갈색왜성

갈색왜성은 가장 가벼운 항성(이를테면 M9V인 적색왜성)과 가장 무거운 기체 행성(목성 질량의 약 13배 정도되는 거대 목성형 행성)사이의 질량을 가진 준항성천체(substellar object)이다(그림 1 참조). 초기 별생성 단계에서 질량이 부족하여 중심에서 수소핵융합반응을 못하고 중수소(@@NAMATH_INLINE@@ ^2H@@NAMATH_INLINE@@)핵반응을 하는 별이다. 목성형행성이 원시성운에서 만들어진 심을 중심으로 주변 기체를 끌어모아 만들어지는 것과 달리 갈색왜성은 분자구름의 중력 수축에 의해 만들어지는 것으로 생각된다.

엑스선 플레어가 발견되기도 하는데 이는 갈색왜성에 자기장이 존대한다는 증거로 제시되었다. 찬드라엑스선관측소(Chandra X-ray Observatory)의 관측에 의하면 갈색왜성의 대기 중 3백만도 가량 되는 코로나가 존재한다고 한다. 갈색왜성에 6000 G에 해당하는 자기장이 있을 수 있다면 이 자기장에서 강력한 전파도 방출될 수 있다고 한다.

주로 적외선 영역에서 에너지를 방출하는 갈색왜성은 M, L, T, Y의 분광형으로 분류하기도 한다. 갈색왜성은 육안으로 보기에는 자홍색, 혹은 붉은색으로 보인다. 가장 가까이 있는 갈색왜성은 루만(Kevin Luhman)이 2013년에 발견한 루만16이라고 불리는 별(WISE 1049−5319)로서 지구에서 6.5 광년 떨어져 있다(그림 2 참조). 분광형이 L7.5인 주성과 T0.5인 동반성으로 이루어진 쌍성계이다. 한편 갈색왜성 주변을 공전하는 행성(2M1207b, MOA-2007-BLG-192Lb, 2MASS J044144b)도 발견되었다.

그림 1. 갈색왜성의 크기 비교. 태양의 크기는 정확한 것이 아니다. (출처: )

그림 2. 루만 16의 와이즈(Wide-field Infrared Survey Explorer, WISE) 영상. (출처: )

목차

중심핵에서 양성자(@@NAMATH_INLINE@@\rm{p}@@NAMATH_INLINE@@) 1개로 구성된 수소의 원자핵 4개가 핵반응으로 1개의 헬륨의 원자핵(@@NAMATH_INLINE@@\rm{^{4}He}@@NAMATH_INLINE@@)을 만드는 수소핵융합반응(hydrogen burning)을 가능하게 하는 질량인 태양질량의 약 7-9%보다 적은 질량을 가진 천체이다. 수소핵융합반응이 일어나기에 충분한 별의 질량은 항성종족 I인 경우 태양의 7%, 항성종족 II인 경우 태양의 9%이다.

태양 질량의 8%가 되는 별은 리튬(@@NAMATH_INLINE@@ ^3Li@@NAMATH_INLINE@@) 연소가 가능한 것으로 알려져 있어 '전통적으로 정의되는' 항성은 대기에서 리튬이 부족한 상태로 관측된다. 따라서 항성의 대기에서 리튬이 관측되는지 여부가 일반 항성과 갈색왜성의 구별 기준이 된다. 한편, 1980년대 후반에 태양질량의 1.2%에 해당하는 갈색왜성에서 수소핵융합대신 중수소(@@NAMATH_INLINE@@ ^2H@@NAMATH_INLINE@@) 핵융합이 일어나는 것을 발견하였다. 현재 국제천문연맹(International Astronomical Union, IAU)은 태양질량의 1.2% 혹은 목성질량의 13배 정도를 갈색왜성 질량의 하한선으로 정의하고 있다.

첫 번째로 인정된 갈색왜성은 1994년 레볼로(Rafael Rebolo)가 플레이아데스성단에서 발견한 테이데1(Teide 1)이다. 동시에 이 천체는 첫 번째 M형 갈색왜성이 되었다. 이 천체는 질량이 목성의 55배였고 대기에서 성단이 만들어진 분자구름과 동일한 양의 리튬이 발견되어 갈색왜성으로 인전 받았다.

1988년 백색왜성 GD165의 동반성인 GD165B가 가장 차가운 M형 적색왜성보다 온도가 훨씬 더 낮은 것으로 알려졌고 분광형 L의 원형으로 여겨진다. 이 분광형은 FeH, CrH, MgH, CaH 등의 수소화물 방출선 대(bands)와 NaI, KI, CsI, RbI 등의 알칼리 금속의 방출선에 의해 정의된다. 갈색왜성보다 무거운 가장 차가운 주계열성이 L2나 L3로 정의되기 때문에 갈색왜성만 정의하는 분광형은 아니다.

글리제 229B가 분광형 T의 원형에 해당한다. 토성의 위성인 타이탄에서나 볼 수 있고 별에서 볼 수 없는 메테인(@@NAMATH_INLINE@@CH_4@@NAMATH_INLINE@@)흡수선이 발견된 이 별은 L형 갈색왜성보다 훨씬 차갑다. 오로지 갈색왜성만이 이 분광형에 속하는 것으로 생각된다.

분광형 T보다 온도가 낮은 갈색왜성이 속한 분광형이다. 분광형이 T9인 차가운 갈색왜성의 유효온도가 500에서 600K이므로, 분광형 Y는 이보다 낮을 것으로 예상된다. 표면온도가 인간의 체온보다 낮은 Y형 갈색왜성을 발견했다는 보고가 이어지고 있다. 예를 들어, 2014년 발견된 WISE 0855−0714는 표면온도가 225에서 260K(−48 to −13 °C)이고 질량이 목성의 10배인 갈색왜성이다.

갈색왜성이 동반성으로서 존재하지 않는 주성으로부터의 거리 범위이다. 예를 들어, 태양과 질량이 같은 주성이라면 5 AU 안쪽에는 갈색왜성이 거의 존재하지 않는다. 목성형행성이 가까운 곳에도 존재하는 것과 달리 주성과 가까운 곳에 갈색왜성은 존재하지 않는 통계적 특성을 나타낸다.

주성과 가까운 곳에서 갈색왜성이 탄생하면 주성으로 끌려들어 결국 별에 합쳐지기 때문이라고 생각된다. 또 다른 이론으로는 행성의 형성 이론과 관련된 것이 있다. 목성형행성이 원시태양계원반에서 심으로 기체를 빠르게 흡수해 질량을 증가시키면 갈색왜성이 될 기체가 없어 갈색왜성이 만들어지기가 어렵다는 것이다.