경희대학교 교육혁신사업단

EC 53 별의 Radiative Transfer 모델링

우주과학과 유*정

Spectral Energy Distribution(SED)는 파장에 대한 별의 플럭스를 나타낸 것이다. 주계열성이 되기 전 형성 단계의 별들을 Young Stellar Object(YSO)라고 하는데 이들은 disk, outflow, envelope과 같은 구조를 가지고 있다. YSO는 진화 단계에 따라 SED에 다른 양상을 보이며 각 SED 양상에 따라 ClassⅠ, Class Ⅱ, Class Ⅲ으로 나눌 수 있다. YSO의 disk, outflow, envelope과 같은 각 다른 지역들은 서로 다른 파장의 빛을 내놓기 때문에 YSO의 SED를 통해 각 다른 파장의 플럭스를 관측하는 것은 YSO의 각 다른 지역들을 관측하는 것과 같다. 따라서 YSO의 SED를 관측하면 관측 대상의 구조와 진화단계를 알 수 있다. 

EC 53 별은 Serpens Main Cloud에 존재하는 ClassⅠ YSO로 EC 53의 quiescent phase에서의 SED를 다양한 parameter에 대해 모델링하고 실제 관측 SED와 비교하여 모델과 관측이 잘 일치하는 best fit model을 찾으면 EC 53의 구조와 물리적 성질을 간접적으로 알아낼 수 있다. 따라서 EC 53의 SED 모델링을 진행하여 다양한 parameter에 따른 천체의 구조 변화를 확인하는 것을 목표로 했다.

SED 모델링은 RADMC-3D 소프트웨어를 이용해 진행했다. RADMC-3D는 Bjorkman & Wood (2001)의 Monte Carlo Radiative Transfer(MCRT) 방법을 사용해 dust의 thermal equilibrium temperature을 계산한다. RADMC-3D에 dust opacity data, radiation source(star spectrum, external source), model data(density structure)등의 input file들을 넣어주면 RADMC-3D가 이 정보들을 바탕으로 dust temperature를 계산한다. 또한 RADMC-3D는 계산한 dust temperature를 바탕으로 raytracing radiative transfer(RRT) 알고리즘을 사용해 파장에 따른 에너지 즉 SED를 계산한다.

먼저 disk, envelope, bipolar outflow 구조를 가진 ClassⅠ EC 53의 SED를 다양한 parameter에 대해 모델링해 천체의 물리적 성질을 살펴보고 Baek et al. (2020)의 best fit 값을 이용해 실제 관측 SED와 잘 일치하는 best fit model을 재현했다. 또한 Class Ⅱ YSO처럼 envelope과 bipolar outflow 없이 disk 구조만을 가진 천체의 SED를 다양한 parameter에 대해 모델링하여 각 parameter에 따라 달라지는 SED의 양상을 확인했다.

Disk, envelople, bipolar outflow 구조를 가진 Class Ⅰ EC 53의 다른 parameter들은 best fit model 값들로 고정하고 envelope power law index(p)만 1.0, 1.5, 2.0으로 바꿔 SED 모델링을 진행한 결과 전체적으로 SED에 큰 변화가 없음을 확인할 수 있었다. 두 번째로 다른 parameter는 best fit 값으로 고정한 채 envelope outer radius값만 각각 5,000AU, 10,000AU, 20,000AU로 바꿔가며 SED 모델링을 진행했다. 그 결과 envelope의 outer radius가 커질수록 즉 envelope의 size가 커질수록 Near Infrared(NIR)과 Mid Infrared(MIR) 영역의 플럭스가 증가하는 것을 확인할 수 있다. 이는 envelope의 질량은 로 고정되어 있으므로 envelope size가 커질수록 envelope inner radius에서의 밀도가 작아져 짧은 파장의 광자들이 상대적으로 더 잘 빠져나오기 때문이라고 예상할 수 있다. 마지막으로 나머지 값들은 best fit model 값으로 고정한 채 cavity opening angle만 , , 로 바꾸어가며 SED를 모델링하였다. 그 결과 cavity opening angle이 커질수록 NIR과 MIR 영역의 플럭스는 증가하고 SED의 정점은 감소했다. 이는 protostar에서 나오는 짧은 파장의 광자와 disk에서 나오는 광자가 cavity angle이 커질수록 cavity를 따라 산란되어 잘 빠져나오기 때문이라고 예상할 수 있다. 

