제임스 웹이 포착한 행성 탄생의 ‘시간과의 경쟁’

젊은 별 72개가 보여준 ‘가스 소실의 순서’

행성이 태어나는 원시행성계 원반은 영원히 유지되지 않는다. 별 주위를 돌던 가스와 먼지는 바람과 제트, 그리고 별의 고에너지 복사에 의해 서서히 우주 공간으로 흩어진다. 제임스 웹 우주망원경(JWST)의 중적외선 장비 MIRI 관측을 분석한 이번 연구는 이 과정이 무작위가 아니라 일정한 진화 순서를 따를 가능성을 보여줬다. 23

연구진은 대부분 Class II 단계에 해당하고 원반을 비스듬히 바라볼 수 있는 젊은 별 72개의 자료를 분석했다. 그중 66개에서 분자 수소(H₂)와 이온화 네온([Ne II])의 공간적으로 분해된 방출을 확인했다. 원뿔형 H₂ 바람은 46개 원반에서, 원반과 수직으로 뻗는 고속 [Ne II] 제트는 40개 원반에서 발견됐다. 3

초기에는 자기장 구동 바람과 고속 제트가 지배

별이 아직 원반의 물질을 활발히 끌어모으는 초기 단계에서는 두 종류의 흐름이 함께 나타나는 경우가 많았다.

• 분자 수소 바람: 비교적 넓게 퍼지는 따뜻한 분자 가스의 흐름
• 고속 네온 제트: 좁고 빠르게 뻗어나가는 이온화 가스의 흐름

이런 구조는 자기유체역학적 흐름과 일치한다. 즉, 원반의 물질이 별과 원반의 자기장 구조를 따라 위쪽으로 끌려 나가면서 바람과 제트를 형성하는 것이다. 초기의 자기장 구동 바람은 강력해 원반 안의 가스를 빠르게 소모시키는 역할을 한다. 35

관측된 구조는 하나의 흐름 안에 여러 속도와 온도의 층이 겹쳐 있을 수 있음을 보여준다. 다른 JWST 관측에서도 빠르고 좁게 모인 제트가 더 넓고 느린 H₂ 유출 흐름 안쪽에 자리한 ‘중첩 구조’가 확인된 바 있다. 7

별이 나이를 먹으면 원자 바람과 광증발이 중요해진다

별로 물질이 떨어지는 강착률이 낮아질수록 고속 [Ne II] 제트와 H₂ 바람의 검출 빈도는 줄어들었다. 특히 더 뜨거운 H₂ 성분이 더 차가운 성분보다 빠르게 희미해지는 양상이 나타났다. 반면 강착률이 낮은 원반에서는 느린 저속 [Ne II] 흐름과 원자 바람이 상대적으로 두드러졌다. 3

연구진이 제시한 진화상 그림은 다음과 같다.

1. 초기: 자기장이 원반 물질을 끌어내 강력한 분자 바람과 원자 제트를 만든다.
2. 중간 단계: 강착과 자기장 구동 유출이 약해지면서 원반이 점차 얇아진다.
3. 후기: 별의 X선과 자외선이 원반 표면에 더 쉽게 도달한다.
4. 마지막 단계: 고에너지 복사가 원반 표면의 가스를 가열해 탈출시키는 광증발(photoevaporation)이 남은 가스를 제거한다. 23

광증발로 생기는 바람은 초기의 자기장 구동 제트보다 비교적 느리고 주로 원자 상태의 가스로 이뤄진다. 따라서 원반의 가스 소실은 ‘강력한 분자·원자 유출’에서 ‘더 약하지만 지속적인 원자 바람과 광증발’로 넘어가는 방식으로 진행될 수 있다.

왜 목성 같은 가스 행성의 탄생과 연결되나

목성처럼 거대한 가스 행성이 되려면 암석 또는 얼음으로 된 핵이 충분히 이른 시기에 성장해, 원반에 남아 있는 수소와 헬륨을 빠르게 끌어모아야 한다. 제트와 자기장 바람, 그리고 뒤이은 광증발이 가스 저장고를 비워버리면, 핵이 나중에 완성되더라도 거대한 기체 대기를 얻기 어려워진다. 2

결국 핵이 언제 충분히 커지느냐가 중요하다. 일찍 성장한 핵은 빠른 가스 포획을 시작해 가스 행성으로 자랄 수 있지만, 비슷한 핵이라도 늦게 형성되면 원반의 가스가 이미 크게 줄어 작은 행성으로 남을 가능성이 있다. 이는 행성의 변화를 직접 관측한 결과가 아니라, 이번 연구에서 확인된 원반 진화 순서로부터 도출한 해석이다. 23

현재 약 45억~46억 년 된 태양계 역시 젊었을 때 비슷한 단계를 거쳤을 가능성이 있다. 그렇다면 목성은 태양계가 형성된 뒤 처음 수백만 년 동안, 태양 주변의 원시행성계 원반이 자기장 바람과 이후 광증발로 가스를 잃기 전에 거대한 수소·헬륨 외피를 확보했어야 한다. 2

아직 남은 핵심 질문

이번 조사는 바람과 제트가 언제, 어떤 형태로 나타나는지와 시간이 지나면서 어떻게 달라지는지를 보여줬다. 그러나 각 흐름이 실제로 얼마나 많은 질량을 우주로 운반하는지까지 완전히 측정한 것은 아니다. 34

앞으로는 분자·원자 추적 물질을 속도별, 위치별로 더 정밀하게 관측해 다음을 밝혀야 한다.

• 각 제트와 바람이 매년 얼마나 많은 질량을 잃게 하는가;
• 원반의 어느 반지름과 수직 구조에서 각 유출이 시작되는가;
• 바람의 온도와 속도는 무엇이며 시간에 따라 어떻게 변하는가;
• 거대 행성이 가스를 모을 수 있는 시간이 실제로 얼마나 남아 있는가. 34

따라서 현재 자료만으로 모든 원반에 적용되는 정확한 가스 제거 기한이나 각 바람 성분의 정량적 질량 손실률을 제시하기는 어렵다. 다만 이번 결과는 행성 형성이 단순히 ‘행성이 만들어지는 과정’이 아니라, 원반의 가스가 사라지기 전에 핵이 성장해야 하는 시간 경쟁이라는 점을 한층 선명하게 보여준다.