웹이 IC 348에서 찾은 ‘목성 2배’ 갈색왜성

NASA의 제임스 웹 우주망원경이 페르세우스자리의 젊은 별 탄생 영역 IC 348에서 질량이 목성의 약 2배로 추정되는 자유부유 갈색왜성을 찾아냈다. 별을 돌지 않는 이 천체들은 질량만 놓고 보면 거대 행성에 가깝지만, 별이 태어나는 구름 속에서 직접 만들어졌을 가능성이 있어 ‘갈색왜성’ 또는 ‘행성질량 천체’로 분류된다. 별과 행성의 경계가 얼마나 낮은 질량까지 이어질 수 있는지를 시험하는 중요한 발견이다. 1

너무 희미한 천체를 웹은 어떻게 찾았나

IC 348은 지구에서 약 1,000광년 떨어진 페르세우스 별 탄생 영역에 있다. 젊은 별, 먼지, 아직 깊이 묻힌 천체들이 함께 있는 곳이라 가시광선만으로는 가장 차갑고 어두운 대상을 찾아내기 어렵다. 웹은 근적외선에 매우 민감해 이런 희미한 아성 천체까지 관측할 수 있다. 1

탐색은 두 단계로 진행됐다.

1. NIRCam(근적외선 카메라) 영상 관측으로 후보 천체의 적외선 밝기와 색을 측정했다. 젊고 차가운 갈색왜성은 일반 별이나 배경 천체와 다른 색·밝기 특성을 보인다.
2. 이어 NIRSpec(근적외선 분광기) 분광 관측으로 유력 후보의 빛을 파장별로 분석했다. 스펙트럼은 차갑고 젊은 아성 천체의 대기 특성을 보여 주며, 연구진이 질량 같은 물리량을 추정하는 근거가 된다.

이는 IC 348에서 나온 이전 웹 관측을 한 단계 더 밀어붙인 결과다. 초기 탐색에서는 목성 질량의 8배 미만인 자유부유 갈색왜성 3개가 확인됐고, 그중 가장 작은 것은 목성의 약 3~4배였다. 더 깊은 후속 관측에서는 약 2배 질량으로 추정되는 새 구성원이 발견됐다. 3

‘목성 2배’가 별 탄생 이론에 던지는 질문

갈색왜성은 보통 별처럼 중심에서 수소 핵융합을 지속할 만큼 무겁지 않은 천체다. 더 무거운 갈색왜성은 한동안 중수소 핵융합을 할 수 있지만, 장기간 수소 핵융합으로 빛나는 별이 되지는 못한다.

문제는 가장 가벼운 IC 348 천체들이 거대 행성과 비슷한 질량이라는 데 있다. 하지만 이들은 별 주위를 공전하는 행성이 아니라, 홀로 떠다니는 천체다. 이처럼 낮은 질량대에서는 질량 하나만으로 명칭을 가르기 어렵다. 원반에서 만들어진 천체라면 행성으로 이해할 수 있지만, 별처럼 성간 구름의 붕괴로 형성됐다면 행성질량이라 해도 갈색왜성으로 부를 수 있다.

기존의 구름 조각화 모델은 고립된 천체를 수 목성질량 수준까지 작게 만드는 일을 쉽지 않게 본다. NASA는 새 발견이 별 형성 모델에 도전 과제를 제시한다고 설명한다. 다만 이번 관측은 IC 348에서 도달한 낮은 질량 범위를 제약할 뿐, 이 천체들이 정확히 어떤 경로로 만들어졌는지를 단독으로 판정하지는 못한다. 1

‘약 2배’는 직접 잰 무게가 아니다

목성 질량 약 2배라는 값은 천체를 저울에 올려 측정한 결과가 아니라 추정치다. 아주 젊은 갈색왜성은 관측한 밝기와 스펙트럼을, 시간이 흐르며 얼마나 식고 어두워지는지를 예측한 진화 모형과 비교해 질량을 계산한다. 따라서 추정 질량은 천체의 나이와 초기 진화에 관한 가정에 영향을 받는다.

핵심은 이 결과를 갈색왜성과 행성 사이에 정확한 선을 긋는 발견으로 보기보다, IC 348에 매우 낮은 질량대의 아성 구성원이 확인되거나 강하게 뒷받침됐다는 증거로 이해하는 것이다.

행성질량 천체 주변에도 원반이 있다

새로 확인된 IC 348 구성원 가운데 질량이 각각 약 목성 2배와 10배인 두 천체에서는 주변 원반과 연관된 뚜렷한 적외선 초과가 나타났다. 원반은 행성이나 위성이 형성될 수 있는 물질을 품고 있는 구조다.

이는 천체 자체가 행성에 가까운 질량이어도 그 주변에 행성 형성의 재료가 있을 수 있음을 시사한다. 그러나 웹이 이 원반들에서 행성이 만들어지는 장면을 직접 본 것은 아니다. 적외선 초과는 원반 물질의 신호이지, 형성 중인 행성의 직접 검출 증거는 아니다.

제트와 충격파가 가득한 별의 산실

IC 348 모자이크는 갈색왜성 목록 이상을 보여 준다. 갓 태어난 별들이 주변 가스와 먼지로 강력한 유출류를 뿜어내고, 이 흐름이 주변 물질과 부딪히며 환경을 바꾸는 장면도 담겼다. NASA는 신생별에서 나온 강한 제트를 이 영역의 두드러진 특징으로 꼽는다.

이 충돌은 허빅-하로 천체라 불리는 밝은 충격파 구조를 만든다. 시야에는 HH 797, HH 211 같은 구조도 포함돼 있다. 이 한 장면에는 매몰된 원시별, 막 모습을 드러낸 젊은 별, 유출류, 원반, 그리고 가장 희미한 자유부유 아성 천체까지 별 탄생의 여러 단계가 함께 포착됐다.

질량 최저 구간에서 나온 미확인 대기 신호

극저질량 갈색왜성 일부의 스펙트럼에서는 정체가 밝혀지지 않은 지방족 탄화수소와 연관된 흡수 신호도 나타났다. 비슷한 3.4마이크로미터 흡수 특성은 성간물질과 토성·타이탄의 대기에서 보고된 바 있다. 714

연구진은 이 특이한 스펙트럼이 이들 천체를 위한 새로운 분광 분류의 필요성을 제기할 수 있다고 봤다. 하지만 정확히 어떤 분자인지, 새 분류를 도입할지 여부는 아직 확정되지 않았다. 이 신호는 가장 작은 자유부유 갈색왜성의 화학과 대기를 이해하기 위한 단서이지, 결론은 아니다. 9

IC 348이 바꾼 관측의 하한선

웹은 IC 348의 자유부유 갈색왜성 관측 하한을 기존 목성 질량 약 3~4배에서 약 2배까지 낮췄다. 이는 별 탄생 영역이 한때 주로 행성과 연결해 생각하던 질량대의 천체도 만들 수 있음을 보여 준다. 동시에 원반의 존재와 특이한 스펙트럼은 이 천체들의 형성 및 진화 방식에 새 질문을 남긴다.

다음 과제는 더 희미한 대상을 찾는 데 그치지 않는다. 이들이 성간 구름의 직접 붕괴, 다중계에서의 역학적 방출, 원반 분열, 혹은 여러 경로의 조합으로 태어났는지를 가려내는 일이다. 또 그 주변 원반이 훗날 더 작은 세계를 만들 수 있는지도 확인해야 한다.