암흑성운

암흑성운은 밀도가 매우 높아 입사하는 빛을 흡수, 산란하기 때문에 가시광선에서 주변보다 어둡게 보이는 성간물질이다. 암흑성운은 온도가 낮아 가시광선을 방출하지 못하지만 적외선과 전파는 방출할 수 있다. 방출성운 또는 별이 많이 밀집한 영역에서와 같이 배경이 밝을수록 암흑성운이 두드러져 보인다. 대표적인 암흑성운으로 오리온자리에 위치한 말머리성운(Horsehead nebula)이나 땅꾼자리에 위치한 버나드(Barnard) 68과 뱀성운(Snake nebula) 등이 있다(그림 1). 말머리성운은 방출성운인 IC434를 배경으로 어둡게 보이며, 버나드 68과 뱀성운은 은하수의 무수히 많은 별을 배경으로 어둡게 보인다.

그림 1a: 말머리성운의 NOAO 영상(출처: )

그림 1b: 버나드 68의 VLT영상(출처: )

그림 1c: 뱀성운의 CFHT 영상(출처: )

목차

성간물질은 기체와 먼지로 구성되어 있다. 성간먼지의 크기는 평균 0.1 μm이며 밀도는 1 g cm^-3, 온도는 20-30 K 정도이다. 성간물질을 구성하는 먼지의 총 질량은 기체 질량의 약 1%에 불과하다. 크기가 작은 이 고체 입자는 별빛을 흡수(absorption)하거나 산란(scattering)시켜 빛의 경로를 바꿀 수 있는데, 먼지에 의한 빛의 흡수와 산란을 통칭하여 소광(extinction)이라고 부른다. 붉은색 빛 보다는 파란색 빛이 잘 소광된다. 별에서 방출된 빛이 관측자를 향해 직진하던 도중 밀도가 높은 성간구름을 만나면, 성간먼지에 의해 흡수되거나 경로가 바뀌므로 성간구름은 관측자에게 암흑성운으로 어둡게 보인다. 빛의 소광량은 먼지의 밀도에 비례하기 때문에 밀도가 높은 중심부가 가장자리보다 더 어둡다.

먼지에 의한 별빛의 소광은 파장이 길수록 약해진다. 따라서 그림 2에서처럼 파란색 가시광선 0.44 μm에서 매우 어둡게 보이는 암흑성운도 붉은색 파장에서는 덜 어둡게 보인다. 암흑성운의 가장자리는 밀도가 낮아 소광량이 작으므로 관측 파장이 길어질수록 암흑성운의 크기가 점점 줄어든다. 버나드 68의 경우, 적외선 2.16 μm에서는 거의 투명하다.

그림 2. 버나드 68의 다파장 관측 영상. 오른쪽 하단의 파장은 관측 필터의 파장을 나타낸다.(출처: )

암흑성운은 온도가 낮아 구성 기체가 주로 분자 상태로 존재하기 때문에 분자운(molecular cloud)이라고도 불린다. 크기가 큰 분자운은 질량이 태양질량의 10⁶-10⁷ 배, 크기가 약 600 광년에 이르는 데 이러한 큰 분자운을 거대분자운(giant molecular cloud)이라고 부른다. 우주에서 일어나는 별생성은 대부분 분자운 내부에서 이루어진다.

버나드 68과 같이 질량이 대략 태양질량의 10³배, 크기가 약 3 광년인 작고 고립되어 있는 분자운을 복구상체(Bok globule)라고 부른다. 이를 처음 발견한 천문학자 복(Bart Bok, 1906-1983)의 이름을 땄다. 구상체란 성간운의 형태가 공처럼 둥글다고 해서 붙혀진 이름이다. 복구상체는 HII영역 가장자리에서 많이 발견되며, 중력 수축을 겪어 새로운 별을 생성할 것으로 기대되는 천체이다. 그림 3은 카리나성운(Carina nebula)에서 발견된 여러 복구상체의 모습을 보여준다. 가운데 영상은 `애벌레(Caterpillar)'라는 이름을 가진 복구상체이다.

그림 3. 카리나성운(Carina nebula)에서 발견된 다양한 복 구상체의 허블우주망원경 영상.(출처 )

동일한 성간구름이 보는 각도에 따라 암흑성운 또는 반사성운으로 보일 수 있다. 그림 4와 같이 별, 성간구름, 관측자가 배치된 경우를 생각해보자. 별빛은 성간구름을 통과하면서 흡수 또는 산란되어 세기가 감소하고 방향이 바뀐다. 성간구름에 대해 별의 정 반대편에 있는 관측자 A에게는 훨씬 약해진 별빛이 도달하므로 성간구름이 암흑성운으로 보인다. 빛의 파장이 짧을수록 흡수와 산란이 더 효율적으로 일어나므로 관측자 A에게는 별이 실제보다 붉게 관측될 것이다. 이러한 현상을 성간적색화(interstellar reddening)라고 부른다. 한편, 별과 성간구름을 잇는 선에 대해 수직인 방향에 있는 관측자 B에게는 성간먼지에 의해 산란된 별빛만 도달하므로 성간구름이 반사성운으로 관측된다. 붉은색 빛 보다 파란색 빛이 더 잘 산란되므로 반사성운은 보통 파란색으로 보인다. 복사를 방출하는 별의 온도가 충분히 높다면 성간구름이 전리되어 방출성운으로 보일 수도 있다.

그림 4. 동일한 성간구름이 관측자 A에게는 암흑성운으로 보이고 관측자 B에게는 반사성운으로 보인다.(출처: 김웅태/한국천문학회)