전주계열성

전주계열성은 주계열성으로 진화하는 과정 중에 있는 별이다. 주계열성은 수소핵융합 반응으로 열을 생산하여 빛을 내고, 전주계열성은 중력수축으로 열을 생산하여 빛을 낸다. 전주계열성은 핵융합반응으로 열을 생산하는 별은 아니지만 별 같이 보이는 젊은 천체이다. 즉 젊은항성체(young stellar object)의 일종이다. 전주계열성은 가시광을 내는 젊은항성체이다. 이와 달리 천체가 성간구름 속에 파묻혀 있어, 가시광으로는 관측되지 않으나, 적외선이나 전파로 관측되는 젊은항성체는 원시성(protostar)이라 한다. 전주계열성은 황소-마차부자리 별생성 영역(Taurus-Auriga Star Forming Region)에서 많이 발견된다. 전주계열성의 대표적인 종류는 황소자리T형별(T Tauri-type variable)과 허빅 Ae/Be 별(Herbig Ae/Be star)이다. 황소자리T형별(T Tauri-type variable)은 T Tauri 별(황소자리에서 세 번째로 발견된 변광성)을 전형으로 하는 전주계열성이고, 허빅 Ae/Be 별은 질량이 큰 전주계열성이다.

목차

황소자리T형별

황소자리T형별을 처음 발견한 사람은 조이(Alfred H. Joy)이다. 조이는 1942년 황소-마차부 별생성영역에서, 불규칙적으로 밝기가 변하며, 칼슘이온의 H와 K선의 방출, 수소, 헬륨 및 여러 종류의 밝은 방출선이 존재하는 별을 발견하였다. 하지만 조이는 이들이 성운을 통과하며, 성운과 상호작용을 하는 낱별(field star)일 것이라고 생각하였을 뿐, 이들이 전주계열성 또는 젊은항성체라는 것은 알지 못하였다. 암바르추미안(Victor Ambartsumian)은 이 별들의 공간적 분포가 OB형 별과 유사한 것으로부터, 이들이 젊고 질량이 큰 별인 OB형 별에 대응되는 젊고 질량이 작은 별이라고 생각하였다. 그리고 이러한 별들이 많이 존재하는 지역을 T 성협이라고 명명하였다.

허빅 Ae/Be 별

1960년 허빅(George Herbig)은 질량이 큰 전주계열성인 허빅 Ae/Be 별을 발견하였으며, 주계열성으로 수축하는 데 소요되는 시간인 전주계열 수명과 주계열 수명을 비교하여 허빅 Ae/Be 별의 빈도를 설명하였다.

약한 방출선 황소자리T형별

아인슈타인 엑스선 천문대 관측에서는 지금까지 알려지지 않았던 새로운 종류의 별을 발견하였다. 1981년 파이겔슨(Eric Feigelson)과 크리스(Gerald Kriss)는 황소-마차부자리 별생성영역의 외곽에서 엑스선을 강하게 방출하는 별들이 H-R도에서는 주계열성들보다 훨씬 밝지만, 약한 H@@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@ 방출을 보이며, 황소자리T형별에서 볼 수 있는 자외선 초과나 큰 변광, 또는 물질의 유입/방출의 흔적이 없음을 발견하였다. 또한 이들 별들이 암흑성운의 외곽에 존재하며, 분광학적으로는 활동성이 거의 없는 전주계열성이라고 생각하였다. 그러나 이 별들은 매우 높은 엑스선 광도를 보이는 데, 태양처럼 온도가 낮은 별에서 관측되는 코로나 활동성의 강화된 형태라는 결론을 얻었다.

황소자리T형별의 분류

현재 황소자리T형별은 2가지로 분류한다. T Tau로 대표되며 수소의 H@@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@에서 강한 방출(수소의 H@@NAMATH_INLINE@@\alpha @@NAMATH_INLINE@@ 방출선의 등가폭이 20옹스트롱 이상)을 보이는 별들은 고전적 황소자리T형별(Classical T Tauri Star, CTTS)라고 하며, 엑스선과 칼슘이온의 H와 K선 방출로 발견된 전주계열성들은 약한 방출선 황소자리T형별(weak-line T Tauri Star, WTTS)이라고 구분한다.

