제임스 웹이 포착한 행성 탄생의 시간 싸움…가스가 먼저 사라질까

가스 행성을 만드는 재료는 풍부하지만 영원하지 않다. 젊은 항성 주위를 도는 원시행성계 원반에는 행성의 재료가 될 가스와 먼지가 들어 있다. 그러나 제트, 항성풍, 항성으로 유입되는 물질, 강한 항성 복사는 이 원반의 물질을 조금씩 우주 공간으로 날려 보낸다.

미국 애리조나대학교의 나만 바자이 연구진은 제임스 웹 우주망원경(JWST)의 중적외선 장비 MIRI 보관 자료를 활용해, 태양과 비슷한 젊은 항성 주위의 기울어진 원반 72개를 비교했다. 대부분은 행성계 형성 초기 단계에 해당하는 ‘클래스 II’ 원반이었다. 연구 결과는 《천문학 저널(The Astronomical Journal)》에 게재됐으며, 원반이 진화하면서 가스를 잃는 방식 자체가 달라진다는 점을 보여준다. 12

핵심은 ‘핵의 성장’과 ‘가스 소실’의 경쟁

암석 행성의 핵이 가스 행성으로 커지려면 주변 원반에 남아 있는 수소와 헬륨을 빠르게 끌어모아야 한다. 원반이 먼저 걷히면 핵은 암석 행성으로 남거나, 대기가 적은 작은 행성이 될 가능성이 크다. 결국 목성과 같은 거대 가스 행성의 탄생은 행성 핵이 대기를 붙잡는 속도와 원반 가스가 사라지는 속도 사이의 시간 싸움인 셈이다. 12

이번 조사가 목성의 정확한 형성 시점을 밝혀낸 것은 아니다. 다만 목성의 핵과 거대한 대기가 젊은 태양계에 상당한 양의 가스가 남아 있을 때 만들어졌어야 한다는 기본 조건을 뒷받침한다. 12

72개 원반에서 확인된 바람과 제트

연구진은 원반에서 빠져나가는 물질을 추적하기 위해 분자와 원자가 내는 적외선 방출을 살폈다. 72개 항성계 중 66곳에서 분자 수소 또는 이온화 네온의 확장 방출이 검출됐다. 구체적으로는 다음과 같은 구조가 확인됐다. 2

• 분자 수소로 추적한 원뿔형 바람 46개
• 이온화 네온으로 추적한 고속 제트 40개

이온화 네온 제트가 발견된 모든 항성계에서는 더 넓게 퍼지는 바람의 흔적도 함께 나타났다. 대부분은 분자 수소가 추적한 바람이었고, 나머지는 원자 산소가 보여주는 바람이었다. 이는 좁고 빠른 제트가 원반 물질을 더 넓은 영역에서 제거하는 과정과 연결돼 있음을 시사한다. 2

다만 이 72개 항성계가 하나의 시스템을 탄생부터 성숙까지 연속 촬영한 것은 아니다. 각각 서로 다른 진화 단계에 있는 항성계를 비교한 것이다. 연구진은 이런 ‘서로 다른 시점의 사진’을 이어 붙여 원반이 시간이 지나며 어떻게 가스를 잃는지에 대한 진화 순서를 재구성했다. 12

초기에는 자기장 제트, 후기에는 항성 복사

관측 결과는 행성계 생애의 첫 수백만 년 동안 원반이 두 가지 주요 방식으로 잇따라 정리되는 그림과 부합한다. 1

초기 단계: 자기장으로 움직이는 제트와 분자 바람

항성으로 유입되는 물질의 양이 많은 시스템일수록 제트와 분자 바람이 나타날 가능성이 높았다. 이는 원반이 아직 젊은 항성에 활발히 물질을 공급하는 초기 단계에서, 자기유체역학적 제트와 바람이 원반 가스 제거를 주도한다는 해석과 일치한다. 12

행성 핵의 관점에서는 이 시기가 특히 중요하다. 원반에 가스가 풍부하게 남아 있지만, 동시에 가장 활발한 유출이 가스를 빼내기 시작하는 시점이기 때문이다.

후기 단계: 약해지는 제트와 복사에 의한 소실

항성으로 물질이 유입되는 속도가 떨어지면 제트도 약해진다. 더 뜨거운 분자 바람을 나타내는 신호가 먼저 희미해지고, 남은 유출은 점점 원자 형태의 바람으로 바뀐다. 연구진은 원반이 얇아지는 이 후기 단계에서 항성 복사, 특히 광증발이 가스 제거에 더 큰 역할을 하는 것으로 해석했다. 12

이는 한 메커니즘이 어느 순간 갑자기 다른 메커니즘으로 교체된다는 뜻은 아니다. 항성과 원반이 진화하면서 각 과정의 상대적인 중요도가 달라진다는 의미다. 이번 관측은 그 전환이 언제 일어나는지 제약하는 데 도움을 주지만, 아직 각 바람이 실제로 얼마나 많은 질량을 제거하는지까지 완전히 보여주지는 않는다. 12

왜 어떤 항성계는 가스 행성을 만들고, 어떤 곳은 만들지 못할까

이번 결과는 비슷해 보이는 젊은 항성계가 서로 다른 행성 구성을 갖게 되는 이유를 설명하는 단서를 제공한다. 어떤 시스템에서는 행성 핵이 충분히 크고 빠르게 성장해 대기를 급격히 끌어모을 수 있다. 반면 다른 시스템에서는 그 문턱에 도달하기 전에 원반 가스 대부분이 사라질 수 있다.

결과를 좌우할 수 있는 요인으로는 원반의 질량, 핵의 성장 속도, 항성의 물질 유입 이력, 자기장과 유출의 세기, 항성의 고에너지 복사량 등이 있다. 이번 연구는 바람에 의한 원반 소실이 이런 차이를 만드는 중요한 요인임을 지지하지만, 가스 행성의 탄생 여부를 결정하는 유일한 원인이라고 말하지는 않는다. 2

태양계도 이런 초기 경쟁의 결과로 볼 수 있다. 약 46억 년 된 현재의 태양계에는 행성 형성 당시의 원반이 남아 있지 않다. 지금의 행성 배열은 초기 태양계에서 행성의 성장, 젊은 태양으로 유입되는 물질, 제트와 바람 및 복사로 빠져나가는 가스가 짧은 시간 동안 경쟁한 결과다. 12

다음 단계는 ‘얼마나 많이’ 빠져나갔는지 측정하는 것

각 진화 단계에서 어떤 유출이 나타나는지 확인하는 것은 중요한 첫걸음이다. 하지만 유출의 존재만으로는 그것이 행성 형성을 좌우할 만큼 충분한 가스를 제거했는지 알 수 없다.

연구진은 앞으로 각 바람의 질량 손실률을 측정하고, 바람이 원반의 어느 반지름에서 시작되는지 확인할 계획이다. 12 이 자료가 확보되면 관측된 적외선 신호를 보다 정량적인 질문과 연결할 수 있다. 실제로 이 바람들이 목성과 같은 거대 가스 행성이 만들어질 확률을 바꿀 만큼 빠르게 원반 가스를 제거하는가?

그 답은 이번 연구가 보여준 진화 순서가 단순히 설득력 있는 시나리오에 그치는지, 아니면 원반 소실이 최종 행성계 구조를 실제로 결정하는 과정을 직접 설명하는지 가르는 기준이 될 전망이다.