성간먼지

성간먼지(interstellar dust)는 별 사이의 공간에 존재하는 고체 알갱이이다. 성간티끌이라고도 한다. 수십 개 이상 원자가 모여서 만들어지며, 크기는 수 나노미터(nanometer, nm)에서 수 마이크론(micron, μm)까지이다. 성간먼지의 평균적인 공간 분포 밀도는 무척 희박하다. 우리은하에 존재하는 성간먼지의 총 질량은 우리은하 전체 질량의 약 0.1% 정도이다. 성간먼지는 별에서 방출된 가시광선과 자외선 빛을 흡수하거나 산란시킨다. 또한 흡수한 복사에너지는 적외선으로 재 방출한다.

목차

별과 별 사이의 공간에 별빛을 흡수하는 물질이 존재한다는 사실은 독일 태생의 러시아 천문학자인 스트루브(Wilhelm Struve, 1794년-1864년)에 의해 처음으로 알려졌다. 그는 거리가 멀수록 별의 개수가 줄어든다는 사실을 발견하였으며, 별빛이 거리에 비례하여 흡수된다고 가정함으로써 이 사실을 설명하였다. 하늘에 어두운 지역이 존재한다는 것이 알려지면서 허셜(William Herschel, 1738-1822)은 하늘에 별이 없는 빈 공간이 존재한다고 믿었다. 그러나 바나드(Edward E. Barnad, 1857-1923)는 적어도 몇몇 어두운 영역은 성간물질에 의해 별빛이 흡수되었기 때문이라고 확신했다. 성간먼지의 존재는 스위스 태생의 미국 천문학자 트럼플러(Robert Trümpler, 1886년-1956년)가 1930년에 확증했다. 트럼플러는 구상성단의 공간분포를 관측했을 때 지구에서 멀리 있는 성단일수록 크다는 것을 발견하였다. 그는 성단에서 나오는 빛이 먼지에 가려져 어둡게 보이기 때문에 실제보다 멀리 떨어져 있는 것처럼 추정되어 성단이 크게 계산되는 것이라고 설명했다. 또한 성간먼지가 주로 은하원반에 존재한다고 가정함으로써 1920년대에 천문학자들을 곤란하게 했던 문제, 곧 은하 평면에 존재하는 별일수록 더 붉어 보이는 문제를 해결할 수 있었다.

그림 1. Edge-on 은하 NGC891(출처 : )

우리은하를 비롯한 나선은하(spiral galaxies)에서는 은하원반(galactic disk)에 대부분의 성간먼지가 집중되어 있다. 이 때문에 가시광선 또는 자외선으로는 우리은하 중심에서 오는 빛을 관측할 수 없다. 또한 그림 1의 NGC 891과 같이 은하 평면이 측면으로 놓인 은하를 관측해보면 중심부에서 나오는 별빛이 모두 차단되어 은하 평면 부분만 어둡게 보인다. 이렇게 어둡게 보이는 부분을 먼지 띠 (dust lane)라고 부른다. 성간먼지 때문에 별빛이 어두워지는 현상을 ‘소광’(extinction)이라고 부른다. 소광은 그림 2와 같이 빛의 흡수뿐만 아니라 산란 현상을 포함하는 용어이다. 별을 관측할 때 지구와 별 사이의 성간먼지에 의해 볓 빛이 흡수되어 사라지거나 또는 다른 방향으로 산란된 양을 제외한 나머지만 지구에서 관측하게 된다.

흡수된 별빛은 성간먼지를 수십도에서 수 천도까지 가열시키고 가열된 먼지 알갱이에서는 적외선 빛이 방출한다. 빛의 세기가 줄어드는 소광의 정도는 우리은하의 경우 은하 평면에서 1 파섹 당 약 1 등급이다. 그림 3과 같이 파장에 따른 소광의 양을 나타내는 곡선을 소광곡선이라고 한다.

