있어, 이 분자 이온을 확실한 CO 스노라인 추적자로 쓰려면 보완적인 분자 추적자와 상세 화학 모형이 추가로 필요하다고 지적했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 14일

천문·천체물리

쌍성계 원시행성계 원반의 성간 미행성체 포획 연구

쌍성계에서는 중력 섭동과 원반 절단으로 미행성체 형성 효율이 떨어지는데, 연구진은 가스 항력에 의한 미행성체 포획이 이를 보완할 수 있는지 3,000만 회 이상의 수치 실험으로 검증했다. 주성 주위 원반(circumstellar disc)에서는 50au 이하에서 큰 미행성체의 포획이 억제되며 약 10au에서 감소가 가장 강하게 나타나, 쌍성계에서 행성 발생 빈도가 낮다는 관측과 대체로 일치했다. 근접 쌍성도 1km급 미행성체는 포획할 수 있고 더 넓은 쌍성계에서는 10km급까지 포획 가능한 것으로 나타났다. 반면 쌍성 주위 원반(circumbinary disc)은 효율이 훨씬 낮아 분리거리 1au 이상에서는 포획률이 단일성 대비 약 1% 수준으로 떨어졌다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 14일

The solar system depicted with a clear sun

천문·천체물리

Sz 76 원시행성계 원반 외곽에서 희미한 먼지 고리 발견

연구진은 ALMA 밴드 7의 약 0.05초각 고해상도 연속파 및 ¹²CO(J=3-2) 관측으로 젊은 저질량 항성 Sz 76 주변 원반을 분석했다. 가시도 평면 모델링 결과 중심의 조밀한 원반을 둘러싸고 약 45au에 중심을 둔, 그동안 검출되지 않았던 희미한 외곽 먼지 고리가 드러났으며, 이 저표면밝기 구조를 포함하면 특성 먼지 반경이 약 7au에서 41au로 커진다. 외곽 가스 범위(R_CO,68 ≈ 77au)와 합치면 가스-먼지 크기 비는 약 11에서 약 2로 낮아져, Sz 76은 일반적인 원시행성계 원반과 유사해지고 먼지가 방해 없이 안쪽으로 이동했다는 시나리오와 배치된다. 연구진은 공간 필터링이나 제한된 표면밝기 감도가 원반 크기를 크게 과소평가할 수 있어, 먼지 덫을 식별하고 원반 진화를 정확히 제약하려면 다중 규모 관측이 필요하다고 지적했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 8일

The vacuum spheres outside of building 1247 are reflected in a pool of rain water after an unusual break in weather on Friday, which gave a brief moment of sunshine, blue skies and standing water as T

행성과학·태양계

HD 139614 원시행성계 원반, 세차운동하는 고리들의 그림자로 경사 궤도 행성 존재 시사

GPI와 SPHERE로 여러 시기에 촬영한 원시행성계 원반 HD 139614의 산란광 영상을 분석한 결과, 내부 밝은 고리(13~21au)의 방위각 표면 밝기 분포가 11개월 미만의 시간 규모로 변하며 이는 약 1au 위치의 내부 원반 구조 때문일 가능성이 제시됐다. 또한 31~44au의 내부 호(arc)는 피치각 6.1±1.2도로 측정되는 촘촘히 감긴 나선일 가능성이 높다고 분석했다. 연구진은 원반을 간극으로 분리된 세 개의 고리(annuli)로 설정하고 안쪽 두 고리 사이에 경사 궤도의 교란 행성을 둔 물리 모델을 구축해, 1차원 휘어짐(warp) 방정식과 고속 복사전달 코드로 산란광 영상을 재현했다. 이 행성이 안쪽 고리들을 각각 독립적으로 기울이고 세차운동시키면서 외곽 고리에 넓은 그림자를 드리워, 관측에서 나타난 외곽 원반 약 3분의 2에 걸친 그림자와 비대칭 밝은 고리가 설명된다. 고리의 세차 주기는 안쪽과 중간 고리가 각각 8.4×10³년, 7.2×10⁴년으로 매우 길어 현실적인 관측 시간 규모에서는 그림자가 사실상 정지된 것으로 보인다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 6일

The image is a map that showcases the planet Earth as a sphere. It emphasizes the artistic representation of the globe in space.

