황소자리T형별

황소자리T형별은 질량이 작은 전주계열성의 대표적인 천체로서, 스펙트럼에 에이취알파 방출선이 보이며, 자외선과 적외선 복사가 보통 별에 비해서 강한 천체이다. 1942년 조이(Alfred H. Joy)가 처음 발견하였고, 태양 인근에 있는 모든 별생성영역에서 발견할 수 있다. 황소자리T형별은 구형의 원시성에 원반이 있으며, 원반의 물질과 별의 상호작용으로 다양한 종류의 현상을 보여주는 고전적 황소자리T형별(classical T Tauri star)과 젊은 만기형 별과 큰 차이가 없이 활동적인 특성만 매우 강하게 보이는 약한 방출선 황소자리T형별(weak line T Tauri star)로 구분을 한다.

그림 1. 전형적인 황소자리T형별과 정상에 가까운 별의 가시광 분광사진. 활동성이 강한 별일수록 방출성의 세기가 강해짐을 볼 수 있다.(출처: 성환경/한국천문학회)

목차

고전적 황소자리T형별의 특성은(i) 수소 발머선 및 칼슘이온의 H와 K선의 방출,(ii) 칼슘이온의 H 또는 수소의 H@@NAMATH_INLINE@@ \epsilon @@NAMATH_INLINE@@의 형광현상에 의한 중성 철의 @@NAMATH_INLINE@@ \lambda 4063, 4132 Å@@NAMATH_INLINE@@의 방출,(iii) [OI] 또는 [SII]의 금지선, 그리고(iv) Li I @@NAMATH_INLINE@@ \lambda 6708Å @@NAMATH_INLINE@@의 강한 흡수선이다. 수소의 발머선과 칼슘이온의 H와 K 선의 방출 이외에도 Fe II, Ti II 및 He I의 방출도 보이기도 한다.

많은 고전적 황소자리T형별의 경우 위에서 언급한 방출선 이외에도 순수 연속복사가 중첩되어 있다. 그림 1의 DR Tau와 같은 극단적인 황소자리T형별은 순수 연속복사에 방출선이 중첩되어 있는 경우이다. 그러나 DF Tau 또는 DN Tau의 경우에는 만기형별의 흡수선을 보이지만 비정상적인 세기를 보이는 별들로, 이러한 별들을 베일에 싸인 황소자리T형별(veiled TTS)라 한다. 그리고 TAP 57과 같은 별들은 거의 정상적인 F ∼ M형 별의 분광 특성을 보인다. 뿐만 아니라 황소자리T형별들은 자외선 및 적외선에서 보통의 별들보다 많은 에너지를 방출하는 자외선초과 및 적외선초과를 보이며, 엑스선에서도 많은 양의 에너지를 방출한다.

황소자리T형별의 스펙트럼에서 가장 뚜렷한 특징은 에이취알파 H@@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@ 방출선이다. H@@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@ 방출선과 흡수선의 고분산 스펙트럼은 매우 복잡한 구조를 갖고 있어, 황소자리T형별의 표면에서 매우 복잡한 기체의 흐름이 있다는 것을 알 수 있다. 황소자리T형별은 P-시그니형 선 윤곽(P Cygni profile)을 보이며, 방출선의 선폭은 초속 200 km 정도가 될 정도로 매우 넓다. 황소자리T형별에서 질량 부착(mass accretion) 때문에 긴 파장으로 치우친 흡수선 성분이 관측될 것으로 기대하지만, 대부분의 경우, 이와 같은 물질 유입에 의한 역 P-시그니형 선 윤곽(inverse P Cygni profile)을 관측할 수 없다. 그러나 YY Ori의 경우에는 발머의 높은 천이선에서 물질 유입의 흔적이 보인다.

그림 2. 젊은 산개성단 NGC 2264의 색-색도. @@NAMATH_INLINE@@ H\alpha@@NAMATH_INLINE@@ 방출이 있는 별(빨간 사각형)들은 자외선초과에 의해 색지수가 작은 값을 보인다.(출처: 성환경/한국천문학회)

그림 1에서 볼 수 있듯이, 거의 정상적인 별의 스펙트럼을 갖는 TAP 57과 비교할 때, 대부분의 고전적 황소자리T형별은 파장이 4200옹스트롬보다 짧은 자외선 영역에서 강한 방출선을 낸다는 점에서 구별된다. 또 파장에 따른 에너지의 분포도 정상 별과 많은 차이난다. 즉, 자외선에서 상대적으로 많은 에너지를 방출하고 있다.