그림 2. 별빛이 성간먼지에 소광되는 현상에 대한 모식도. 흡수되거나 산란되는 별빛을 제외하고 나머지 빛만 관측이 된다. (출처 : 선광일/한국천문학회)

성간먼지는 파장이 긴 빨간색보다는 파장이 짧은 파란색 또는 자외선의 빛을 더 잘 소광시키다(그림 3 참조). 따라서, 분광형(spectroscopic type)은 동일하지만 소광 정도가 다른 두 개의 별을 관측한다면 성간먼지에 의해 강하게 소광된 별이 소광을 거의 겪지 않은 별보다 붉은 빛을 띠게 된다. 이와 같이 성간먼지에 의해 별빛이 붉게 변하는 현상을 성간적색화(interstellar reddening)라고 부른다. 성간적색화 때문에 멀리 떨어져 있는 별의 색지수는 좀 더 가까운 별들의 색지수보다 높다. 이때, 색지수가 높은 별은 좀 더 붉게 보인다. 관측한 색지수와 별의 원래 색지수와의 차이를 색초과(color excess)라고 한다.

그림 3. 파장의 역수로 표현한 소광곡선. 검은 실선은 모형을 이용하여 계산한 소광곡선이고 원으로 표시한 점들은 관측에 의한 소광곡선이다. 파란색 점선과 빨간색 점선은 각각 흑연과 규산에 의한 효과를 분리해서 그린 것이다. 화살표로 표시된 것과 같이 빨간색보다 파란색에서 소광이 더 강함을 볼 수 있다. 또한 가시광선보다는 자외선에서 소광이 강하다. (출처 : 선광일/한국천문학회)

소광효과는 우리은하자기장의 분포를 연구할 때도 유용하게 사용된다. 적색화된 별빛은 대략 1-5% 정도 편광되어 있다. 성간먼지는 평균적으로 구형일 수도 있으나 한 쪽으로 길거나 원반과 같이 납짝한 모양일 가능성이 높다. 빠르게 움직이는 원자나 분자들과 충돌에 의해 성간먼지는 회전하게 되는데, 이때 관성모멘트를 최대화하려고 짧은 축을 기준으로 돌게된다. 회전하는 성간먼지는 자체 자성 때문에 짧은 축이 자기장 방향과 나란하게 정렬된다. 편광을 띠지 않은 별빛이 자기장에 정렬된 성간먼지를 포함하고 있는 공간을 통과할 때, 먼지의 짧은 축보다는 긴 축 방향으로 소광을 더 많이 받게된다. 이로 인하여 적색화된 별빛이 자기장과 나란한 방향으로 편광되어 보이게 된다. 또한 별 주변의 먼지에 의해 빛이 산란되면 필연적으로 빛은 편광을 띠게 되고, 편광된 빛은 별을 중심으로 동심원 모양을 갖게 된다.

그림 4. 말머리 성운(암흑성운)과 NGC 2023(반사성운): 버나드 33(Bernard 33)은 마치 말머리를 닮았다고 하여 말머리 성운이라고 불린다. 약 1,500 광년 거리에 떨어진 오리온 성운에 위치하고 있으며 약 5 광년 정도의 크기로 갖고 있다. 왼쪽 아래에서 푸르게 빛나는 반사 성운 NGC 2023은 중심의 뜨거운 별들에서 나오는 빛이 먼지에 의해 반사되어 파랗게 보인다. (출처: )

성간먼지로 인한 소광의 효과를 잘 보여주는 예로는 암흑성운이 있다. 암흑성운은 성간먼지 구름에 의해 빛이 가려져서 주변 하늘보다 더 어둡게 보이는 성운이다. 반면에 아주 밝은 별이 옆에 있으면 먼지에 의해 빛이 산란되어 성간먼지 구름이 밝게 보인다. 이를 반사성운이라고 부른다. 여름철 창밖에서 들어오는 햇볕으로 집안의 먼지가 반짝이는 것과 같은 이치이다.

