제임스 웹, 죽어가는 별 주위를 자세히 관찰하다 – 1편

[JWST 첫 관측 결과 해석] (3) 행성상 성운 편

“제임스 웹 우주망원경의 첫 관측 결과 해석” 시리즈는 사이언스타임즈 리포터이자 천문학자의 시선으로 바라보는 제임스 웹의 관측 결과 해석, 그리고 앞으로의 전망 등에 대해 설명하는 연재 코너입니다.

제임스 웹 우주망원경의 첫 관측 결과는 한국 시각으로 7월 12일 오후 11시 30분(미국 동부 표준시로 7월 12일 오전 10시 30분)에 NASA TV에서 실시간으로 공개되었다. 공개된 고해상도 이미지와 분광 스펙트럼은 총 5가지로, SCAMS 0723 은하단, 뜨거운 가스 외계 행성 WASP-96b(분광 스펙트럼), 남반구 고리 성운으로 알려진 NGC 3132 성운, 슈테팡의 오중주(Stephan’s Quintet), 그리고 용골 성운의 NGC 3324 가장자리 ‘우주 절벽’ 등이 있다. (관련 기사 보기 – ‘제임스 웹 우주망원경 첫 관측결과를 공개하다’)

제임스 웹 우주망원경의 관측 결과 해석 시리즈에서는 고해상도 이미지를 하나씩 파헤치며, 사진들이 어떤 의미를 가졌는지와 천체들에 대한 제임스 웹의 앞으로 계획은 어떠한지 알아본다. 제임스 웹의 세 번째 이미지는 매우 상세하게 촬영된 별의 마지막 모습이었으며, 이를 통해서 지금까지 볼 수 없었던 구체적인 구조를 파악할 수 있어서 큰 화제가 되었다.

 

별과 사람의 일생 비교

아주 오래전 태양계 근처에서의 초신성 폭발이 없었다면 인류의 탄생은 불가능했을 것이다. 천문학자들은 이를 기적의 연속이라고 부른다. 먼저, 초신성의 폭발 자체가 광활한 우주에서 아주 흔한 일이 아니다. 또한, 드넓은 우주에서 별이 차지하는 비율은 매우 낮을뿐더러 대부분 별은 초신성으로 진화하지 않는다. 왜 이런 일이 발생하는 것일까?

별의 일생은 사람의 모습과도 많이 닮아 있다. 별과 사람의 일생을 비교할 때, 가장 많이 이용되는 개념은 ‘초기 조건’이다. 별의 일생은 태어날 때의 초기 질량에 따라서 매우 달라진다. 예를 들어서 우리 태양계 부근에서 폭발한 초신성은 태어날 때의 초기 질량이 현재 태양 질량보다도 훨씬 더 무거워야 한다.

보다 구체적으로, 초기질량이 대략 태양 질량 0.075배보다 작은 경우, 원시별은 별이 되지 못하고 갈색 왜성으로 진화하게 된다. 초기질량이 대략 태양 질량의 0.075 ~ 0.45배 정도 되는 경우, 원시별은 주계열성 적색 왜성을 거쳐서 청색 왜성 그리고 백색 왜성으로 생을 마감하게 된다. 초기질량이 대략 태양 질량의 0.45 ~ 3배 정도 되는 경우, 원시별은 주계열성을 거쳐서 적색 거성이 된 후 행성상 성운을 거쳐 백색 왜성으로 생을 마감한다. 만약 초기질량이 대략 태양 질량의 3 ~ 15배 정도 되는 경우 원시별이라면 주계열성을 거쳐서 청색 초거성, 초신성, 중성자별의 단계를 거치며 초기 질량이 태양 질량보다 월등히 큰 경우는 초신성을 거쳐서 블랙홀로 진화하게 된다. (관련 기사 보기 – ‘초기 질량에 따라 달라지는 별의 미래’)

운명론적인 이야기처럼 들리지만, 대부분의 사람 일생 역시 태어날 때의 ‘초기 조건’이 매우 중요하게 작용한다. 예를 들어서 어떤 부모를 만나느냐에 따라서, 혹은 태어날 때의 가정환경에 따라서 대부분 인생이 정해지는 것처럼 보인다. 이 외에도 별과 인간은 주변 환경에 쉽게 영향을 받는다는 공통점이 있다.

인간과 별의 다른 점이라면 인간은 강한 의지를 통해서 본인의 미래를 바꿀 수 있으며 주변 환경을 이겨낼 수 있는 의지가 있는 반면 , 별은 물리학이라는 법칙 안에서 일생이 좌우된다는 점이다.