젊은 산개성단의 H-R도

그림 1은 전형적인 젊은 산개성단의 H-R도이다. 나이가 약 3백만 년 정도인 젊은 산개성단 NGC 2264의 H-R도이다. @@NAMATH_INLINE@@2.5 M_⊙@@NAMATH_INLINE@@보다 질량이 큰 별들은 이미 수소핵융합 반응으로 에너지를 생성하는 주계열단계에 도달해 있으며, @@NAMATH_INLINE@@1.5 ∼ 2.5 M_⊙@@NAMATH_INLINE@@의 질량을 갖는 별들은 느린 진화단계로 알려진 켈빈-헬름홀츠 수축단계 또는 주계열 단계에 존재한다. 전주계열성의 특성이 매우 약화된 약한 방출선 황소자리T형별이 여기에 해당된다. 이보다 질량이 작은 별들의 경우에는 하야시 수축단계의 중간 또는 끝 부분에 존재하고 있다. 이 별들이 바로 고전적 황소자리T형별 단계의 별이다. 이들은 황소자리T형별로 대표되는 전주계열성들의 특성을 뚜렷하게 보여주며, 매우 활동적인 별들이다. 질량이 큰 별들의 경우 전주계열성 수명이 매우 짧기 때문에, 방출선이 있는 허빅 Ae/Be 별은 주계열선 근처에서 주로 발견이 된다.

황소자리T형별

질량이 작은 전주계열성인 황소자리T형별 은 밝기변화뿐만 아니라 다양한 방출선과 자외선초과, 적외선초과, 강한 엑스선 방출, 물질분출(jet) 등의 관측특성이 있다. 이들의 구체적인 특성은 황소자리T형별 에서 다룬다.

FU Ori형 변광성

FU Ori형 변광성은 일반적인 황소자리T형별보다 훨씬 밝은 전주계열 변광성이다., 과거에는 질량이 큰 별의 전주계열 단계로 여겨졌으나, 최근에는 황소자리T형별들 중에서 원반구조의 변화 등에 의해 질량부착률이 수백 배 증가하여 갑자기 밝아진 별로 간주된다.

허빅 Ae/Be 별

허빅 Ae/Be 별은(i) 방출선이 있는 A 또는 B형 별로서,(ii) 별 주변에 뜨겁거나 차가운, 또는 두 가지 성질을 모두 갖고 있는 먼지에 의한 적외선 초과가 있으며,(iii) 광도계급이 II ~ V인 별이다.(i)의 기준만으로는 주계열 이후의 진화단계에 있는 고전적 Be 별과 구분이 어렵기 때문에(ii)의 기준이 필요하며, 또(iii)은 초거성 단계에 있는 B[e] 별과 구분하기 위한 것이다.

허빅 Ae/Be 별은 대부분 주계열 근처에 존재하며, 질량은 @@NAMATH_INLINE@@1.5 M_⊙@@NAMATH_INLINE@@ 에서 @@NAMATH_INLINE@@10 M_⊙@@NAMATH_INLINE@@ 이상까지 매우 다양하다. 뚜렷한 적외선초과가 있는 것으로 보아, 별의 주변에 온도가 낮은 먼지원반이 있음을 알 수 있다. 일부 별들은 자외선초과의 흔적을 보이지만 별의 광구에서 방출된 자외선 빛인지, 아니면 질량부착에 의해 방출된 자외선초과인지가 명확하지 않는 경우가 많다. 황소자리T형별과 마찬가지로 밝기 및 분광선들의 변화를 보이며, 분광형의 변화를 보이는 별도 있다. 매우 빠른 자전속도를 갖는 고전적 Be 별에 비해 전반적으로 자전속도가 매우 느리다. 일부 허빅 Ae/Be 별에서 엑스선 방출이 관측되었지만, O형 별이 비해 항성풍이 매우 약할 것이기 때문에 허빅 Ae/Be 별 자체에 의한 엑스선 방출인지 황소자리T형별 단계에 있는 반성에 의한 것인지 명확하지 않다.