성간먼지는 빨간색보다는 파란색의 빛을 좀 더 잘 흡수하거나 산란시킨다. 따라서, 성간먼지에 흡수된 별빛은 상대적으로 붉은 빛을 띄게 되고, 산란된 빛은 주로 푸른 빛을 띄게 된다. 그림 4과 같이 암흑성운이 주로 붉게 보이고 반사성운이 파랗게 보이는 이유는 바로 이 때문이다. 낮에는 태양 빛이 공기중의 알갱이에 의해 산란되어 하늘이 파랗게 보이지만 석양의 하늘은 붉게 보이는 이유와 동일하다.

그림 5. 성간먼지를 구성하는 주요 성분중의 하나인 흑연(graphite)의 구조(출처 : 선광일/한국천문학회)

성간먼지가 어떤 화학적 조성을 갖는지, 크기와 모양이 어떠한지 등은 별빛의 소광, 산란, 편광, 그리고 적외선 방출광에 대한 관측으로부터 대략적으로 추론할 수 있다. 성간매질에 존재하는 원소는 별의 핵융합 반응으로 만들어졌다. 따라서 태양과 같은 별에서 관측되는 원소 함량(abundance)을 우주적 원소함량비(cosmic abundance)라고 가정할 수 있다. 우주의 원소 함량비와 분광 관측으로 얻어진 성간 매질에 존재하는 원소 함량비를 비교해 보면, 성간 매질에는 기체 상태로 존재하는 원소의 양이 매우 적다는 사실이 알려져 있다. 특히, 무거운 원소(heavy elements)의 많은 양이 기체 상태로 존재하지 않는다. 이 결과로부터 성간매질 내의 대부분의 무거운 원소들의 기체 상태가 아닌 고체 먼지의 구성 원소로 존재하며, 이 사실에 근거하여 성간먼지의 화학적 조성을 유추할 수 있다. 특히, 실리콘, 칼슘, 철, 니켈, 타이타늄 등의 내화원소(refractory elements)는 성간기체 상태로 존재하는 양이 매우 적으며 대부분 먼지의 형태로 묶여 있다고 알려져 있다.

성간먼지 알갱이는 처음엔 탄소, 수소, 산소 및 질소로 이루어진 얼음이거나 철과 같은 금속 성분으로 만들어졌을 것이라고 제안되었다. 그러나 금속만으로는 성간먼지에 의한 소광을 충분히 설명할 수 없다는 것이 밝혀졌다. 또한 얼음 모형에 의해 예측되는 물 얼음의 1600Å 흡수선이 관측이 되지 않았다. 대신 2175Å 파장에서 강력한 흡수선이 관측되면서 탄소로 이루어진 흑연(graphite)이 주된 성분임이 밝혀졌다. 또한, 9.7 μm 및 19 μm에서 관측되는 흡수 또는 방출선은 주로 산소와 규소(silicon)로 구성된 규산염(silicate)이 성간먼지에 다량 포함되어 있다는 것을 시사한다.

흑연은 그림 5와 같이 탄소 원자로 만들어진 육각형의 벌집 모양을 갖는 얇은 층이 겹겹히 쌓여 있는 모양을 갖는다. 서로 이웃하는 층과 층은 서로 어긋나 있다. 규산염은 그림 6과 같이 규소 원자가 중심에 위치하고 그 주위를 산소가 둘러싸고 있는 SiO₄를 기반으로 하여, 철(Fe) 또는 마그네슘(Mg) 등 약간의 금속이 들러붙어 있는 화학적 구조를 띠고 있다. 주로 올리바인(olivine, Mg₂SiO₄ 또는 Fe₂SiO₄)과 파이록신(pyroxene, MgSiO₃ 또는 FeSiO₃) 등의 구조가 복잡하게 연결되어 있다.

그림 6. 성간먼지의 주성분 중의 하나인 규산염(silicate)의 구조(출처 : 선광일/한국천문학회)

현대 천문학의 대부분의 성간먼지 모형은 1977년 이론 논문의 저자 이름의 첫 알파벳을 따서 만든 MRN(Mathis, Rumpl & Nordsieck) 모형에 기반을 두고 있다. 이 모형에서는 성간먼지가 흑연과 규산염의 두 가지 성분으로 이루어져 있으며 먼지 알갱이의 크기(@@NAMATH_INLINE@@ a @@NAMATH_INLINE@@)가 아래와 같은 멱 지수 분포를 갖는다고 가정하고 있다. 이를 바탕으로 계산된 소광곡선은 그림 3에 보인 바와 같이 관측에 의해 얻어진 소광곡선을 매우 잘 설명한다.