행성과학·태양계

외계행성의 탄소/산소 비율과 궤도·물리적 특성의 상관관계 연구

탄소/산소(C/O) 비율이 높은 별 주변의 원시행성계 원반에서는 규소 대신 탄소가 주로 구성하는 지구형 행성이 형성될 수 있다는 기존 연구에 이어, 연구진은 N체 적분기 REBOUND와 순차적 먼지 응축 모델 데이터를 이용해 C/O 비율이 서로 다른 행성계의 행성 형성을 시뮬레이션했다. 그 결과 벌크 밀도(bulk density)로 규소가 풍부한 행성과 탄소가 풍부한 행성을 구별할 수 있으나, 밀도만으로는 신뢰할 만한 지표가 되기 어렵다고 밝혔다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 2일

a large array of satellite dishes sitting on top of a sandy beach

천문·천체물리

eDisk 연구: 관측 각도에 따른 밝기 비대칭으로 본 초기 원시별 원반의 먼지 침강은 제한적

연구진은 경사가 큰 원반의 단축(minor axis) 방향 밝기 비대칭이 먼지의 수직 분포를 알아내는 기하학적 진단 수단이 될 수 있음을 보이고, RADMC-3D 복사전달 모델링으로 이 비대칭이 원반 경사·광학적 깊이·먼지 스케일 높이에서 자연스럽게 발생함을 확인했다. 이 방법을 ALMA 대형 프로그램 eDisk의 Class 0·I 원반 9개에 MCMC 피팅으로 적용했으며, 유용한 아웃플로 제약이 있는 8개 천체 모두에서 먼지 연속파 모델링이 예측한 근거리·원거리 면 방향과 일치했다. 그 결과 대부분의 매몰 원반은 먼지 스케일 높이가 기체 스케일 높이와 비슷해 뚜렷한 먼지 침강의 증거가 없었다. Class II 원반이 잘 침강되어 있다는 기존 문헌과 함께 보면, 의미 있는 먼지 침강은 Class 0에서 Class II로 넘어가는 Class I 단계에서 일어난다는 견해가 강화된다. 또한 먼지 침강 시점이 광범위한 먼지 하부구조의 발달 시기와 대체로 겹쳐, 중력에 의한 수직 방향 먼지 집중이 하부구조 형성을 촉발했을 가능성을 시사한다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 10월 1일

행성과학·태양계

GameDev: GPU 가속 원시행성계원반 먼지 진화 모델 공개

연구진이 원시행성계원반의 먼지 진화를 다루는 GPU 가속 모델 'GameDev'를 공개했다. 이 모델은 독립적으로 계산한 3차원 먼지 역학과 몬테카를로 충돌 진화를 결합하며, 먼지를 가스 원반 속 라그랑주 대표 입자로 다루고 격자 대신 각 입자의 최근접 이웃으로 충돌률을 추정해 격자 경계로 인한 충돌 표본 누락을 막는다. 또한 적응적 시간 간격 동안 고정된 이웃 집합을 대상으로 충돌 사건을 표본화해 입자 단위의 대규모 병렬화를 구현했다. GameDev는 NVIDIA CUDA와 AMD ROCm을 모두 지원하고 소규모 독립형 오일러 먼지 유체 모델도 제공하며, 깃허브(GitHub)에 공개돼 있다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 30일

천문·천체물리

중력 불안정으로 생긴 원시행성계 원반 조각, 가스 거대행성부터 자유부동 행성까지 다양한 운명 (연구)

