성간물질은 우주에서 별들이 태어나는 데 중요한 역할을 하는 가스와 먼지입니다. 이 글에서는 성간물질이 무엇인지, 그 안에 어떤 종류가 있는지 쉽게 설명하고, 어떻게 별들이 형성되는지 알아보겠습니다. 성간물질이 별의 탄생과 진화에 어떤 영향을 미치는지 궁금하다면, 이 글을 통해 자세히 배울 수 있습니다. 성간물질이 우주에서 어떤 역할을 하는지 함께 살펴보세요!
목차
1. 성간물질의 두 가지 주요 유형
성간물질은 우주에서 별들과 성단 사이의 공간을 채우고 있는 물질로, 가스와 먼지로 이루어져 있습니다. 이 물질은 매우 얇게 퍼져 있으며, 크게 두 가지 주요 유형으로 나뉩니다. 각 유형의 특성에 대해 자세히 살펴보겠습니다.
1) 중성 수소 원자로 이루어진 구름
첫 번째 유형은 주로 중성 수소 원자로 이루어진 구름입니다. 이 구름에는 1세제곱센티미터당 약 1000개의 원자가 포함되어 있으며, 온도는 대체로 10~100켈빈 사이로 매우 차갑습니다. 이 유형의 성간물질은 비교적 낮은 밀도를 가지며, 우주에서 가장 흔히 발견되는 성간물질 유형입니다.
2) 수소 분자와 다양한 분자가 혼합된 구름
두 번째 유형은 수소 분자와 다른 여러 가지 분자들이 미량 섞여 이루어진 구름입니다. 이 구름은 밀도가 매우 높아서 1세제곱센티미터당 10~10개 이상의 분자가 포함되어 있습니다. 온도는 대체로 10켈빈 이하로 매우 낮습니다. 이 성간물질 유형은 별이 형성되는 중요한 역할을 하며, 새로운 별들이 태어날 때 중요한 기초가 됩니다.
3) 가스와 결합된 먼지 입자
가스와 결합된 먼지는 마이크로미터 이하의 작은 입자들로 이루어져 있으며, 이 먼지들은 여러 단계를 거쳐 응집된 탄소와 금속의 흔적을 지닌 규산염, 얼음 등을 포함하고 있습니다. 이러한 먼지들은 별의 진화 마지막 단계에서 가스가 분출될 때, 또는 적색 거성 단계에서 강한 바람이 일 때 생성됩니다. 이 먼지들의 전체 질량은 성간 가스 질량의 약 1~2% 정도를 차지합니다.
4) 성간물질의 역할
성간물질은 우주에서 중요한 역할을 합니다. 이러한 물질들은 새로운 별을 형성할 수 있는 원재료를 제공합니다. 성간물질에서 발생하는 가스와 먼지는 별들이 태어나는 ‘별 형성’ 지역으로 변하며, 결국 새로운 항성과 행성계를 형성하게 됩니다. 또한, 이 성간물질은 우주의 진화와 물리적 과정에 큰 영향을 미칩니다.
2. 성운
구름이 뜨거운 별 주위에 있게 되면 성간물질은 자외선 복사에 의해 이온화돼 빛을 내는 반면 중성 가스는 빛을 내지 않습니다. 그래서 성운은 밝은가 어두운가에 따라 두 유형으로 쉽게 구분할 수 있습니다.
1) 중성 가스로 이루어진 성운
이런 성운들은 20세기 초에 발견되었으나, 비로소 시작되었습니다. 그것들에 대한 연구는 1970년에 전파 천문학 기술이 발달하면서 산광 성운은 가스와 먼지가 큰 너울처럼 퍼져 있는 것인데, 그 안에서 별이 태어난다. 이런 성운들은 빛을 비교적 잘 투과시키기 때문에 별빛을 보고 탐지할 수 있습니다. 수소 원자가 방출하는 파장이 21 센티미터인 전파가 산광 성운 성운 내부나 부근에서 고온의 별로부터 방출되는 복사 에너지를 받아 빛을 내는 성운으로, 지름이 수광년에서 수십 광년에 이르는 부정형의 가스 성운입니다.
발견됨에 따라, 우리 은하계의 나선팔에 집중되어 있는 산광성운들의 주된 구성 요소가 수소 원자임을 알 수 있었습니다. 분자 구름은 암흑 성운이라고도 불리며, 수소 분자와 먼지가 빽빽이 모여 있어 빛을 가려 어둡게 보이고 있습니다. 암흑 성운에 대해 우리가 아는 것은 대부분 라디오파와 적외선에 대한 연구, 주로 밀리미터 영역에서 얻어진 것입니다. 분자 구름에서는 다양한 분자 100여 개가 탐지되었다. 이런 성운들은 온도가 올라가면 커다란 별들이 생겨나는 터전이 됩니다.