@@NAMATH_DISPLAY@@ n(a) \propto a^{-3.5} \qquad (1) @@NAMATH_DISPLAY@@

그림 7. 벤젠의 분자구조(왼쪽)와 다환 방향족 탄화수소(PAH)의 구조(오른쪽)에 대한 모식도(그림 : 선광일/한국천문학회)

MRN 모형은 소광곡선을 매우 잘 설명할 수 있지만, 별빛에 의해 가열된 성간먼지에서 방출되는 중적외선(mid-infrared) 파장의 빛은 설명하지 못한다. 이를 설명하기 위해서는 다환 방향족 탄화수소(PAH, polycyclic aromatic hydrocarbon)라는 매우 큰 분자가 성간먼지에 포함되어 있어야 한다. PAH는 그림 7과 같이 벤젠들과 같은 탄소 원자로 이루어진 구조체의 바깥에 수소원자가 결합된 구조를 갖는다.

크기가 큰 먼지 알갱이는 온도가 낮기 때문에 주로 파장이 긴 원적외선(far-infrared) 영역에서 빛을 방출하고 크기가 작은 다환 방향족 탄화수소 등의 분자는 높은 온도로 가열되기 때문에 파장이 짧은 중적외선 영역에서 빛을 방출한다.

초기 성간먼지에 대한 연구는 별 또는 은하에서 방출된 빛이 먼지에 의한 소광을 보정하기 위함이었다. 그러나 현대천문학에서는 성간먼지는 없어서는 안될 존재로 인식되고 있다. 성간먼지는 별 뿐만 아니라 행성의 형성에 중요할 역할을 할 뿐만 아니라 생명을 만들어내는 유기분자를 저장하는 창고이다. 또한, 앞에서 설명했듯이, 성간먼지는 우리은하자기장을 측정하게끔 해 준다.

우주에서 가장 흔하게 존재하는 분자는 수소분자(H₂)이지만, 기체 상태의 수소원자 두 개가 충돌하여 수소분자가 만들어지는 과정은 매우 비효율적이다. 대신 성간먼지에 두 개의 수소원자가 들러붙었다가 에너지를 잃으면서 수소분자가 되어 기체 상태로 되돌아가는 과정은 매우 효율적이다. 우주의 대부분의 수소분자는 이 과정으로 만들어진 것으로 믿고 있다. 그 밖에 물(H₂O), 메탄(CH₄), 메탄올(CH₃OH), 이산화탄소(CO₂), 암모니아(NH₃) 분자 등도 성간먼지 표면에서 만들어진다. 더불어 성간먼지는 먼지구름 외부에서 입사하는 강한 별빛을 가려줌으로써 구름 내부에서 여러가지 화학반응으로 복잡하고 다양한 성간 분자들을 형성하게 하는 촉매 역할을 한다. 또한, 강한 빛을 막아줌으로써 성간구름의 온도는 낮추고 밀도는 높여주어서 별이 탄생할 수 있는 기반을 마련해준다.

성간먼지의 양은 다음의 두 가지 이유 때문에 별생성율(star formation rate, 단위시간당 별이 탄생하는 비율)을 나타내는 척도로 사용된다. 첫째 이유는 앞에서 언급했듯이 성간먼지가 별 탄생의 기반을 마련해주기 때문이다. 둘째로는 성간먼지에 의해 흡수된 가시광선 및 자외선 별빛이 적외선으로 재방출되기 때문이다. 대부분의 성간먼지의 질량은 크기가 큰 먼지 알갱이에 집중되어 있고 이들은 주로 원자외선을 방출하기 때문에, 원자외선을 관측함으로써 성간먼지의 양을 측정한다. 성간먼지의 양은 성간구름 또는 외부은하 등의 별생성율을 간접적으로 측정하는데 이용된다.