 

행성상 성운이란?

앞선 설명처럼 초기 질량이 대략 태양 질량의 0.45 ~ 3배인 별들은 태양과 비슷한 진화 단계를 거친다. 주계열성에 진입하고 난 후, 중심핵의 수소를 모두 소진하면 적색 거성 단계에 진입하게 된다. 이어서 삼중 알파 과정(triple alpha process)을 거쳐서 헬륨을 핵융합시키며 탄소를 생성하기 시작한다. 하지만 탄소 핵의 수축은 탄소에 반응하게 할 만큼의 충분히 높은 온도를 일으키지 못하기 때문에 중심핵은 매우 압축된 상태로 수축된다. 이에 따라서 온도가 급히 상승하게 되며 헬륨 핵융합으로 발생하는 막대한 중력에 대항하는 복사압으로 인하여 거대한 크기로 팽창하게 된다.

결국 별의 껍질이 방출될 때까지 맥동 운동을 진행하며 적색 거성의 외피 층은 수만 년에 걸쳐서 우주 공간으로 날아가 버리게 된다. 이를 통해서 별은 자신이 가지고 있는 질량 대부분을 잃게 되며 날아간 외피 층은 행성상 성운을 이루며 장관을 이루게 된다. 반면, 행성상 성운의 중심부이며 대부분 탄소와 산소로 이루어진 핵은 점점 수축하며 백색 왜성(white dwarf)으로 진화한다. 중심부에서는 매우 높은 온도의 이온화 된 가스가 방출된다.

물병자리의 나선 성운(NGC 7293, Helix Nebula) ⓒ NASA, ESA, and C.R. O’Dell (Vanderbilt University)

행성상 성운(planetary nebula)은 이름에 ‘행성’이란 명칭이 들어가지만, 행성과는 전혀 관계없는 천체이다. 위 천체가 형성될 때 주변에 행성이 있을 수는 있지만, 행성의 존재가 위 천체에 아무런 영향을 끼치지 못한다. 다만 위 천체는 비교적 작으며 광학 망원경으로 관측할 시 대형 행성과 유사하게 보이기에 이러한 이름이 붙었다.

에스키모 성운 (NGC 2392, “Eskimo” Nebula) ⓒ NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), and the ERO team (STScI + ST-ECF)

행성상 성운의 수명도 행성보다 훨씬 짧으며 (백색 왜성의 자체의 수명은 행성보다 훨씬 김) 우리은하에 대략 몇천 개밖에 존재하지 않는 천체이다. 대표적으로 거문고자리의 고리 성운 (Ring Nebula), 물병자리의 나선 성운(Helix Nebula) 등을 들 수 있다. 행성상 성운은 아름다운 모습 때문에 천문학 교과서 표지에 항상 등장하는 천체 중 하나이다.

 

결과 해석 ① : 제임스 웹, 죽어가는 별을 전례 없는 해상도로 자세히 관측하다

제임스 웹 우주망원경은 지구로부터 2,000광년(1광년: 약 9조 4600억km) 떨어진 돛자리(Vela)의 남반구 고리성운(Southern Ring Nebula, 혹은 여덟 번 폭발한 성운 ‘Eight-Burst Nebula’이나 Caldwell 74로 부름, NGC 이름은 NGC 3132)으로 알려진 행성상 성운을 촬영했다.

“작은 별의 아름다운 죽음” 행성상 성운 ⓒ JWST, ESA, CSA, STScI

남반구 고리 성운은 지구를 거의 정면으로 바라보고 있지만,  NASA의 표현에 따르면 두 개의 “그릇(혹은 사발이나 대접; bowl)”이 성운을 만드는 것처럼 보인다. 따라서 위 성운의 3차원 형태는 중앙에 큰 구멍이 있는 형태로 두 개의 “그릇”이 훨씬 더 명확하게 보일 것이다.

위 사진은 천문학적으로도 큰 의미가 있다. 죽어가는 별을 전례 없이 민감한 해상도와 함께 자세히 촬영했을 뿐 아니라 그간 예측되지 않았던 새로운 천문학적 사실들이 드러났기 때문이다.

