원시성

원시성은 차갑고 밀도가 높은 성간구름에서 중력수축으로 별이 생성되는 과정 중 초기 단계에 존재하는 천체로서, 자체 중력과 내부 압력경사력이 거의 평형을 이루면서 주위로부터 중심으로 물질 유입이 활발한 천체이다. 원시성은 아직 두꺼운 물질 속에 파묻혀 있어서, 짧은 파장의 빛인 가시광에서는 관측되지 않는다. 대신에 원시성은 파장이 긴 적외선 빛을 밝게 낸다. 적외선 관측이 가능해지면서 원시성을 직접 관측할 수 있게 되었고, 별이 어떻게 태어나는지 더 잘 이해하게 되었다. 원시성은 큰 성간구름이 중력 수축과 쪼개짐의 과정을 반복하여 거쳐 만들어진다. 중력이 내부 압력경사력과 비슷하지만 여전히 크기 때문에, 수소핵융합반응이 진행되는 완전한 별로 탄생하기 전까지는 서서히 수축하는 과정을 겪게 된다. 원시성 주변에는 원시성으로 유입되는 물질로 이루어진 부착원반 또는 행성계원반, 원시항성풍, 쌍극분출 제트 같은 구조들이 존재한다. 원시성은 황소자리T형별 단계를 거쳐 주계열성으로 진화한다.

목차

하나의 큰 성간구름이 자체 중력에 의해 수축을 시작하면 밀도가 높아져 중력불안정이 야기되어 구름은 작은 여러 개의 덩어리로 쪼개진다. 쪼개진 조각 각각은 계속해서 수축하여 밀도가 더 높아지고, 다시 더 작은 조각으로 쪼개져 결국 수십, 수백개의 조각이 된다. 이렇게 밀도가 매우 높은 작은 구름 조각을 분자심(molecular core)이라고 부른다. 성간구름은 대부분 수소기체로 이루어져 있고, 구름의 밀도가 높아지면, 수소는 분자 형태를 가지게 되기 때문에, 별이 태어나는 성간구름은 분자구름이다. 각각의 분자심이 수축하면, 분자심의 매우 안쪽에서는 밀도와 온도가 올라가서 내부 압력이 상승하여, 안쪽으로 수축하려는 중력을 저지하므로 수축이 매우 더디어진다. 이렇게 밀도가 매우 높아서 빛이 좀처럼 투과하지 못하고 자체중력과 내부 압력이 거의 평형을 이루고 있는 분자심의 중심부분을 원시성이라고 부른다(그림 1). 하지만, 중력이 내부압력에 비해 여전히 크기 때문에, 중심에서 수소핵융합반응이 일어나 내부 압력이 중력과 완전히 평형을 이루기 전까지는 서서히 계속해서 수축하게 된다.

그림 1. 스피처우주망원경으로 관측한 페르세우스성운의 동쪽 가장자리 근처에서 생성되고 있는 원시성들의 적외선 이미지. 원시성들의 나이는 약 3백만년이다.그림 오른쪽에 빨간-분홍색 점으로 보인다. 분홍색은 원시성들이 여전히 성간먼지와 가스에 둘러싸여 있다는 것을 의미한다. 이 원시성들은 약 300개 이상의 별들로 구성된 IC348성단의 일부이다. 페르세우스성운은 그림의 가운데에 거대한 초록색 분자운으로 보이며, 초록색의 가늘게 피어나는 연기처럼 보이는 부분은 별이 생성되는 영역 근처에서 빛나는 다환방향족탄화수소(Polycyclic Aromatic Hydrocarbons, PAHs)라고 불리는 유기화합물이다. 또한 주황-빨간색의 연기처럼 보이는 부분은 새로이 생성되는 별들에 의해 뜨거워진 성간먼지 입자들이다. 페르세우스성운은 페르세우스자리에서 약 1,043 광년 떨어져 있다. 이 이미지는 4.5 μm(파랑), 8.0 μm(초록), 그리고 24 μm(빨강)의 세 파장의 관측 데이타를 합성해서 만들었다.(출처: )

원시성은 그를 둘러싸고 있는 두꺼운 구름으로부터 물질을 계속 공급받아 질량을 불려간다. 이때 물질은 원시성 주위에 생성된 원반으로 원시성으로 공급된다. 분자심이 중력수축을 할때, 초기에 가지고 있던 각운동량 때문에 점점 빠른 회전을 하게 되어, 유입하는 물질은 납작한 형태가 되고, 원시성 둘레를 회전하는 부착원반(accretion disk)이 만들어진다. 물질이 부착원반에서 서서히 수축하는 원시성의 표면으로 떨어지면, 원시성의 표면에는 격렬한 활동이 일어나고, 이러한 활동은 태양풍에 비해 훨씬 강하고 밀도가 높은 원시항성풍을 일으킨다. 강한 원시항성풍과 원시성 주위에 만들어진 원반이 상호작용하여 원반의 수직한 위 아래의 두 방향으로 뻗어나가는 제트 모양의 쌍극분출을 만든다(그림 2). 원시성 둘레의 원반은 별이 만들어지는 동안 원시성에 물질을 공급하는 곳이기도 하지만, 향후 행성이 만들어지는 곳이기도 하여, 원시행성계원반(planetary disk)이라고 불린다. 태양과 같은 질량을 가진 별의 탄생 과정에서는 중심천체가 약 50만년 동안 원시성 단계에 있으며, 50만년이 지나면 중심온도가 백만 K에 육박하게 된다. 이 단계를 황소자리T형별이라고 한다. 하지만 황소자리T형별도 수소핵융합반응이 시작되는 천만 K에는 미치지 못하기 때문에 여전히 태양보다 훨씬 크며, 수성의 궤도까지 채우는 정도의 크기이다.

그림 2. 원시성 주변 구조의 모식도(출처: )

태양과 같은 주계열성은 수소핵융합반응으로 에너지를 만들어 빛나고 있다. 원시성 역시 빛을 방출하지만, 이 빛은 중력에너지가 변환된 결과이다. 원반으로 원시성으로 공급되는 물질은 원반 안쪽에서 자유낙하를 하며 떨어져 원시성 표면에 충돌하게 된다. 이때 충격파가 만들어져 원시성 표면을 데우게 된다. 즉, 물질이 가지고 있던 중력에너지가 충격에너지로, 그리고 다시 열에너지로 변화된 것이다. 이렇게 데워진 원시성의 표면온도는 3,000 K에서 4,000 K 정도이다. 원시성 주위를 둘러싸고 있는 물질에 포함된 차가운 먼지티끌은 원시성에서 방출된 짧은 파장의 빛을 흡수하여 데워진다. 이렇게 데워진 먼지티끌은 긴 파장의 빛을 방출하게 되므로, 원시성은 결국 적외선과 같이 긴 파장의 빛에서만 관측이 된다.