1983년 적외선 천문관측 위성인 IRAS(Infrared Astronomical Satellite)는 전천서베이 관측으로 대부분의 에너지를 원적외선에서 방출하지만 가시광선 파장에서는 너무 어두어서 관측이 안되는 수 많은 은하들을 발견하였다. 그 이후, 태양 에너지의 10¹¹배 이상의 에너지를 원적외선에서 방출하는 밝은적외선은하(luminous infrared galaxies; LIRG) 및 10¹² 배 이상의 에너지를 방출하는 매우밝은적외선은하(ultraluminous infrared galaxies; ULIRG)라고 불리는 은하들의 존재가 알려지게 되었다.

성간먼지 또는 우주먼지는 애초에 어디서 만들어졌을까? 성간먼지가 만들어지는 방식은 크게 3가지로 요약될 수 있다. 첫 번째는 비교적 작은 별이 거성(giant stars)으로 커지면서 형성된 먼지 알갱이를 성간 공간으로 배출하는 방식이다. 두 번째는 무거운 별이 초신성 폭발하면서 먼지를 만들어 내는 과정이다. 세 번째는 거성 또는 초신성 폭발에 의해 만들어진 먼지 알갱이들에 기체 상태의 원자들이 들러 붙거나, 작은 먼지들이 결합하여 커다란 먼지 알갱이로 성장하는 과정이다.

빅뱅이론에 따르면 대폭발 후 우주가 팽창하고 온도가 내려가면서 오늘날 우주에 존재하는 수소와 헬륨이 만들어졌다. 그 이후 기체가 뭉쳐 별들이 탄생했다. 별의 내부에서 핵융합 반응이 일어나면서 탄소, 산소, 철 등 다양한 원소가 만들어졌다. 성간먼지의 대부분은 별의 진화 과정 중 점근거성가지별(AGB star, asymptotic giant branch star)과 같은 진화한 별의 대기에서 만들어진 엄청난 양의 기체 상태의 분자가 항성풍(stellar wind)에 의해 성간매질로 배출될 때 식으면서 고체 상태의 알갱이로 응집하면서 만들어진다. 우리 태양도 약 50억 년 뒤에는 거성으로 커지면서 엄청난 양의 우주먼지를 쏟아낼 것으로 예상된다. 태양보다 질량이 8배 이상 무거운 별들은 진화 최종 단계인 초신성 폭발 과정에서 많은 먼지를 만들어낸다.

질량이 작은 별이 거성이 된 후에 만들어내는 먼지의 양은 고 적색이동을 보이는 퀘이사(quasar)나 감쇠라이만알파(damped Lyman-alpha) 은하 등에서 관측되는 먼지의 양을 설명하기에는 역부족이다. 왜냐하면 AGB 별들로 진화하기 위해서는 적어도 수억 년에서 십억 년 이상의 시간이 필요하기 때문이다. 즉, 적색이동이 5(우주가 만들어진 시점부터 약 12억 후) 이상되는 우주에서는 충분한 수의 AGB 별이 존재하지 않기 때문에, AGB 별로부터 관측된 양만큼 먼지가 만들어질 수 없다. 반면에 무거운 별은 진화를 빨리하여 수백만 년 후에 초신성으로 폭발한다. 이 때문에 무거운 별이 초신성 폭발할 때 많은 양의 먼지가 만들어질 것이라고 여겨지고 있다. 최근 우리은하의 초신성 잔해를 관측함으로써 초신성 폭발에 의해 매우 많은 양의 먼지가 만들어 질 수 있다는 연구결과가 발표되었다. 다만, 초신성 폭발 때 핵합성에 의해 먼지가 만들어지더라도 충격파에 의해 다시 먼지가 파괴될 수 있다. 이 때문에, 성간매질에서 작은 먼지들이 뭉쳐지거나, 먼지에 기체 상태의 원소들이 들러붙는 과정으로도 많은 양의 먼지가 만들어져야만한다.