중력 불안정(GI)으로 분열하는 원시행성계 원반의 3차원 복사 유체역학 시뮬레이션 연구로, 태양질량(1 M☉) 항성 주위 0.196 M☉ 원반에서 생긴 조각 전체(살아남은 7개, 붕괴 1개, 병합 1개)를 1.2 kyr 동안 추적했다. 조각은 목성질량의 1.4~3.0배(1.4~3.0 M_J)로 형성되며, 질량 성장은 힐 반지름에 기반한 단일 스케일링(∝ ΣΩR_H²)을 따르고 늦게 형성된 조각은 가스 공급 부족을 겪는다고 보고했다. 이주(migration)는 양방향으로 일어나고 원반과 이웃 조각과의 중력 상호작용이 이를 지배하며, 조각의 자전은 대부분 강착에서 비롯돼 궤도와 정렬되고 중력에 맞서는 지지력의 약 10분의 1을 담당한다. 내부는 엔트로피 층상 구조로 대류적으로 대체로 안정하며 복사 냉각보다 훨씬 빠르게 질량을 쌓아 압축이 준단열적으로 진행되고, 중심 엔트로피가 바리온당 약 12 k_B로 가스 거대행성으로 진화할 조각의 '핫 스타트' 초기조건에 부합한다. 저자들은 측정된 성장 법칙과 가스 총량을 결합해 이 원반이 가스 거대행성과 갈색왜성, 저질량 항성 동반성까지 만들어낼 수 있고 산란된 조각 하나는 자유부동 행성이 될 수 있다며, 원반 분열의 결과는 탄생 시점이 아니라 이후의 질량 공급과 역학으로 결정된다고 결론지었다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 30일

천문·천체물리

약한 압력 범프에서도 '스트리밍 불안정성'으로 미행성체 형성 가능

원시행성계 원반에서 밀리미터~센티미터급 자갈(pebble)의 스트리밍 불안정성을 2차원 고해상도 전단상자 시뮬레이션으로 분석한 연구다. 태양 금속성(Z≈0.01) 조건에서 가스 밀도 진폭이 배경 대비 A=0.04에 불과한 매우 약한 축대칭 압력 범프만으로도 원반 내측에서 조밀한 입자 필라멘트가 생성됐고, 외곽 영역은 A≥0.14가 필요했으나 금속성을 Z=0.02로 높이면 요구 진폭이 크게 낮아졌다. 연구진은 압력 범프에 의존하는 뭉침 기준 (Z/χ)_crit≈0.3을 새로 제시해 강한 뭉침의 발생 시점을 예측했다. 압력 범프를 인위적으로 유지(reinforcement)하던 기존 연구와 달리, 보강 없는 약한 압력 범프도 미행성체 형성의 주요 요람이 될 수 있다는 결론이다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 29일

a satellite dish sitting on top of a sandy beach

천문·천체물리

원시행성계 원반에 유입되는 '강착 스트리머'의 역학적 영향 — 3차원 유체역학 시뮬레이션

연구진은 질량 유입률 10^-8~10^-6 M⊙/yr 조건에서 3차원 유체역학 시뮬레이션을 수행해, 강착 스트리머(accretion streamer)가 원시행성계 원반 구조와 진화에 미치는 영향을 조사했다. 원반 회전과 같은 방향(순행)의 스트리머는 원반 전역의 이심률을 최대 약 0.4까지 끌어올려 뚜렷한 나선팔과 초승달 모양의 고밀도 영역, 뒤틀림(워핑), 증가·변동하는 중심별 강착을 유발한 반면, 역행 스트리머는 원반의 각운동량을 효율적으로 제거해 원반을 압축시키고 극단적인 경우 원반 분리(disk breaking)를 일으켰다. 합성 ALMA 분자선 관측 모의실험에서는 모멘트 맵의 도플러 플립과 위치-속도 다이어그램의 흔들림 같은 관측 가능한 운동학적 신호가 나타났다. 이 신호는 물질 유입이 멈춘 뒤에도 최대 10만 년(100 kyr)까지 지속될 수 있어, 현재 스트리머가 검출되지 않은 원반에서 관측되는 일부 운동학적 교란은 과거 유입 사건의 흔적일 가능성이 제기됐다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 29일

행성과학·태양계

가스 원반 소멸 이후에도 평균운동공명 형성 가능…N체 시뮬레이션 연구

연구진은 M형 왜성 주위에 미행성체 1만 개를 배치한 N체 시뮬레이션을 10건씩 두 그룹(균일 질량 분포 vs 대형 배아가 섞인 이중 분포)으로 총 20건 수행해 1,000만 년(10 Myr)에 걸쳐 진화를 추적했다. 1 Myr 시점에는 40%(8/20)의 시스템이 공명에 가까운 주기비를 보였으나 고차 공명이 해체되면서 10 Myr에는 25%(5/20)로 감소했다. 공명각 추적 결과 10 Myr 시점의 모든 잔존 시스템은 공명각이 순환(circulation) 상태였고, 한 시스템만 약 2~7 Myr 사이에 일시적 칭동(libration) 구간을 거친 뒤 다시 순환으로 돌아갔다. 연구진은 가스 원반 없이도 충돌 병합만으로 평균운동공명 형성이 가능하지만 이 경우 진짜 공명보다 '근접 공명' 배치가 크게 우세하며, 형성 비율은 초기 질량 분포에 민감하지 않다고 결론지었다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 28일

