The Science Times

별의 일생

별은 가스와 먼지로 이루어진 분자 구름으로부터 만들어진다. 구름의 질량으로 인한 중력 수축이 유발하는 중심부 온도 상승은 핵융합을 일으킬 정도까지 올라가게 되고 하나의 원시별이 탄생하게 된다. 이후 원시별은 정역학적 평형상태에 이르며 핵융합을 본격적으로 시작하는 주계열성으로 진화하며 이 단계에서 별의 대부분 생을 보내게 된다.

하지만 이후의 일생은 태어날 때의 초기질량과 주변의 환경에 따라 서로 다른 진화 과정을 보이게 된다. 태양과 비슷한 별들은 주계열성 단계에서 수소가 헬륨으로 변하는 핵융합을 진행하는데 중심부의 수소가 고갈되면 더 이상 핵융합 반응이 일어나지 않는다. 따라서 막대한 중심 질량으로 인해서 중심부가 수축하게 되며 중심부의 중력 수축에너지로 인해 중심핵 외부 기체들은 반응을 시작하게 된다. 이로 인해서 중심부 외곽 껍질층에서만 핵융합 반응이 일어나며 별의 표피부가 팽창하게 된다. 위 단계를 적색거성 단계라고 부른다.

적색거성 중심부의 밀도는 매우 높아서 전자들이 축퇴된 상태로 존재하는데 중심부가 일정 온도 이상으로 상승하게 되면 중심부에 있던 헬륨 핵융합반응이 일어나게 된다. 헬륨 섬광이라고 부르는 위 반응으로 인해 온도가 일정 수준에 다다르면 중심부 역시 크게 팽창하게 되며 표면 온도가 다시 감소하게 된다. 온도가 낮아지는 탓에 탄소 핵융합을 진행하지 못하는 중심부는 다시 계속해서 수축하며 백색왜성으로 진화하게 된다.

이 과정에서 껍데기 부분은 중심부에서 방출되는 매우 높은 온도의 이온화된 가스들에 의하여 길게는 수만 년에 걸쳐서 우주 공간으로 날아가게 된다. 이 과정을 통해서 중심별은 대부분의 질량을 잃게 되지만 중심부 주변의 먼지와 분자 구름은 계속해서 변화하며 아름다운 외피 층을 이루게 된다. 이 외피층을 행성상 성운이라고 부른다. 특히 행성상 성운의 먼지들은 주변 지역 성간 매개체로 확장될 수 있다. 이들은 영겁의 시간을 거쳐 우주를 여행하며 새로운 별이나 여러 천체를 만드는 원료가 될 수도 있다.

제임스 웹, 행성상 성운이 먼지로 덮여있음을 처음으로 촬영

제임스 웹 우주망원경에 탑재된 NIRCam과 MIRI는 약 2,500광년(1광년: 약 9조 4,600억km) 떨어진 ‘남반구 고리 성운(Southern Ring Nebula 혹은 여덟 번 폭발한 성운 ‘Eight-Burst Nebula’나 Caldwell 74로 부름)’으로 알려진 NGC 3132 성운을 관측했다. 지난해 7월 이에 대한 첫 관측 결과를 발표하며 백색왜성 주변 외피가 먼지로 덮여 있음을 밝혀낸 바 있다.

제임스 웹 우주망원경의 해상도는 상상했던 것보다 훨씬 뛰어났으며, 적외선 망원경 특성상 별들이 내뿜는 가스와 먼지구름에 매우 민감했다. 특히 위 가스와 먼지구름에 존재하는 다양한 분자들과 위치에 대해서 정확히 촬영했다. 또한 제임스 웹의 강력한 해상도로 인해서 위 성운의 중앙 부분에 두 별이 있음을 알아냈다. 위 결과는 별의 일생 중 후반전이 어떻게 진행되는지 이해하는 데 큰 도움을 줄 수 있다. (관련 기사 1 바로 가기, 관련 기사 2 바로 가기) 

참고로 남반구 고리 성운은 지구를 거의 정면으로 바라보고 있기에 천문학적으로도 큰 의미가 있는 천체이다.

