갈색왜성

 

갈색왜성

 

갈색왜성은 실패한 항성이라도고 하는데, 일반적으로 수소가 핵과 헬륨의 핵융합을 유지하기에 충분한 크기가 아닌 준행성입니다. 대신 갈색왜성들은 가장 거대한 가스 행성과 가장 작은 항성 사이의 질량을 가집니다. 갈색왜성은 천체 내부의 층이나 깊이에 따른 화학적 세분화가 일어나지 않고 완전히 대류할 수 있습니다. 그리고 갈색왜성은 중수소를 융합시킬 수 있으며, 가장 거대한 갈색왜성은 리튬도 융합시킬 수 있습니다. 갈색왜성의 수소 융합은 안정적이지 않기 때문에 시간에 따라 냉각되어 점차 이후 스펙트럼 유형을 점진적으로 통과합니다. 

 

 

갈색왜성은 이름은 갈색이지만 맨눈으로 보면 온도별로 색이 달라 보입니다. 가장 뜨거운 갈색왜성은 오렌지나 빨간색일 수 있으며, 그보다 시원한 갈색왜성은 자홍색이나 검은색으로 보일 수 있습니다. 비교적 표면 온도가 낮은 갈색왜성은 가시파장에서는 그다지 밝지 않고 대부분의 빛은 적외선으로 방출됩니다. 천문학자들은 표면 온도에 따른 구별 기준인 스펙트럼 유형별로 자체 발광 천체를 구별합니다. 이러한 기준에 따라 갈색왜성은 M형, L형, T형, Y형으로 분류됩니다. 

 

1960년대 이론적으로 갈색왜성의 실재를 생각해보게 되었는데 이후 2000년 가까이 되어서야 명확한 갈색왜성이 발견되었습니다. 이후 더 발전한 고성능 적외선 검출 장치의 등장으로 수천 개의 갈색왜성을 발견할 수 있었습니다.

 

 

갈색왜성의 특징?

 

갈색왜성과 질량이 작은 항성을 구분하는 방법 중 하나는 리튬의 존재입니다. 갈색왜성에는 리튬이 있지만 저질량 항성에는 리튬이 없습니다. 리튬과 양성자의 융합은 두 개의 헬륨 핵을 생성합니다. 이 반응에 필요한 온도는 수소 융합에 필요한 온도보다 조금 낮습니다. 수소를 융합하는 데에는 고온이 필요하고 고온의 항성들은 리튬을 급속히 소진합니다.

 

주계열성은 냉각되지만 최종적으로는 안정적인 융합을 통해 유지할 수 있는 최소한의 복사 광도에 도달합니다. 그와는 다르게 갈색왜성은 평생 차가워지며 어두워지고 있습니다. 충분히 오래된 갈색 왜성은 매우 약하기 때문에 지구에서 검출하기는 어려울 것입니다. 또한 오래된 갈색왜성은 오랜 기간에 걸쳐 메탄을 축적할 수 있을 정도로 차가운 경우가 있습니다. 온도가 뜨거운 항성은 갈색왜성이 가진 것과 같은 메탄 대기를 형성할 수 없습니다.

 

철 성분의 비는 대기 대류 현상으로 내리는데 갈색왜성에서만 발생하며 작은 항성에서는 불가능합니다. 철 비에 관한 연구는 아직 진행 중이며 모든 갈색왜성이 항상 이와 같은 이상 대기를 가지는 것은 아닙니다.

 

갈색왜성의 후보들을 관찰한 결과 적외선 방출이 밝았다가 어두워졌다가 하는 패턴이 밝혀졌습니다. 이는 극단적인 바람에 의해 교란되는 뜨거운 내부를 비교적 시원하고 불투명한 구름이 가리고 있음을 보여줍니다. 이러한 천체의 날씨는 매우 강하고 목성의 유명한 폭풍과 비슷하지만 그보다 훨씬 정도를 넘어선다고 생각됩니다.

 

NASA의 허블 망원경과 스피처 우주망원경을 사용하여 천문학자들이 한 갈색왜성의 폭풍 대기를 탐사하여 가장 상세한 갈색왜성 '일기도'를 만들었습니다. 이는 바람의 움직임과 행성 크기의 구름을 보여줍니다. 이후 다른 갈색왜성에서 갈색왜성의 초당 풍속을 관찰하고, 과학자들은 발기 변화에 따라 확인된 대기 특징 회전 운동과 갈색왜성 내부에서 발생하는 전자 회전을 비교했습니다. 그 결과 갈색왜성이 강풍을 가질 것이라는 이전 예측을 확인할 수 있었습니다.

 

 

갈색왜성의 분류

M형 

M형 갈색왜성은 5.5 이상의 스펙트럼을 가진 갈색왜성으로 후기 M형 왜성이라고도 부릅니다. M형 갈색왜성은 적색왜성으로 보이기도 합니다.

 

L형

오랜 고전적 항성 배열 중 가장 시원한 유형인 스펙트럼 M형의 정의적 특징은 티타늄 흡수대에 의해 지배되는 광 스펙트럼인 티타늄산화물, 바나듐산화물 분자입니다. 그러나 백색왜성의 시원한 쌍성은 M형 왜성의 특징인 티타늄산화물을 가지고 있지 않았습니다. 그 후 이와 같은 많은 천체들을 식별함으로써 최종적으로 새로운 스펙트럼인 L형 왜성은 금속 산화물 흡수 밴드가 아닌 금속 수소화물 방출 밴드와 알칼리 금속의 현저한 원자선에 의해 정의되었습니다. 이 스펙트럼은 갈색왜성만을 말하는 것이 아니라 갈색왜성 위의 시원한 주계열성 스펙트럼 L2-L6도 포함합니다.

 

T형

T형 왜성은 분홍색을 띠는 자홍색으로 보입니다. L왜성의 근적외성 스펙트럼은 물과 일산화탄소의 강한 흡수 대역을 나타내는 반면, T형 원시성의 근적외성 스펙트럼은 태양계와 타이탄의 거대 행성에서만 발견되는 특징인 메탄으로부터의 흡수 대역에 의해 지배됩니다. 수소 H 밴드와 칼륨 K 밴드의 메탄 흡수를 나타내는 천체의 T형 스펙트럼 분류가 제안되었습니다. T형 왜성 스펙트럼의 녹색 부분에서 나트륨 Na과 칼륨 K 이 흡수되기 때문에 육안으로 보는 T형 왜성의 색은 갈색이 아니라 자홍색으로 나타나는 것으로 추정됩니다. 

 

Y형

가장 시원한 갈색왜성은 유효 온도 500-600 K켈빈으로 추정하여 스펙트럼 등급 T9로 분류되었습니다. 이 특징은 암모니아로부터의 흡수에 의한 것으로 추측되며, 이러한 천체는 Y0입니다. 그러나 이러한 특징은 물이나 메탄에 의한 흡수와 구별하기 어렵습니다.