All seven planets discovered in orbit around the red dwarf star TRAPPIST-1 could easily fit inside the orbit of Mercury, the innermost planet of our solar system. In fact, they would have room to spar

천문·천체물리

수직 전단 불안정성(VSI) 약화가 Class II 원시행성계 원반 형태를 설명한다 — 먼지 응집·침강 시뮬레이션

원시행성계 원반의 수직 전단 불안정성(VSI)은 먼지를 높은 고도까지 들어올려 밀리미터 관측에서 두꺼운 원반으로 보이게 하지만, 이는 실제 관측된 대부분의 Class II 원반 형태와 맞지 않는다. 연구진은 먼지 응집·침강과 먼지-기체 열적 적응 효과를 함께 고려한 시뮬레이션에서, 관측되는 얇은 원반 구조와 마이크로미터 산란광의 그릇 모양 형태가 자연스럽게 재현됨을 보였다. 침강에 따른 응집이 원반 대기의 먼지를 제거해 기체 냉각을 늦추고, 동시에 형성된 밀리미터 크기 입자의 조밀한 중앙면 층이 기체에 항력을 가해 VSI의 주름(corrugation) 모드를 종료시킨다. 이 과정은 먼지 성장 시간규모에서 진행되어 수십만 년 이내에 강한 VSI 난류를 억제하며, 따라서 VSI는 주로 Class I 진화 단계에 국한될 수 있다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 25일

This diagram compares the planets of the inner solar system to Kepler-62, a five-planet system about 1,200 light-years from Earth in the constellation Lyra. At seven billion years old, the star is som

행성과학·태양계

압력 범프 속 mm 크기 입자로부터의 미행성체 형성 재검토

연구진은 진폭 A = 0.6의 가우시안 압력 범프 안에서 밀리미터 크기 입자를 대상으로 160/H 해상도의 3차원 국소 전단상자 시뮬레이션을 수행해, 범프가 지나치게 강하게 유지되지 않는 조건이라면 스트리밍 불안정성(SI)이 미행성체를 만들 수 있다는 결과를 제시했다. 범프를 입자 반작용에 맞서 복원하는 뉴턴 복원 시간척도만 변화시킨 결과, t_reinf = 1 Ω⁻¹인 기준 계산 T1에서는 입자가 좁은 축대칭 띠에 쌓여 로슈 밀도를 넘어 직접적인 중력 불안정성으로 붕괴한 반면, t_reinf = 100 Ω⁻¹인 약한 복원 계산 T100에서는 입자 표류가 약 3배 느려지면서 로슈 밀도에 도달하기 훨씬 전에 넓은 반경 영역에 걸쳐 SI성 고밀도 필라멘트가 발달했다. 저자들은 이를 입자가 강한 뭉침이 가능한 영역에 머무는 시간(t_cross)이 SI 성장 시간(t_grow)보다 길어야 한다는 체류시간 조건으로 설명했으며, 복원 시간척도가 통과 시간을 결정해 SI의 성장 여부를 좌우한다고 해석했다. 다만 이번 복원 방식은 행성처럼 실제로 범프를 만드는 물리적 기작이 아니라 이상화된 수치적 장치이므로, 보다 물리적으로 타당한 범프를 쓴 시뮬레이션으로 검증이 필요하다고 덧붙였다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 24일

STS102-E-5307 (19 March 2001) --- Astronauts James S. Voss (left) and James M. Kelly share a friendly moment onboard the International Space Station's U.S. laboratory Destiny in spite of the long-stan