그림 2는 젊은 산개성단 NGC 2264의 색-색도이다. 빨간색 큰 사각형으로 표시한 H@@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@ 방출성들은(U-B) 색지수가 작은 값을 갖는 뚜렷한 자외선초과를 보인다. 원반물질이 원시성에 유입되며 중력의 차이에 의한 퍼텐셜에너지를 열과 빛에너지로 방출하게 된다. 이 에너지는 주로 자외선 파장으로 방출되며, 이 과정으로 황소자리T형별의 자외선초과를 설명할 수 있다.

그림 3. 여러 젊은 산개성단의 원시원반의 비율. 질량이 큰 별이 있는 성단(빨간색으로 표시한 성단)은 같은 나이의 타 성단에 비해 원반의 비율이 약간 낮은 경향을 보인다.(출처: 성환경/한국천문학회)

황소자리T형별은 광구에서 방출하는 복사 이외에도 별보다 온도가 훨씬 낮고 표면적이 넓은 원반에서 방출하는 적외선이 있어, 보통 별보다 적외선을 훨씬 많이 방출한다. 이를 적외선초과라 한다. 적외선초과는 긴 파장에서 관측할수록 뚜렷하게 확인할 수 있으며, 스피쳐 적외선 우주망원경 관측으로 무수히 많은 수의 적외선초과 천체를 확인하였다. 이로써 질량이 작은 별의 생성과정에서 각운동량의 보존에 따라 원반을 형성하는 것은 보편적인 과정이며, 우리 태양계처럼 행성을 갖고 있는 별들이 많이 존재할 수 있음을 알려준다.

여러 젊은 산개성단에 있는 구성원들 중 적외선초과를 보이는 별의 비율을 조사하면 별이 만들어지는 과정에서 원반을 만드는 비율과 원반이 사라지는데 걸리는 시간을 얻을 수 있다. 그림 3은 젊은 산개성단에서 원시원반(별이 태어날 때 만들어진 원반으로, 원시성 부류 0, I, II인 천체를 의미함)의 비율을 나타낸 것으로, 나이가 매우 젊은 성단의 경우 원반을 갖고 있는 비율은 약 80% 정도이며, 나이가 들어감에 따라 원반을 갖는 전주계열성의 비율이 급속히 감소하며, 나이가 약 오백만 년이면 원반이 거의 사라지게 된다. 실제로는 원반물질이 적도면에 집중되어 원시행성체 형성이 일어나고, 이에 따라 적외선을 방출하는 표면적이 감소하여 적외선초과가 약해진다.

전주계열성의 또 다른 특성은 강한 엑스선 방출이다. 엑스선은 근적외선과 마찬가지로 가시광에 비해 성간소광을 훨씬 덜 받기 때문에 전주계열성의 연구에 많은 정보를 제공할 수 있다. 아인슈타인 엑스선 천문대 관측에서 많은 수의 엑스선 방출천체가 별의 생성영역과 일치하고, 광학으로 관측되는 천체와 동정하는 과정에서 이들이 기존의 H@@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@ 또는 칼슘이온의 H와 K 탐사관측에서 검출되지 않았던, 새로운 종류의 전주계열 별들임을 확인하였다. 약한 방출선 황소자리T형별뿐만 아니라 고전적 황소자리T형별도 엑스선에서 매우 밝은 별들로, 총 광도의 약 1/000 정도를 엑스선으로 방출한다. 총 광도의 수십만 분의 일을 방출하는 태양에 비해 매운 많은 양임을 알 수 있다. 뿐만 아니라 비교적 에너지가 큰 1 ~ 2keV 정도의 강 엑스선(hard X-ray)을 주로 방출하며, 1keV 이하의 엑스선 광자를 주로 방출하는 O형 별에 비해 엑스선에서는 더 뜨거운 별이다. 약한 방출선 황소자리T형별은 태양과 같은 만기형 별이 엑스선을 방출하는 것과 같은 기작이지만 훨씬 강화된 형태로 방출한다고 알려져 있지만, 고전적 황소자리T형별이 엑스선을 방출하는 기작은 아직 잘 알려져 있지 않다.