2) 이온화된 가스를 포함하는 성운
O나 B형의 별들이 분자 구름에 가까이 가면 자외선 복사가 원자들을 이온화시킵니다. 그러면 복사를 방출하는 밝은 성운들이 생겨나고 있습니다. 그 대표적인 예로 가장 밝은 오리온 성운, M42 등이 있다. 가스 성운은 흔히 분자 구름으로부터 발달합니다. 오리온 성운이 그 좋은 예인데, 이것은 오리온 분자 구름의 외곽에서 이온화된 작은 파편에 지나지 않습니다. 구름 속에서 형성된 별들이 충분한 온도에 도달할 때 주변을 이온화시키면서 생겨납니다. 성운의 온도는 1만 켈빈 정도까지 올라가고 있습니다.
3) 행성상성운
행성상성운은 별로부터 떨어져 나오는 아주 작은 이온화된 성운들입니다. 이런 성운들은 중심부에 위치한 늙어서 생명을 다하는 작고 뜨거운 별들에서 방출된 자외선을 받아 밝게 빛나고 있습니다. 이런 성운들은 팽창을 하는데, 시간이 지나 크기가 커지면서 광도도 줄어든다. ‘행성상성운’이라는 이름이 붙은 것은 최초의 관측자들이 그 둥근 모양 때문 에 행성으로 착각한 데서 생겨난 것입니다. 행성상성운 중심에는 이 성운을 이루는 가스를 뿜어낸 별의 흔적인 백색 왜성이 있습니다.
4) 초신성의 잔재
큰 질량의 별이 폭발한 후 초신성의 잔재도 성운을 형성합니다. 가스와 먼지는 급속히 팽창해 성간 공간에 얇게 퍼져 있는 가스를 밀어내면서 축적하고 있습니다. 수만 년 후면 이렇게 해서 공간에 쌓인 가스가 성운을 이루게 됩니다. 초신성의 폭발은 오래 전부터 천문학자들에 의해 기록되었으므로 그 자취를 찾아볼 수 있습니다.
가령 1054년 중국 천문학자들은 황소자리에 위치한 새로운 별을 찾아냈는데, 이 별은 1년 만에 사라져버렸다. 이러한 역사적 기록을 통해 현대 천문학자들은 이 폭발의 잔재를 찾아냈는데, 그것이 이른 바 ‘게 성운’이다. 이것은 초속 1000킬로미터로 여전히 팽창하고 있습니다. 이 성운의 중심부에는 0.033초 주기의 펄서를 이루는 중성자별이 있으며, 펄서의 주기가 느려지는 것을 측정하면 그 중성자별의 탄생 연대가 1054년에 해당하는 것을 확인할 수 있습니다.
3. 은하계의 구조와 운동
별들과 성간 물질은 지름이 약 10만 광년 되는 원반을 이루며 분포해 있는데, 그 두툼한 핵 주위의 팽대부 지름은 6000광년 정도이다. 지름이 약 30만 광년 정도인 성간 물질의 구형 헤일로가 팽대부를 중심으로 원반을 둘러싸고 있습니다.
우리 은하를 구성하는 별 중에서 나이가 100억 년 이하인 별을 종족 1, 100억 년 이상인 별을 종족라고 한다. 종족에 속하는 젊은 별들은 원반에 위치하고, 종족 II에 속하는 좀 더 늙은 별들은 핵 부분에 모여 있으며, 구상 성단들은 타원 궤도를 그리며 공전해 헤일로의 외곽에까지 이릅니다.
1) 은하의 중심
1918년 미국의 천문학자 할로우 섀플리(Harlow Shapley, 1885~1972)는 구상 성단의 분포를 조사하다가 우리 은하의 중심이 어디 있는지 알아내었습니다. 그는 세페이드 변광성들의 주기와 광도 사이의 관계를 이용해 성단들 간의 거리를 계산한 끝에, 은하계의 지름을 도출했습니다.
또한 그는 태양이 우리 은하계의 중심에 있지 않다는 사실도 확인했습니다. 태양은 은하계 전체로 보면 아주 작은 천체이며, 수천억 개 이상의 별 중 하나이므로, 이전 세대의 천문학자들이 주장했던 것처럼 은하계의 중심에 위치할 아무런 이유가 없었습니다.
섀플리는 태양이 은하계 중심으로부터 약 3만 광년 떨어진 곳에 원반의 나선팔 중 하나에 위치해 있음을 증명하였습니다. 은하계 중심은 빛이 성간 구름들에 의해 흡수되기 때문에 직접 볼 수는 없습니다. 자료들은 전파 및 적외선, 그리고 X선과 감마선의 방출로부터 얻어집니다. 다음 그림은 우주 탐사선에 의해 기록된 우리 은하의 적외선 복사를 보여주는 합성 사진이다. 은하 중심이 진하게 보이는 이 은하 중심은 궁수자리에 위치합니다.