먼저 제임스 웹 우주망원경의 강력한 적외선 도구들을 통해서 위 성운의 두 별이 매우 자세하게 모습을 드러냈다. 제임스 웹 우주 망원경은 두 별 중 백색왜성이 먼지로 뒤덮여 있음을 처음으로 밝혔다. 이는 나이 든 별이 주변의 가스와 먼지를 형성할 때 생성되는 구조들을 보여준다. 따라서 별의 일생 후반기에 별이 어떻게 진화하고 주변 환경을 어떻게 변화시키는지 이해하는 데 큰 도움을 주게 된다.

참고로 “작은 별의 아름다운 죽음”이라고 불리는 행성상 성운은 최소 수천 년에서 수만 년 동안 존재하기 때문에, 성운을 관찰하는 것은 슬로우 모션으로 영화를 보는 것에 비유될 수 있다. 별이 반복적으로 물질을 내뿜으며 여러 겹의 껍질을 만들 때 그 안의 가스, 먼지와 분자들이 주변 공간으로 흩어지며 행성상 성운의 풍경도 변화시킨다. 위 먼지들은 주변 지역의 성간 매개체로 확장될 수 있으며 수십억 년 동안 우주를 여행하며 새로운 별이나 행성을 만드는 원료가 될 수 있다.

 

결과 해석 ② : 근적외선과 중적외선 촬영 비교

왼쪽은 근적외선 카메라(NIRCam)를 이용하여 관찰한 남반구 고리 성운이며 오른쪽 사진은 중적외선 기기(MIRI)를 이용하여 관찰한 사진이다. 두 사진은 얼핏 비슷해 보이지만, 자세히 보면 매우 다르다. 이는 두 기기가 서로 다른 파장의 빛에 반응하기 때문이다. NIRCam은 우리 눈이 감지하는 가시광선 파장에 더 가까운 근적외선을 통해서 천체를 관찰하며 MIRI는 이보다 다소 긴 파장인 중적외선 파장을 이용하여 천체를 포착한다. 특히, 중적외선을 이용하면 주변의 먼지를 더 많이 관찰할 수 있다.

근적외선 (왼쪽), 중적외선 (오른쪽) 촬영 비교 ⓒ JWST, ESA, CSA, STScI

위 장면은 앞선 설명처럼 우리 태양과 비슷한 질량의 별이 핵융합을 진행하며 별의 껍질이 방출될 때까지 맥동 운동을 하며 만들어진다. 바깥 껍질 부분은 얇은 껍질의 형태로 분리되며, 이후 팽창 냉각된다. 중심별은 백색왜성으로 진화된 상태인데, 왼쪽 사진에서의 백색 왜성은 밝은 중앙 별의 회절 스파이크에 의해 부분적으로 가려져 있으며 밝은 별의 왼쪽 아래에 위치해있다. 반면, 오른쪽 사진에서는 백색 왜성이 더 잘 보이는데, 두꺼운 먼지층으로 덮여 있기에 더 크게 보인다.

수천 년이 넘는 시간 동안 백색 왜성이 되기 전 적색 거성은 주기적으로 물질을 방출했다. 수축과 가열을 반복하며 일어나는 맥동 현상과 함께 방출된 천체 물질들은 마치 회전하는 스프링클러처럼 사방으로 퍼졌고 비대칭 고리 모양의 장관을 만들어 냈다. 위 비대칭 고리 모양은 중적외선 이미지에서 노란색 원으로 보이며 더 쉽게 관측할 수 있다. 덜 선명하지만, 근적외선 이미지에서도 관측이 가능하다. 두 별 중 밝은 별은 백색 왜성을 가깝게 공전하며 껍질의 방출 분산을 돕고 있다.

두 이미지의 중앙 부분을 관찰해보면, 두 별이 아직 얇은 비대칭 껍질에 가려지지 않은 상태이다. 두 별은 각각 주황색과 파란색으로 표시된 외부 껍질 영역을 밝히고 있다. 또한, 백색 왜성은 행성상 성운의 내부 영역 가스를 가열하고 있다. 이 영역은 왼쪽에서 파란색으로 그리고 오른쪽에서 빨간색으로 보인다.

참고로 별은 근적외선 파장에서 여전히 매우 밝기 때문에 근적외선의 회절 스파이크가 중적외선의 그것에 비해 훨씬 더 두드러지게 나타난다. 중적외선 이미지에서도 별 주위 스파이크는 나타나지만, 더 희미하고 작다. 물론 사진을 확대하면 별과 스파이크 무늬를 확인할 수 있다. (고해상도 이미지 보러 가기)

→ 지면상 다음 편에서 계속됩니다. (관련 기사 보기 – ‘제임스 웹, 죽어가는 별 주위를 자세히 관찰하다 2편’)

 

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