이론적 진화

성간구름이 수축함에 따라 원시성의 밀도가 증가되고, 수축에 따른 중력에너지가 효율적으로 방출되지 못하면 중심부의 온도가 상승한다. 따라서 중심부와 외곽의 온도차가 심각해지며, 이 경우 에너지를 효율적으로 전달하기 위해 대류가 작동하게 된다. 1961년 일본 천문학자인 추시로 하야시(C. Hayashi)는 심한 온도 차이로 원시성의 내부에서 대류가 발생하여, 에너지 전달을 담당하게 된다는 사실을 처음으로 지적하였다. 원시성의 모든 부분에서 대류가 작용하게 되면 에너지의 전달효율이 높아져, 별이 수축을 계속하더라도 별의 표면온도는 거의 올라가지 않는다. 이 하야시 수축단계동안 별의 표면온도는 거의 변화하지 않으며, 반경의 감소로 광도는 낮아진다. 중심부의 온도가 높아짐에 따라 중수소 연소가 시작되지만, 중수소의 함량이 매우 낮기 때문에 진화에는 거의 영향을 주지 못한다. 중심부의 온도가 높아짐에 따라 내부에서는 전리도가 높아지고, 불투명도는 낮아져 중심부에는 복사핵이 형성된다. 복사로 대류껍질로 에너지를 효율적으로 전달함으로써, 별의 반경은 줄어들지만 표면온도는 높아지고, 따라서 광도도 서서히 증가한다. 이 단계는 전주계열 진화과정에서 느린 진화시기로, 켈빈-헬름홀츠(Kelvin-Helmholtz) 수축단계라 한다. 가시광으로 관측이 되는 전주계열성(황소자리T형별)은 하야시 수축단계의 하단부 근처부터 켈빈-헬름홀츠 수축단계에 있다.

관측적 진화 적외선 분광에너지 분포와 원시성 분류

라다(Charles Lada)와 윌킹(Bruce Wilking)은 원시성을 @@NAMATH_INLINE@@ \rho @@NAMATH_INLINE@@ Oph에 있는 적외선원의 분광 에너지 분포(Spectral Energy Distribution)에 따라 I, II, III 계급(Class)으로 구분하였다. I 계급은 장파장으로 갈수록 광량이 증가하거나 편평한 에너지 분포를 하는 천체이며, II 계급은 광구에서 나오는 복사에 적외선에서의 초과가 있는 전형적인 고전적 황소자리T형별의 에너지 분포이며, III 계급은 정상적인 만기형 별의 에너지 분포와 거의 구분이 불가능하며 방출선이 약한 황소자리T형별의 에너지 분포를 보이는 천체를 말한다. 이 계급들은 원시성에서 전주계열성으로 진화하는 경로로 추정되었다. 그러므로, 각 계급은 진화의 각 단계로 볼 수 있다. 그림 2는 라다와 윌킹의 각 계급에 따른 원시성 모식도와 분광에너지 분포이다. 질량이 작은 전주계열성은 II 계급과 III 계급에 해당한다. H-R도에서 질량이 작은 전주계열성의 위치는 그림 1과 같다. 그러나 질량이 큰 별의 생성과정 및 초기진화에 대해서는 아직 확실한 이론과 이를 뒷받침할 관측적 사실이 부족하다. 질량이 큰 별의 생성과정도 질량이 작은 별의 생성과정과 동일하다는 생각과 전혀 다른 형성 및 진화과정을 겪는다는 이론이 제시되고 있다. 즉, 질량이 작은 핵으로 태어나지만 매우 큰 질량부착률에 의해 질량이 큰 별이 만들어진다는 생각과 질량이 작은 원시성들로 태어나지만 매우 밀도가 높은 조건에서 원시성들의 병합에 의해 질량이 큰 별이 만들어진다는 생각도 있다. 후자의 생각을 지지하는 관측적 사실로는 젊은 산개성단의 나이가 성단의 전형적인 역학적 이완시간보다 적음에도 불구하고 젊은 산개성단에 있는 질량이 큰 별들의 대부분은 성단의 중심부에 집중이 되어 있다는 사실이다.