2) 초중량급 블랙홀
은하핵의 중심부에는 궁수자리 A라 불리는 응축된 전파원(源)에서 파장이 1.3센티미터 정도 되는 강한 전파가 방출되고 있습니다. 이 전파원은 지름이 30천문단위, 즉 0.002광년밖에 되지 않는데, 그 주위에는 약 6광년 거리에서 전파원을 돌고 있는 3개의 별이 관측됩니다. 중심부의 전파원 자리에는 별들이 아주 빽빽하게 모여 있는데, 적외선 관측으로 식별되는 그 중 몇몇 별들은 매우 밝아서 태양 광도의 10만 배 이상입니다.
이처럼 별들이 몰려 있는 것은 은하 중심에 블랙홀이 있기 때문이라는 가설이 수 년째 주장되고 있습니다. 초중량급 블랙홀의 존재를 확증하는 연구는 2002년 10월 한 국제 연구팀에 의해 《네이처》지에 발표되었습니다. 이 천문학자들은 10년째 은하 중심부 별들의 이동을 관찰한 결과, 궁수자리 A에서 얼마 떨어져 있지 않은 별 하나의 가속화 관찰을 근거로 전파원의 위치에 태양 질량의 260만 배나 되는 초중량급 블랙홀이 존재한다는 결론에 이르렀습니다. 별의 진화 과정에서 생긴 태양 질량의 10배 내외 질량을 가진 성간 블랙홀과는 비교가 되지 않는 규모입니다.
3) 우리 은하의 회전
우리 은하는 중력에 의해 국부 은하군을 이루는 약 30개 국부 은하군 우리 은하의 다른 은하들과 연결됩니다. 그러므로 다른 은하들과의 관계를 확실히 알게 되면 우리 은하 전체의 운동도 알 수 있을 것입니다. 우선 중심부를 이루는 물질만이 고체처럼 회전한다는 점을 생각할 수 있습니다.
만일 은하 전체가 같은 방식으로 회전한다면, 별의 속도는 중심부로부터의 거리에 비례할 것입니다. 그러나 은하 중심 부근에서 속도는 처음 급격히 증가하다가 최대치를 넘어서면 줄어들어 1만 광년에서 가장 낮은 속도가 될 수 있습니다.
그리고 다시 태양의 위치 가까이까지 서서히 속도가 증가하다가 은하 외곽까지 일정한 속도를 유지합니다. 이렇게 회전 속도가 태양 근처까지 증가하다 은하 외곽까지 일정다는 것입니다. 질량의 대부분은 은하면에 분포되어 있다. 즉, 해진다는 것은 은하계의 질량 대부분이 중심부에 집중되어 있지 않다는 것을 의미합니다.
4) 암흑 물질의 신비
은하계를 이루는 별들의 질량을 평가해보면 태양 질량의 2×10밖에 되지 않습니다. 여기에 태양 질량의 2×10 정도 되는 성간물질인 가스와 먼지의 질량을 더해도 은하 전체 질량에는 훨씬 못 미칩니다. 천문학자들은 은하가 정상적으로 둥글게 회전하기 위해서는 90% 가까운 물질이 부족하다는 점을 깨닫고 놀라지 않을 수 없었습니다.
1930년대부터 천체물리학자 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky, 1898~1974)는 은하가 주로 보이지 않는 물질로 이루어져 있다는 사실을 깨달았습니다. 그러나 이 보이지 않는 물질이란 대체 무엇인가? 더는 알 수 없었으므로, 천문학자들은 그 부재의 물질을 암흑 물질이라 명명했다. 다른 나선 은하에 대한 측정에서도 이런 현상은 일반적이라는 것이 확인되었습니다.
이런 암흑 물질에 대한 탐구는 70년 이상 동안 천체물리학자들의 관심사가 되었고 여전히 연구가 계속되고 있으며, 알려지지 않고 보이지도 않는 입자들이라면 암흑 물질의 잠재적 후보가 될 수 있을 것입니다. 이 암흑 물질의 일부는 어쩌면 연료를 소진해버려 더 이상은 탐지되지 않는 은하 헤일로의 별들이나, 차고 응축된 커다란 구름이나 검게 꺼져버린 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀 등으로 이루어져 있을지도 모릅니다. 하지만 여전히 암흑 물질의 신비는 확실히 규명되지 않았습니다. 따라서 눈에 보이는 물질만으로 은하계 및 은하단의 역동적 평형을 확보할 수 없으며 이는 빛을 내지 않아 잘 탐지되지 않는 천체들도 많기 때문입니다.