행성계

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케플러-47 행성계와 태양계의 비교
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1. 개요2. 특성3. 진화
3.1. 형성 과정
3.1.1. 행성 형성
3.2. 안정화 상태 이후3.3. 주계열 이후3.4. 붕괴
4. 관련 문서

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

1. 개요[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
행성계(行星界, Planetary System)란 한 항성, 혹은 항성계 주위를 핵융합 반응을 통해 스스로 을 내지 못하는 행성, 왜행성, 소행성, 혜성 등의 천체가 공전하고 있는 체계를 말한다.

지구 역시 태양을 중심으로 형성된 행성계의 구성원이다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

2. 특성[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
행성계의 구성원에는 항성의 중력에 영향을 받는 모든 천체가 포함되기 때문에 행성과 그에 부속된 위성천체의 고리뿐만 아니라 우주에 떠다니는 조그마한 유성체 등도 모두 포함한다. 태양계를 기준으로 하면 카이퍼 벨트, 산란 분포대, 오르트 구름까지 모두 해당된다.

행성계는 항성계와는 다른 개념이다. 항성계는 항성들의 집합이고, 행성계는 행성과 주성이 이루는 성계이다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

3. 진화[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

3.1. 형성 과정[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
🪐 행성계의 형성 과정
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N
O
N
E
외부 충격에 의해 성운 수축
미행성 형성
미행성들이 서로 뭉쳐짐
행성 형성
N
O
N
E
전리수소영역에서 형성되는 경우가 흔하다. 독성으로 형성되는 경우는 드물다.

주성이 성공적으로 핵융합 단계에 진입하고, 행성이 1개 이상 형성되었다면 비로소 행성계라는 단어가 성립된다. 다만, 궤도 안정화가 되기 전에 사악한 가스 행성이나 상호간의 중력섭동이 거세져 튕겨져 나가면 궤도 내외의 내행성, 외행성으로 변하거나 아예 천체 충돌, 떠돌이 행성이 되는 것이 대다수이다.[1] 이 경우 독자적인 위성계를 가질 수 있으나 아직 증거는 없다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

3.1.1. 행성 형성[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
O형 주계열성의 경우 광증발 효과(photoevaporation effect)가 커서 미행성의 형성이 힘들어 행성계가 발생하기 힘들 것으로 생각되며, B형 주계열성도 같은 현상으로 인해 행성계 바깥에 형성될 가능성이 높다.
다만, 위 케이스는 질량이 너무 커서 자체 중력으로 행성을 포획할 수도 있다.

A~K형 주계열성까지는 특별한 사항이 없으나 적색왜성의 경우 성간 먼지가 적어서 미행성이 많이 형성되진 않거나 미행성이 서로 너무 가까워 충돌하는 경우가 많아 행성이 많지 않을 가능성이 크다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

3.2. 안정화 상태 이후[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
궤도 안정화가 진행되어,[2] 행성, 위성들이 안정적인 궤도를 형성하며, 소행성대의 기준이 명확해지면 안정화가 되었다고 할 수 있다. 이후 행성계는 비교적 평안해지고 생명체진화할 수 있는 조건을 갖추게 된다. 그러나 A형 주계열성은 너무 강한 빛과 열, 너무 짧은 존속기간, 적색왜성의 경우 지나치게 가까운 골디락스 존, 항성풍플레어, 조석 고정에 의해 외계 생명체 존재 가능성이 떨어지게 된다.

계속해서 주성은 커지며 뜨거워지고 골디락스 존이 점점 밖으로 밀려난다.

몇 억년후에서 몇 십억 년 후, 계속해서 골디락스 존이 밖으로 밀려나면 행성들의 온실효과가 심해지고 그 결과 바다가 증발하고 대기두꺼워지게 된다. 내행성계 행성의 생태계는 파괴되며 행성의 생명은 멸종하게 된다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

3.3. 주계열 이후[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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초기 태양 질량에 따른 구분*

