맹륜(孟倫)
【정견망】
일본 국립천문대는 2009년 1월 30일 보도자료를 통해, 일본과 인도 공동 연구진이 카시오페아자리 방향의 한 항성 형성 영역에서 갓 태어난 갈색왜성을 대량으로 발견했으며, 그 수량이 해당 영역에서 탄생한 항성의 수와 맞먹는 수준이라고 발표했다.
광대한 우주 속에는 그 수를 헤아릴 수 없을 만큼 많은 천체가 존재한다. 천문학자들이 스바루(Subaru) 망원경을 통해 이 거대한 성단을 관측할 때, 그들은 다음과 같은 의문을 가졌다. “천체 질량의 모체 분포 형태는 어떠한가? 태양의 질량과 비교하면 어떠하며, 은하계 성단의 질량 범위는 어느 정도인가?” 이러한 질문들은 천문학계에서 매우 중요한 의제다.
해답을 얻기 위한 첫 번째 단계는 천체가 막 형성되었을 때의 질량인 ‘초기 질량 함수(IMF – Initial Mass Function)’를 결정하는 것이다. 은하 내에는 다양한 연령대의 천체가 포함되어 있기 때문에, 관측된 질량은 초기 수치로 조정되어야 한다. 그러나 동일 영역의 천체들은 보통 같은 시기에 형성되므로, 추출된 표본 항성을 통해 은하계를 추산할 때는 복잡한 조정량을 다시 계산할 필요가 없다.
1950년, 천문학자들은 이미 은하의 IMF 값을 측정했다. 최근 과학자들은 극저질량 영역을 측정하는 연구에 매우 열중하고 있다. 매우 어두운 갈색왜성(Brown Dwarfs)은 질량이 일반 항성보다 훨씬 작으며, 대략 태양 질량의 0.08배에 불과하다. 따라서 과학자들은 아직 갈색왜성의 질량 데이터를 완전히 파악하지 못한 상태다.
갈색왜성은 질량이 너무 작아 일반 항성처럼 수소 핵융합을 일으켜 광도를 유지할 수 없으며, 나이가 들면 천문학자들이 그 존재를 발견하기 힘들 정도로 희미해진다. 젊은 갈색왜성은 자체 만유인력으로 인해 적외선 파장이 비교적 뚜렷하게 나타난다. 이에 따라 천문학자들은 갈색왜성 IMF 값의 범위를 연구하기 위해 적외선 탐지기로 관측을 진행하고 있다.
이전의 연구들은 대부분 항성 형성이 일어나는 비교적 가까운 영역, 특히 황소자리나 항성 형성이 활발한 오리온자리 인근의 저질량 영역에 국한되어 있었다. 천문학자들은 은하계 내 항성 대부분이 성단에서 형성되며, 대다수는 질량이 크지 않다고 본다. 이 때문에 이전에는 은하계 항성 IMF 값의 모체 분포를 관측하지 못했다.
거대 질량 항성을 포함하는 대부분의 성단은 오리온자리 대성운(M42)보다 약 두 배 이상 멀리 떨어져 있다. 따라서 멀고 희미한 항성을 관측하기 위해서는 일본의 8.2m 스바루 대형 망원경과 같은 장비가 반드시 필요하다. 또한, 각각의 독립된 항성을 분별할 수 있을 만큼 영상 해상도의 품질이 높아야 한다.
희미한 저질량 항성을 탐지하기 위해 일본과 인도의 천문학자들은 스바루 망원경에 장착된 고감도·고해상도 적외선 카메라를 이용했다. 연구진은 카시오페아자리 방향으로 지구에서 6,000광년 떨어진 은하계의 전형적인 대질량 항성 형성 영역인 ‘W3 Main’을 관측하여, 해당 영역 내에 수많은 갈색왜성이 존재한다는 사실을 발견했다. 반면 오리온자리 트라페지움(Trapezium) 성단과 페르세우스자리의 성단 IC 348에서는 갈색왜성의 수량이 상대적으로 적게 나타났다. 이에 따라 이번 연구는 갈색왜성의 수량이 은하계 내의 서로 다른 영역과 관련이 있음을 시사하고 있다.
자료출처: http://www.naoj.org/Pressrelease/2009/01/29/index.html
원문위치: https://www.zhengjian.org/node/57867