성간물질

성간물질은 은하 내의 별과 별 사이의 공간을 채우고 있는 물질이다. 성간기체와 성간먼지로 이루어져 있다. 우리은하 내의 성간물질 총 질량은 별들의 총 질량의 수 %이다. 또한 성간 공간의 먼지 전체의 질량은 기체 전체 질량의 약 1% 정도 된다. 기체는 주로 온도에 따라서 이온이나 원자나 분자로 구성되어 있다. 성간먼지의 크기는 수 나노미터에서 수 마이크로미터까지이며, 먼지 자체의 밀도는 약 1g cm^-3 정도이다.

목차

1904년 하트만(Johannes Hartmann)은 쌍성의 스펙트럼 중에서 첫번 째 전리된 칼슘의 흡수선이 도플러이동(도플러효과)을 보이지 않고 정지해 있음을 관측하였다. 쌍성은 서로의 질량 중심을 돌고 있기 때문에, 칼슘 흡수선이 별의 대기에서 일어났다면, 흡수선의 파장은 쌍성의 운동에 따라 주기적으로 변화하는 도플러 이동 모습을 보여야만 한다. 이러한 모순을 해결하기 위하여, 하트만은 별의 대기에 존재하는 칼슘이 아니라 쌍성과 관측자 사이의 성간 공간에 존재하는 칼슘에 의하여 흡수선이 발생하였다고 주장하였다. 그의 주장이 이후 사실로 확인됨에 따라, 하트만은 처음으로 성간기체를 발견한 사람으로 인정받았다.

성간기체의 평균 밀도 1 분자 cm^-3는 실험실에서 만들 수 있는 진공 상태의 밀도 10¹⁰ 분자 cm^-3 보다 휠씬 작다. 그럼에도 불구하고 성간기체는, 넓은 영역에 분포하기 때문에, 중력 수축으로 별을 만들어낸다. 성간기체는 온도에 따라서 세 가지 안정한 상태가 존재한다고 알려져 있다. 절대 온도 약 100K를 갖고 있는 차가운 기체, 약 10,000K의 미지근한 기체, 그리고 10⁶ K의 뜨거운 기체가 있다. 기체들이 여러 가지 상태로 존재하는 것은 성간 조건에서 기체의 냉각 과정과 가열 과정이 평형을 이루는 온도가 여러 가지 있기 때문이다.

주위보다 밀도가 높은 기체는 마치 하늘의 구름과 비슷하게 생겼다고 해서 성간운이라 부른다. 성간운의 주요 구성 성분인 수소의 전리 상태에 따라 중성수소영역, 전리수소영역(그림 1a)으로 구별된다. 전리수소영역은 주로 새롭게 태어난 밝고 뜨거운 O형 또는 B형 별의 자외선 별 빛에 의해 형성된다. 전리수소영역과 비슷하지만, 진화된 별에 의해서 형성되는 행성상성운(그림 1b), 초신성 폭발로 주변 물질이 밀려나면서 생긴 초신성잔해(그림 1c)도 성운에 속한다.

그림 1a. 오리온 성운, 오리온 별자리에 있는 전리수소영역(출처: )

그림 1b. 나선 성운, 물병 별자리에 있는 행성상성운.(출처: )

그림 1c. 게 성운, 황소 별자리에 있는 초신성잔해.(출처: )

성간먼지의 존재는 약 200년 전에 윌리엄 허셀(William Herschel)에 의하여 예견되었다. 그는 밤 하늘에서 별이 거의 보이지 않는 부분이 있는데 이를 '하늘의 구멍'이라고 기술하였다. 성간먼지는 로버트 트럼플러(Robert Trampler, 1915~1956)에 의해 발견되었다. 우리은하에 있는 산개성단들의 크기와 밝기가 크게 차이가 나지 않는다면, 산개성단의 크기와 겉보기밝기(겉보기등급)가 서로 비례관계를 가져야만 한다. 즉, 산개성단이 가까이에 있으면 크고 밝게, 멀리 있으면 작고 어둡게 보여야 한다. 그러나 실제 관측에서는 멀리 떨어져 있는 성단은 예상보다 더 어둡게 관측되었다. 트럼플러는, 그의 관측 결과를, 멀리 떨어져 있는 성단으로부터 나온 빛은 성간 공간에 있는 먼지에 의해서 더 많은 소광을 받기 때문에 예상보다 더 어둡게 보인다고 해석하였다. 그의 해석이 이후 옳다고 인정되어, 트럼플러가 처음으로 성간먼지를 발견한 사람으로 알려져 있다.

성간먼지는 주로 규산염(silicate), 탄소 등과 같은 내열성 광물(refractory minerals)로 이루어져 있다. 또한 파(PAH; Polycyclic Aromatic Hydrocarbon)라고 불리우는 탄소와 수소로 이루어진 유기화합물 형태의 성간먼지도 존재한다. 파는 초기 생명체의 기원과 관련있다고 믿고 있다. 먼지는 주로 나이가 오래된 별의 대기에서 형성되어 항성풍에 의해서 성간 공간으로 불려나온다. 이 먼지는 다시 별 또는 행성 생성의 중요한 구성 물질이 된다. 성간먼지는 주로 먼지의 크기보다 짧은 별 빛을 산란 또는 흡수하기 때문에, 멀리 떨어져 있는 별을 가시광을 포함한 짧은 파장으로 관측하면 어둡게 관측된다.

성간먼지가 별 빛을 차단하거나 산란시켜 보이는 성운을 각각 암흑성운(그림 2a)과 반사성운(그림 2b)이라고 부른다. 허셀이 언급한 하늘의 구멍이 바로 암흑성운에 해당한다. 즉, 암흑성운은 성간먼지가 배경 별 빛을 가려 주위보다 별이 적게 관측된다. 반사성운은 주로 별 주변에 존재하는 먼지에 의해서 산란된 빛을 통하여 그 모습을 드러낸다. 지구 대기의 먼지가 짧은 파장의 빛을 더 잘 산란시키기 때문에 낮 하늘 색이 파란색을 띠듯이, 반사성운의 가시광 사진을 보면 성운은 파랗게 보인다.

그림 2a 버나드 68 암흑 성운.(출처: )

그림 2b 플레이아데스 성단 주변의 반사 성운.(출처: )