새로 공개된 사진은 근적외선 카메라를 이용하여 관찰한 남반구 고리 성운과 중적외선 기기를 이용하여 관찰한 사진을 결합하여 성운의 다른 구성요소들을 분리시킨 사진이다. © NASA, ESA, CSA, STScI, Orsola De Marco (Macquarie University), 이미지 처리: Joseph DePasquale (STScI)

처음 발표된 결과만 해도 상당히 놀라운데 새로운 사진이 공개되었다. 새로 공개된 사진은 근적외선 카메라(NIRCam)를 이용하여 관찰한 남반구 고리 성운과 중적외선 기기(MIRI)를 이용하여 관찰한 사진을 결합하여 성운의 구성 요소들을 분리한 사진이다. 왼쪽의 이미지는 중심별을 둘러싸고 있는 매우 뜨거운 가스를 강조하고 있으며 오른쪽 이미지는 중심부 별들로 인해서 더 멀리 퍼진 분자 및 먼지를 추적할 수 있는 사진이다.

중심별을 둘러싸고 있는 매우 뜨거운 가스를 강조하고 있다. © NASA, ESA, CSA, STScI, Orsola De Marco (Macquarie University), 이미지 처리: Joseph DePasquale (STScI)

중심부 별들로 인해서 더 멀리 퍼진 분자 및 먼지를 추적할 수 있다. © NASA, ESA, CSA, STScI, Orsola De Marco (Macquarie University), 이미지 처리: Joseph DePasquale (STScI)

위 이미지들에는 참조용 나침반 화살표, 눈금 막대, 색상 키가 표시되어 있으며 북쪽과 동쪽 나침반 화살표는 아래에서 볼 때 하늘의 천체 방향을 보여주고 있다. 위에서 내려다본다면 위 화살표를 기준으로 방향이 반전된다. 눈금 막대는 빛이 지구 1년 동안 이동하는 거리인 광년으로 표시되며(즉 빛이 눈금 막대의 길이와 같은 거리를 이동하는 데 0.25년이 걸림), 하단에는 근적외선 카메라와 중적외선 기기로 촬영될 때 사용된 다양한 필터들이 해당 필터를 통과하는 적외선을 나타낼 때 사용된 가시광선의 색깔로 표현되어 있다. (고해상도 사진 1 바로 보러 가기, 고해상도 사진 2 바로 보러 가기)

유체역학 모델링을 통해서 과거로 거슬러 올라가다

호주 맥쿼리 대학교(Macquarie University) 천문학자 오르솔라 드 마르코 교수(Prof. Orsola De Marco)가 이끄는 국제 천문학 연구팀은 남반구 고리 성운에 대한 후속 연구를 진행했다. 이는 지난 12월 초 네이처지에 첫 공개 되었다. 드 마르코 교수는 제임스 웹 우주망원경을 사용하는 것이 우주를 조사하기 위하여 현미경을 이용하는 것 비슷하고 설명하며 위 이미지에는 너무 많은 세부 사항이 있음을 강조했다.

뉴욕의 로체스터 공대(Rochester Institute of Technology) 조엘 카스트너 박사(Dr. Joel Kastner)에 따르면 연구팀은 먼지와 가스가 만들어내는 행성상 성운이 중심부의 한 개 별로 인해서 만들어진 것이 아닌 여러 별에 의해서 매우 특정한 방향으로 번지고 있음을 발견했으며 이는 연구의 시발점이 되었다. 이 성운의 분출물은 일부 지역에서는 더 얇고 일부 지역에서는 더 두껍게 보인다. 이처럼 남반구 성운의 복잡한 모양은, 보이지 않지만 상호 작용하고 있는 별들이 매우 많다는 증거이기 때문이다.

다양한 질량으로 구성된 여러 별은 무리를 형성하며 서로 공전하면서 진화하는 것이 일반적이다. 약 70여 명의 천문학자들로 구성된 연구팀은 위 원리를 이용하여 수천 년 전으로 거슬러 올라가면 현재 보이는 여러 가스와 먼지구름의 모양의 기원에 관해서 설명할 수 있으리라 예측했다.

연구팀은 유체역학 모델링(hydrodynamic modeling)을 통해서 남반구 고리 성운 재구성하기 시작했으며, 행성상 성운의 가스와 먼지층을 형성했을 가능성이 큰 별들을 찾아내기 시작했다. 연구팀의 결과에 따르면 수 천 년 동안 가스와 먼지층을 변화시키며 행성상 성운을 만드는 데 기여한 별이 최소 3개 정도 있을 수 있다는 것이 밝혀졌다.