이번에는 envelope과 cavity parameter를 모두 제거하고 disk의 parameter만 남겨 disk 구조만 가진 좀 더 진화한 형태의 YSO에 대한 SED 모델링을 진행했다. 이 때 disk mass는 으로 고정하고 disk outer radius, disk scale height, disk inclination, disk opacity의 4 개의 disk parameter를 변화시키며 SED의 변화를 관찰했다. 먼저 다른 parameter들은 고정한 채로 disk outer radius만 50AU, 90AU, 200AU로 변경해가며 SED 모델링을 진행했다. 그 결과 disk만 있는 별의 SED 양상은 Class Ⅰ EC 53의 SED 모델에 비해 NIR과 MIR영역의 플럭스가 강해져 Class Ⅱ YSO SED의 양상과 비슷해지는 것을 확인할 수 있었다. 또한 disk outer radius가 커질수록 즉 disk의 size가 커질수록 MIR과 submillimeter(sub-mm) 영역대의 플럭스가 증가하는 것을 확인할 수 있었다. 이는 disk 질량은 로 고정되어 있기 때문에 disk size가 커질수록 뜨거운 inner disk의 밀도가 감소하고 disk가 널리 퍼지게 되기 때문에 disk 바깥쪽의 차가운 dust의 양이 증가해 MIR과 sub-mm의 플럭스가 증가하는 것이라 예상할 수 있다. 두 번째로, 다른 parameter는 고정한 채 100AU에서의 disk scale height을 28AU, 48AU, 68AU로 바꿔가며 SED 모델링을 진행했다. 그 결과 disk scale height이 커질수록 MIR과 sub-mm 영역에서 플럭스가 전체적으로 증가했다. 이 때 disk scale height이 작아질수록 밀도가 수직 방향에 대해 빨리 감소하며 이 때 disk의 질량은 0.1로 고정되어 있기 때문에 disk midplane에 물질이 집중되어 있게 된다. 따라서 protostar에서 나온 광자가 disk 안쪽까지 뚫고 들어가 heating할 수 없기 때문에 MIR과 sub-mm 영역의 플럭스가 감소한다. 반대로 scale height이 커지면 수직 방향으로 밀도가 천천히 감소하기 때문에 MIR과 sub-mm 영역의 플럭스가 증가한다. 두 번째로 다른 parameter 값들은 고정한 채로 disk inclination을 , , 로 바꿔가며 SED 모델링을 진행했다. 그 결과 inclination이 작아질수록 플럭스가 전체적으로 증가하는 양상을 보였다. 이는 inclination이 작아질수록 disk가 face-on이 되어 흡수되지 않고 산란 혹은 재 방출되어 관측 가능한 양이 line of sight에 증가하기 때문이라고 예상할 수 있다. 마지막으로 disk midplane과 disk atmosphere에 적용되는 opacity를 변경했다. Envelope에 적용했던 dust opacity를 disk atmosphere에 적용했을 때는 기존의 opacity를 적용했을 때와 SED에 큰 차이가 없었다. 이는 total dust opacity profile을 비교했을 때 긴 파장대의 disk atmosphere와 envelope의 total opacity profile의 기울기가 비슷하기 때문이다. 반면 envelope의 opacity를 disk midplane에 적용했을 때는 긴 파장대의 플럭스가 감소했다. 이는 긴 파장대의 envelope의 opacity가 disk miplane의 opacity보다 더 작기 때문이다. 만약 envelope의 opacity를 disk midplane과 atmosphere에 모두 적용하면 앞서 말한 두 가지 효과가 합쳐져 기존의 SED보다는 envelope opacity를 disk midplane에 적용했을 때의 SED 결과에 더 가깝게 나온다.

위와 같이 천체의 SED는 천체와 그 주변의 구조, 물리적 특징 등의 다양한 정보를 담고 있다. RADMC-3D를 이용해 천체의 SED를 모델링하여 실제 관측 SED와 잘 일치하는 모델을 찾으면 천체의 물리적 특징을 결정할 수 있다. 또한 원시성의 진화 단계에 따른 SED의 양상 뿐 아니라 같은 진화 단계에 있는 원시성도 그 물리적 특징에 따라 SED의 양상이 변하는 것을 확인할 수 있다. Envelope, disk, cavity parameter의 값에 변화를 주며 모델링을 진행하면 envelope, disk, cavity의 온도, 밀도구조가 변하면서 SED의 모양이 변화하는 것을 확인할 수 있다. Parameter를 변경했을 때 각 지역의 밀도구조가 변하고 이에 따라 복사전달 이후 결정된 온도 분포가 달라지므로 결과 SED의 모양이 바뀐다. 따라서 SED에서 파장 별 플럭스 세기가 parameter 값에 따라 어떻게 변하는지 그 양상을 확인할 수 있다.