엑스선 활동성과 별의 자전

질량이 작은 전주계열성의 경우 자전속도와 엑스선 활동성도 전주계열 진화과정동안 진화를 한다. 고전적 황소자리T형별 단계에 있는 동안에는 원시성 근처까지 원반이 존재하며, 원시성의 자기장이 원반에 연결되어 있으므로, 원반의 느린 자전 때문에 별의 자전속도도 일반적으로 느리다. 그러나 안쪽의 원반이 깨어져, 더 이상의 큰 질량부착이 없는 약한 방출선 황소자리T형별 단계에서는 원반과 별의 자기력선은 분리되어 더 이상 영향을 주지 않는다. 따라서 별은 자유롭게 자전하게 되어 이 단계에서의 자전속도는 고전적 황소자리T형별 단계보다 증가된다. 또한 켈빈-헬름홀츠 수축단계 동안, 별의 반경은 계속 줄어들게 되고, 각운동량의 보존에 의해 자전속도는 증가하게 된다. 이러한 진화는 전주계열성이 주계열에 도달하는 시점, 즉 영년주계열이 되는 시점까지 계속된다. 전주계열 진화과정동안 자전속도의 변화와 아울러 반경이 감소함에 따라 자기력선의 세기도 함께 증가한다. 이에 따라 주계열에 도달할 때까지 엑스선 활동성도 함께 강해진다. 따라서 전주계열성의 엑스선 플레어의 온도도 영년주계열에 도달할 때까지 높아진다.

대부분의 사람들은 우리 인류가 살고 있는 지구가 어떻게 형성이 되었으며, 또 태양계는 어떤 과정으로 형성이 되었는 지에 대해 관심을 갖고 있다. 칸트는 태양계가 회전하는 성운에서 만들어졌다고 주장하였고, 1796년 라플라스는 원심력을 도입하여 태양계 형성과정을 설명하였다. 칸트-라플라스의 성운설은 오랫동안 태양계 형성과정을 기술하는 토대가 되었다.

1990년대 광학계 결함을 보정한 허블우주망원경의 WFPC2으로 이루어진 오리온성운 관측에서 누에고치 모양의 원시 행성계 원반(proto-planetary disk)가 발견되었다(그림 3 참조). 원시행성계원반은 전주계열성을 둘러싸고 있는 원시태양계와 같은 천체이다.

이들 원시 행성계 원반은 밝은 머리부분과 혜성과 같은 꼬리부분으로 나눌 수 있다. 오리온 성운성단에 있는 대부분의 원시 행성계 원반들의 꼬리는 오리온 성운성단에서 가장 온도가 높은 별인 @@NAMATH_INLINE@@ \theta^1 @@NAMATH_INLINE@@ Ori C(분광형: O6p)의 반대방향으로 향하고 있고 밝은 머리부분은 핵을 감싸고 있으며, 머리는 @@NAMATH_INLINE@@ \theta^1 @@NAMATH_INLINE@@ Ori C를 향하고 있다. 그러나 @@NAMATH_INLINE@@ \theta^1 @@NAMATH_INLINE@@ Ori C에서 비교적 멀리 떨어져 있는 원시 행성계 원반인 206-447의 머리방향은 @@NAMATH_INLINE@@ \theta^2 @@NAMATH_INLINE@@ Ori A를 향하고 있다. 이들 원시행성계 원반의 중심부에는 원시성으로 여겨지는, 밝은 연속복사 천체가 있다. 그리고 일부 원시 행성계 원반의 경우, 성운 배경보다도 더 어두운 원형 또는 타원꼴을 하고 있고, 그 중심부에는 원시성이 있다. 원시 행성계 원반 114-426은 담배모양을 하고 있어 중심별은 보이지 않지만 원반의 위∙아래로 산란광에 의한 흐린 성운을 볼 수 있다. 근적외선 관측으로 80%의 원시 행성계 원반이 근적외선 원(near-IR source)을 갖고 있어, 이들 원시 행성계 원반은 전주계열성과 그 주변의 원반임을 알 수 있다.