천문·천체물리

전파간섭계 관측 잡음 제거하는 머신러닝 기법 'VIREO' 공개

연구진은 전파간섭계 영상의 잡음을 제거하는 머신러닝 기반 기법 VIREO를 제안했다. VIREO는 영상 평면 데이터를 다루되 UV 평면에서 유도한 점확산함수(PSF)를 추가 입력이자 손실 함수 요소로 활용해 간섭계 측정 과정을 반영하며, 원시행성계 원반의 합성 관측 자료에서 기존 클리닝 기법과 PSF를 고려하지 않은 잡음 제거 모델보다 나은 성능을 보였다. 아카이브에 보관된 ALMA 관측 자료에 적용했을 때는 배경 잡음이 크게 줄면서도 원반의 미세 구조는 유지되거나 오히려 향상됐다. 연구진은 적절한 데이터로 학습시킬 경우 다른 간섭계 관측소에도 이 방식을 적용할 수 있을 것이라며, 향후 SKA(Square Kilometer Array) 관측 자료 분석을 염두에 뒀다고 밝혔다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 24일

A magnificent view of a dense star cluster with a vibrant nebula at its heart, illuminating the cosmos.

행성과학·태양계

원시행성계 원반 HD 143006 그림자 속 분자들: ALMA 14개 스펙트럼선 동시 모델링으로 C/O ≳ 1 확인

T Tauri형 별 HD 143006의 기울어진 안쪽 원반이 바깥 원반에 넓은 그림자를 드리우는 특이한 구조를 이용해, 연구진은 별의 자외선(UV) 복사가 원반 화학·온도·스펙트럼선 형성에 미치는 영향을 조사했다. CO, ¹³CO, C¹⁸O, CN, HCN, HCO⁺, CS, C₃H₂ 등의 새로운 ALMA 관측을 기존 데이터와 결합해, 빛을 받는 쪽과 그림자 쪽을 ProDiMo 모델로 동시에 계산했으며 14개 ALMA 스펙트럼선의 반경 방향 강도 분포와 20㎛ 이상의 SED, ALMA 연속파 영상 2장을 축소 카이제곱 약 2.3으로 맞췄다. 빛을 받는 쪽에서 선 강도가 조금만 증가하는 이유는 가스가 천천히 데워지기 때문이며, 연구진은 그림자를 드나드는 가스 덩어리의 느린 가열·냉각 이완을 반영한 '평형화 모델'로 이를 설명했다. N₂H⁺와 CS 선에서는 NH₃, H₂S 같은 얼음의 느린 UV 탈착이 중요한 역할을 해 그림자 쪽이 오히려 밝아질 수 있다. 바깥 원반의 탄소-산소 비(C/O)는 1보다 약간 큰 약 1.05로 나타났고, 원반 질량은 0.0012 태양질량으로 맞춰졌으나 원반 형태와 먼지·가스 가열/냉각 변수를 재조정하면 0.021 태양질량으로 고정한 모델도 거의 비슷하게 잘 맞는다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 23일

Astronomers using data from NASA Kepler mission and ground-based telescopes recently discovered the three smallest exoplanets known to circle another star, called KOI-961.01, KOI-961.02 and KOI-961.03

천문·천체물리

켁(Keck)/NIRC2 보텍스 코로나그래프로 확인한 엘리아스 2-24 원반의 최연소 외계행성

연구진은 2018년 5~6월 켁(Keck) 망원경의 NIRC2 보텍스 코로나그래프로 L'·Ms 대역에서 원시행성계 원반을 가진 7개 별을 고대비 관측했다. 그 결과 엘리아스 2-24(Elias 2-24) 원반의 좁은 간극 안에서 이전에 제안됐던 행성 후보를 이각 394±31밀리초각(54.9±4.3 AU), 위치각 298.8±3.2도에서 확인했다. 100만 년 등연령선과 측광값을 비교해 엘리아스 2-24 b의 질량을 목성질량의 1.9~4.0배로 추정했으며(강착 효과 미고려), 전체 표적에 대한 5σ 탐지 한계는 0.25초각 이상 거리에서 목성질량 1~11배 수준에 도달했다. 나이가 100만 년 이하인 엘리아스 2-24 b는 현재까지 발견된 가장 젊은 외계행성으로, 행성 형성 시간척도와 매우 젊은 원반에서 관측되는 간극의 기원에 중요한 함의를 갖는다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 22일

An artistic representation of the solar system showing planets orbiting the sun.

