갈색왜성

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글리제 229 옆에서 발견된 갈색 왜성 글리제 229B. 이 천체의 질량은 목성의 20~50배에 이른다.

갈색 왜성(褐色矮星)은 질량이 태양의 8% 미만이며(이는 목성 질량의 75 ~ 80배에 이른다), 핵에서 연속적인 수소 핵융합 반응을 유지할만한 중력을 가지지 못하는 천체를 말한다. 이 질량은 가장 가벼운 항성과 가장 무거운 행성의 중간 지대에 해당한다. 90년대 중반 이후 외계 행성들이 많이 발견되고 있는데, 관측 방법의 한계 때문에 궤도경사각이 정확히 밝혀져 있지 않은 경우가 많으며, 이 때문에 일부는 실제로는 행성보다 질량이 훨씬 큰 갈색 왜성일 확률이 있다.

갈색 왜성의 내부는 균일한 대류층으로 구성되어 있기 때문에 주계열성들처럼 층에 따른 화학적 특화가 이루어져 있지 않다. 현재 논란거리는 갈색 왜성의 질량 하한선이다. 보통 목성보다 13배 무거운 갈색 왜성부터 중수소를 태우며, 13배 ~ 65배 사이의 갈색 왜성들은 리튬까지 태울 수 있다. 갈색 왜성은 자신을 공전하는 천체를 거느리기도 하는데, 대표적인 것이 2M1207b이다.

관측 역사[편집]

'갈색 왜성'은 질 타터1975년에 만든 용어로, 원래는 '흑색 왜성'(black dwarfs, 우주 공간을 자유롭게 떠 다니는 어두운 준항성 천체로 질량이 작아서 핵융합 작용을 안정되게 일으킬 수 없는 천체)으로 불렸다. 그러나 현재 흑색 왜성백색 왜성이 식어 버린 상태를 일컫는 용어이다. 갈색 왜성을 가리키는 다른 말로 플라네타 또는 준항성도 제기된 적이 있다.

갈색 왜성이 존재할 수 있는 질량 범위에 대한 이론은 일찍이 등장했다. 쿠마르의 1963년 논문에 의하면 태양질량의 7퍼센트(항성종족 I의 경우) 또는 태양질량 9퍼센트(항성종족 II의 경우)가 중심핵에서 핵융합 작용을 일으켜 항성으로 빛나기 시작하는 하한선이며, 이 질량보다 작은 천체는 일반적인 항성 진화 단계를 걷지 않으며 밀집성으로 진화하게 된다고 주장했다. 이후 80년대 후반에 이르러 중수소 연소가 가능한 질량 하한선은 태양질량의 0.012배까지임이 밝혀졌으며, 갈색 왜성의 바깥쪽 차가운 대기층에서의 먼지 생성 충격에 대한 연구가 이루어졌다.

갈색 왜성은 가시광선을 거의 발산하지 않기 때문에 밤하늘에서 이들을 찾기는 힘들다. 이들은 주로 적외선 영역에서 에너지를 가장 많이 방출한다. 과거 갈색 왜성의 연구 시기 적외선 관측기를 이용하여 갈색 왜성을 찾는 것은 정확성이 매우 떨어졌다.

읽을거리[편집]