그림 4. NGC 2264에 있는 전주계열성의 가시광 변광관측(CoRoT). 위의 그림은 전형적인 WTTS의 변광을 보여주는 것이며, 아래의 광도곡선은 CTTS의 변광을 보인 것이다.(출처: 스피쳐 우주망원경 관측제안서 'YSOVAR', 성환경 등)

고전적 황소자리T형별은 여러 시간 크기의 불규칙적인 변광을 하지만, 수일 정도의 준주기적 변광도 존재한다. 질량부착에 의한 뜨거운 반점이 존재할 것이라 기대를 하지만, 변광에 관여하는 반점의 온도는 대부분 광구의 온도보다 낮다. 즉, 변광에 관여하는 것은 만기형 별들이 갖는 일반적인 흑점에 의한 것이며, 아주 일부 고전적 황소자리T형별만 물질유입에 의해 만들어진 광구보다 온도가 높은 반점(hot spot)이 존재하는 것으로 추정한다.

최근 적외선 및 가시광 우주망원경을 동시에 사용하여 전주계열성의 시계열 관측이 이루어져, 고전적 황소자리T형별의 변광에 대한 체계적인 연구가 이루어졌다. 그림 4는 프랑스의 가시광 우주망원경 CoRoT으로 얻은 NGC 2264에 있는 전주계열성의 광도변화이다. 그림 4에서 위의 그림은 약한 방출선 황소자리T형별의 광도변화를 보여주는 것이며, 아래는 고전적 황소자리T형별의 광도변화를 보여주는 것이다. 약한 방출선 황소자리T형별은 광구에 있는 흑점에 의해 자전에 따라 밝기가 변화하지만, 플레어 폭발에 의한 갑작스런 변광도 관측이 되었다. 고전적 황소자리T형별의 경우에는 변광의 양상이 매우 복잡하여 어떤 주기성을 발견하기 어려워 보인다. 고전적 황소자리T형별의 변광은 원반에 있는 물질 덩어리에 의한 가림현상(occultation)과 자전, 질량부착 등의 다양한 요인에 의한 변광이 함께 나타난다.

그림 5. 강한 물질분출 현상을 보이는 허빅-아로(Herbig-Haro) 천체들 (출처: )

전주계열성들 중에서 일부는 물질이 분출하는 매우 강한 제트(jet) 현상을 보인다(그림 5 참조). 이 제트는 질량손실의 한 과정이며, 질량부착과 밀접히 관련되어 있다고 생각한다. 일반적으로 성간물질 깊숙이 묻혀있는 원시성의 제트는 전파관측에서 주로 보이지만, 가시광 영역에서도 유사한 제트가 관측되며, 이러한 가시광 천체를 허빅-아로(Herbig-Haro) 천체라 한다.

그림6. 고전적 황소자리T형별 모형 (출처: 한국천문학회)

앞서 언급한 바와 같이 질량이 작은 전주계열성인 황소자리T형별은 원반, 물질유입, 제트 등이 함께 존재하는 복잡한 구조를 갖고 있다. 관측되는 다양한 특성들은 모두 일목요연하게 설명하는 모형을 만든다는 것은 매우 어려운 일이다. 그림 6은 고전적 황소자리T형별에 대한 하트만(Lee Hartmann)의 모형에 물질분출을 추가한 것이다. 선폭이 넓은 H@@NAMATH_INLINE@@ \alpha @@NAMATH_INLINE@@와 같은 방출선은 자기력선을 따라 거의 자유낙하 속도로 유입되는 자기력선 다발에서 발생하며, 자기력선의 뿌리가 있는 별의 고위도 지역에서는 유입된 물질의 중력에너지가 충격파로 빛과 열에너지로 변환되고, 이 지역에서는 발머 연속복사(자외선초과)와 같은 뜨거운 연속복사를 방출한다. 원시행성계 원반의 안쪽, 온도가 높은 부분에서는 적외선이 방출되고(적외선초과) 온도가 낮은 원반의 외곽부에서는 원적외선과 전파 방출을 한다. 원시성에서 나오는 빛이 원반 또는 별 주변에 남아있는 잔해들에 산란되어 편광이 일어난다. 유입된 물질의 수십 % 정도는 극지역에서 제트(jet)의 형태로 물질 분출이 일어난다.