행성과학·태양계

NH₃ 얼음의 극자외선 광화학, N₂·N₂H₄ 생성량 온도 의존성 실험으로 규명

연구진은 초고진공 환경에서 40단분자층(monolayer) 두께의 NH₃(암모니아) 얼음을 15K, 25K, 70K에서 115~170nm 극자외선(VUV)으로 총 3.8×10¹⁸ photons cm⁻² 조사하며 N₂와 N₂H₄(하이드라진) 생성 과정을 레이저 탈착·후이온화 반사형 비행시간 질량분석(ReTOF-MS)으로 동시 측정했다. 초기 성장 곡선 피팅 결과 얼음에 잔류하는 N₂ 생성 수율은 15K에서 가장 높았고, 이는 25K·70K보다 약 한 자릿수(order of magnitude) 큰 값이었다. 로제타(Rosetta) 탐사선은 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 CO 대비 N₂가 크게 결핍된 반면 NH₃가 주된 질소 함유 얼음임을 확인한 바 있는데, 연구진은 NH₃ 얼음의 광화학이 차가운 외행성계 환경에서 N₂ 얼음을 만드는 추가 경로가 될 수 있다고 제시했다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 17일

A visual representation of the solar system showing the sun and aligned planets.

천문·천체물리

자기열적 바람과 광증발을 통합한 원시행성계 원반 소산 모델 제시

원시행성계 원반(protoplanetary disc) 소산은 보통 광증발과 자기유체역학(MHD) 원반풍으로 따로 모델링되지만, 연구진은 두 과정을 하나의 자기열적 바람으로 다루는 닫힌 형태의 2상 모델을 제시했다. 자기선속 닫힘 조건 $B_z\propto\Sigma^q$는 자기 감소를 스스로 제한해 $q\le1/2$에서는 원반 고갈만으로 탈자화가 일어나지 않으며, 자기 레이놀즈수 $\mathcal{R}_m$로 매개변수화한 독립적 선속 손실이 필요하다. 결합계를 적분하면 두 가지 영역이 나타나는데, 선속 손실이 효율적인 경우($\mathcal{R}_m\lesssim1$) 자화 전선이 한 자릿수 이상 후퇴하며 광증발 간극이 열리고, 선속이 유지되는 경우($\mathcal{R}_m\gg1$)에는 전선이 바깥으로 밀려 강착이 지속되고 소산이 약 2.7Myr 지연된다. 또한 항성 복사로부터 바람의 기저를 유도한 결과, 플라스마 등분배($\beta_{\rm base}\sim1$)에 기저를 고정하면 복사의 영향이 자기열적 고리에 국한되어 최대 강착률이 입사 플럭스와 분리되며, 두 영역 모두 원반을 안쪽에서 바깥쪽으로 비워낸다.

arXiv astro-ph.EP (행성계)2026년 9월 17일

These images show the presence of dark matter in the same region of sky, created using data from NASA’s Webb telescope in 2026 (right) and from the Hubble Space Telescope in 2007 (left). Webb’s higher

행성과학·태양계

물 분자 방출선은 정말 '조약돌 이동'의 지표인가 — 원시행성계 원반 모델 연구

연구진은 1차원 수송 코드 DiscEvolution과 2차원 열화학 코드 DALI를 결합해, 제임스웹 우주망원경 중적외선기기(JWST-MIRI)로 관측되는 저온 H2O 방출선이 원시행성계 원반의 조약돌 이동(pebble drift)을 얼마나 잘 추적하는지 분석했다. 그 결과 H2O 설선 안쪽에 '교통 정체(traffic jam)'가 있을 경우 먼지가 함께 유입되면서 H2O 전달이 관측되지 않을 수 있으며, 반대로 H2O 없이 먼지만 유입돼도 강한 저온 H2O 방출 스펙트럼이 만들어질 수 있는 것으로 나타났다. 또한 최근 연구에서 설선을 통과하는 조약돌 질량 유입률의 대용 지표로 쓰인 1500/6000K H2O 선 비율은 원반의 온도와 먼지 분포에 민감하고 고온 H2O 질량에도 영향을 받아, 실제 조약돌 유입률 변화와 일치하지 않는 시간적 경향을 보인다고 연구진은 지적했다.