시뮬레이션의 여러 스냅샷들, 위 시뮬레이션을 통하여 과거로 거슬러 행성상 성운을 만드는데 이용된 별들과 이들의 위치에 관해서 파악할 수 있다. 별 1과 별 2로 표시된 별들이 행성상 성운 중심에 위치한 별들 © NASA, ESA, CSA, STScI, Orsola De Marco (Macquarie University), 이미지 처리: Joseph DePasquale (STScI)

연구팀은 먼저 제임스 웹 촬영 결과 사진을 분석한 결과 행성상 성운의 가장자리 “망토” 같은 바깥쪽 천체가 먼지 원반이라는 점을 알아냈다. 위 먼지 원반은 우리 태양계의 두 번째 먼지 원반인 카이퍼벨트와 비슷한 크기의 궤도를 그리며 중심별을 공전하고 있다. 연구팀은 위 먼지 원반 안에서 차가운 먼지로 둘러싸여 있는 붉은 별(첫 번째 사진에서 왼쪽 아래쪽 먼지 원반 안에 빨간색으로 표시된 별)에 집중하기 시작했다.

그 결과 중심별들이 행성상 성운을 만들기 이전에 위 붉은 별과 상호작용을 했을 가능성이 있음을 알아냈다. 특히, 현재는 위 붉은 별이 중심부에서 죽어가는 별들과 상호작용하며 합병되고 있을 가능성이 있는데, 만약 중심별들과 상호작용하고 있다면 불안정한 제트를 뿜을 수 있다. 그리고 위 붉은 별은 서로 반대 방향으로 불안정한 제트를 내뿜고 있음이 발견되었다.

연구팀은 유체역학 모델링을 이용하여 수소 분자들의 움직임을 통한 행성상 성운의 해석을 시도했다 (왼쪽), 오른쪽은 NGC 3132 성운의 모습 © De Marco et al. 2022

연구팀의 결과에 따르면 다른 별들 역시 중앙별에 여러 번 접근했을 가능성도 있다고 한다. 다른 별은 빨간 별이 분출한 제트를 휘저어 가스와 먼지 가장자리에서 볼 수 있는 물결모양을 만드는 데 기여를 했을 가능성이 있다고 예측된다. 따라서 위 별은 고르게 방출되고 있는 행성상 성운의 모양을 변형했을 가능성이 크다.

위 이미지에서 부챗살 모양으로 퍼져있는 직선을 발견할 수 있다. 이는 중심부의 별(들)로 인해서 나타나는 것으로 생각되며 빛이 흐르는 위치를 나타내어준다.  © NASA, ESA, CSA, STScI, Orsola De Marco (Macquarie University), 이미지 처리: Joseph DePasquale (STScI)

이와 다른 네 번째 별도 행성상 성운을 만드는데 기여를 했을 가능성이 있다. 위 별은 궤도를 돌며 가스와 먼지를 더욱 휘저었으며 성운 외부에서 볼 수 있는 거대한 고리를 형성했을 것으로 예측된다. 참고로 위 두 별은 중심별에 비해서 매우 질량이 낮기에 매우 희미하다고 예측된다. 따라서 먼지 원반 안에 숨어있거나 중앙 두 밝은 별이 내뿜는 빛에 가려져 보이지 않을 수 있다. 마지막으로 다섯 번째 별(첫 번째 사진에서 오른쪽 아래쪽 먼지 원반 안에 파란색으로 표시된 별)도 위 행성상 성운을 만드는데 기여를 했을 것으로 예측된다.

특히 연구팀은 중심별이 가스와 먼지층을 방출하기 전에 가졌던 백색왜성의 초기 질량을 예측해냈는데, 이들의 결과에 따르면  행성상 성운을 생성하기 전 태양 질량의 약 3배 정도 무거웠음이 예측된다. 행성상 성운이 형성되며 중심부의 백색왜성 질량은 태양 질량의 약 60% 정도로 낮아진 것으로 추정되고 있다. 즉 중심별은 아직 행성상 성운을 만드는 백색 왜성 초반 단계라는 뜻으로 해석될 수 있다. 백색 왜성의 초기 질량을 아는 것은 이 성운의 모양이 어떻게 만들어졌는지 예상하는 데 도움이 되는 중요한 증거이다.

더 놀라운 점은 위 결과들이 이제 겨우 초기 결과라는 점이다. 앞으로 더 많은 변수 연구와 다양한 모델의 분석을 통해서 더 많은 정보를 담은 세부 결과가 나올 예정이다.

관련 논문 보러 가기(12월 8일 발행, 1월 3일 저자 관련 최종 수정) – 제임스 웹 우주망원경에 의해 관측된 다중성계의 지저분한 죽음과 그로 인한 행성상 성운 (The messy death of a multiple star system and the resulting planetary nebula as observed by JWST

(1956)