0.25

0.5

2.25

7.5

9.25

20

45

130

250

103
103
형성
단계
×
×
×
주계열
단계
후주계열단계
*
밀집성
단계와
그 후
×
호킹 복사로 인한 소멸
[ 각주 ]
  • 기울임: 현재 우주에서 관측 및 발견이 불가능한 이론상의 천체
  • WL: 볼프-레이에별과 LBV의 경우, 아직 두 항성의 형성과 진화단계를 정확하게 설명하는 이론이 존재하지 않는다. 따라서 틀에 서술된 진화 과정은 여러 이론들을 총합하여 서술한 것이며, 실제 진화과정은 틀의 서술과 다를 수 있다.
  • 色: 주계열을 떠난 일반·초·극대거성들은 특이사항이 없는 이상 크기가 커짐과 동시에 온도가 낮아지는 방향으로 진화하며 결과적으로 적색이 된다.
  • ( ): 괄호 안의 항성진화 과정은 거칠 수도 있거나 또 다른 형태로 존재하는 경우를 의미한다.
  • ×: 가위표가 쳐져 있을 경우, 그 칸에 해당되는 질량을 가진 항성은 그 단계를 거치지 않거나 건너뛴다.
  • *: 참고
    • 1. 항성의 초기 질량 외에도 중원소 함량, 회전속도 등에 따라서도 진화 과정이 달라질 수 있으나 이 틀에서는 고려되지 않았다.
    • 2. 거성, 초거성, 극대거성 등의 분류는 여키스 분류법을 따른 것으로 엄밀하게 구분되지 않으며, 항성의 진화 단계를 정확하게 표기하기 위한 기준으로 사용되기는 어려울 수 있다.
    • 3. 태양 질량의 2.25~8배의 질량을 갖는 별은 핵이 축퇴 상태에 이르기 전에 헬륨 연소가 시작되므로 헬륨 섬광을 겪지 않고 헬륨 핵융합을 시작한다.
    • 4. 헬륨 백색왜성은 헬륨 핵을 가진 적색거성이 동반 천체에 의해 외피층을 잃는 방식으로도 형성될 수 있다.
    • 5. 1.2~1.4배의 태양 질량을 가진 흑색왜성은 이후 찬드라세카르 한계에 의해 폭발하게 된다.
    • 6. 헬륨 별은 이후 행성상성운을 남기고 폭발하여 탄소-산소 백색왜성이 된다.
    • 7. 철 별은 양성자 붕괴가 발생되지 않을 경우에만 형성되며, 양성자 붕괴가 발생될 경우 흑색왜성은 구성물질이 미립자 단위로 붕괴되면서 소멸할 것으로 예상되고 있다. 이후 철 별은 양자 터널링을 거쳐 중성자별 또는 블랙홀로 진화한다.
주성이 더 이상 안정적으로 핵융합을 할 수 없게 되면 주계열성을 벗어나 준거성을 거쳐 거성 혹은 초거성극대거성[3] 단계에 진입하게 된다. 이후 그 행성계는 갑작스러운 주성의 질량 손실으로 인해 궤도가 불안정해지고, 엄청나게 부풀려진 주성의 항성풍은 가까운 내행성의 대기권을 날려버리고 궁극적으로는 행성 자체를 흡수하기 충분해진다. 이후 행성상성운을 남기고 백색왜성이 된다.

주성의 에너지가 충분히 큰 경우에는, 초신성으로 폭발하여 초신성잔해를 남기고 중성자별, 블랙홀이 된다. 그 과정에서 행성계는 개박살난다.

기나긴 수명으로 진화 사례는 없지만, 태양 질량의 4분의 1 미만인 적색왜성은 거성 대신 청색왜성이 되어 행성들을 뜨겁게 달궈주다가 수소가 전부 고갈되면 핵융합을 멈추고 점차 식어가는 헬륨 백색왜성이 된다. 더 무거운 별들과 달리 내행성들을 집어삼키지 못하며, 최종 진화 단계에서의 질량 방출 또한 미미하여 행성들의 궤도 변화도 사실상 없다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
이후 왜성이 식어가면서 더 이상 중심별이 행성을 잡아놓을 수 없을만큼 질량을 잃게 되면 이후 행성은 행성계를 벗어나 떠돌이 행성이 된다. 남은 행성은 중력 복사 법칙으로 별과 충돌하여 행성계는 최종적으로 해체된다. 햄성계 해체 이후 백색왜성은 흑색왜성이 되고 철 별을 거쳐 블랙홀이 된 후 호킹 복사로 소멸한다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
일단 초신성 폭발의 충격으로 행성의 대기가 몽땅 날아가버리거나 심하면 행성 자체가 파괴될 수 있다. 남은 행성은 이후 궤도를 이탈하여 떠돌이 행성이 되버리거나 기존 행성 혹은 다른 행성을 중력으로 끌어들여 안정적(?)으로 궤도를 유지할 수 있다. 이후 중성자별은 블랙홀이 된다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
초신성 폭발 역시 행성을 흡수해 파괴하거나 대기를 없앨 수 있다. 이후 블랙홀 또한 호킹 복사로 증발 및 소멸한다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

4. 관련 문서[편집]

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
[1] 아니면 매우 큰 이심률로 공전하는 행성이 된다.[2] 이때 천체 충돌, 떠돌이 행성들이 있을 수 있다.[3] 상술했듯 O형 주계열성의 행성 형성은 어렵다.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

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