제임스 웹 우주망원경이 포착한 ‘가스 행성 형성 시계’

제임스 웹 우주망원경(JWST)이 젊은 별 주변에서 행성이 만들어지는 시간을 재는 일종의 **‘원반 소산 시계’**를 더 선명하게 보여줬다. 원반 소산이란 젊은 별을 둘러싼 원시행성계 원반에서 행성의 재료인 가스가 우주 공간으로 빠져나가 원반이 희미해지고 사라지는 과정이다.

JWST의 중적외선 장비인 MIRI 자료를 활용한 이번 조사에서는 서로 다른 진화 단계에 있는 72개 원반을 비교했다. 관측 결과, 별이 아직 원반 물질을 활발히 받아들이는 초기에는 자기장이 만들어낸 강한 분자 바람과 고속 제트가 나타났다. 별로 유입되는 물질이 줄어들수록 이 흐름은 약해지고, 더 느린 원자 바람이 상대적으로 중요해졌다. 이후 별의 X선과 자외선 같은 고에너지 복사가 얇아진 원반에 침투해 남은 가스를 가열하고 날려 보내는 광증발이 진행된다. 12310

이는 모든 행성계에 똑같은 ‘마감 시각’이 있다는 뜻은 아니다. 다만 행성의 핵이 언제 충분히 성장해 가스를 붙잡느냐에 따라 목성형 가스 행성이 될지, 대기가 적은 작은 행성으로 남을지가 달라질 수 있음을 보여준다.

72개 행성 형성 원반에서 확인된 것

연구팀은 JWST/MIRI의 보관 관측 자료를 분석하고, 원반에서 바깥으로 빠져나가는 가스를 추적하기 위해 수소 분자(H₂)와 이온화 네온([Ne II])의 방출선을 살폈다. 72개 계 가운데 66개에서 H₂ 및/또는 [Ne II]의 공간적으로 확장된 방출이 확인됐다. 이 중 46개에서는 원뿔 모양의 H₂ 바람이, 40개에서는 고속 [Ne II] 제트가 식별됐다. 2

두 관측 지표는 서로 다른 가스 흐름을 보여준다.

• **수소 분자(H₂)**는 원반에서 넓은 영역으로 퍼져 나가는 따뜻한 분자 바람을 추적한다.
• **이온화 네온([Ne II])**은 더 뜨거운 원자 가스를 보여준다. 여기에는 빠르고 좁게 모인 제트뿐 아니라 진화한 계에서 나타나는 느린 바람도 포함될 수 있다. 23

이번 결과는 앞선 JWST 관측과도 들어맞는다. 당시 관측에서는 좁고 빠른 제트가 더 넓고 느린 수소 분자 유출 흐름 안쪽에 자리한 ‘중첩 구조’가 확인됐다. 5

별이 나이를 먹으면 바람의 양상이 바뀐다

젊은 별은 원반의 가스를 끌어당기며 성장한다. 이 초기 단계에서는 넓게 퍼지는 분자 바람과 빠른 제트가 함께 나타나는 경우가 많다. 자기장은 원반의 가스를 들어 올린 뒤 바깥쪽으로 유도해 강력한 자기유체역학적 유출을 만든다. 애리조나대학교의 연구 설명에 따르면 일부 자기장 바람은 초당 수십 마일의 속도로 이동한다. 13

그러나 별로 유입되는 물질이 줄어들면 강한 H₂ 바람과 고속 [Ne II] 제트도 감소한다. 남아 있는 유출은 점차 원자 가스 중심의 느린 흐름으로 바뀐다. 이는 태양계 초기 역사에서 가스를 제거하는 주요 방식이 크게 두 단계로 이어졌다는 해석을 뒷받침한다. 먼저 자기장 바람이 작동하고, 뒤이어 별빛이 구동하는 열적 바람 또는 광증발 바람이 중요해진다는 것이다. 12310

그 전환 과정은 다음과 같다.

1. 초기에는 자기장 유출이 우세하다. 자기장 구조가 원반 안쪽과 바깥쪽의 가스를 가속해 별 주변에서 멀리 밀어낸다.
2. 강착과 유출 활동이 약해지며 원반이 얇아진다. 별을 둘러싼 물질이 줄어들면 별에서 나온 고에너지 복사가 원반 안쪽까지 더 깊이 도달할 수 있다.
3. 광증발이 남은 가스를 정리한다. X선과 자외선이 원반 표면을 가열하면 가스가 탈출해, 느리고 대체로 원자 가스로 이뤄진 바람이 된다. 1310

따라서 H₂와 [Ne II] 방출의 형태가 바뀌는 모습은 행성이 만들어질 가스 저장고가 점차 줄어드는 과정과 연결된다.

목성 같은 행성은 왜 서둘러야 하나

가스 행성이 되려면 암석이나 얼음으로 된 핵만으로는 부족하다. 주변 원시행성계 원반에 가스가 충분히 남아 있을 때 수소와 헬륨으로 된 두꺼운 외피를 붙잡아야 한다. 원반 소산으로 가스 저장고가 사라진 뒤에는, 늦게 성장한 핵이 같은 방식으로 빠르게 가스를 모아 목성급 행성으로 커지기 어렵다.

결국 중요한 것은 형성 시점이다.

• 가스가 풍부한 원반에서 핵이 충분히 커지면 대기를 빠르게 끌어모으기 시작할 수 있다.
• 비슷한 질량의 핵이라도 강한 바람과 광증발이 원반을 고갈시킨 뒤 성장 단계에 도달하면, 작은 행성으로 남고 원시 대기도 거의 갖지 못할 수 있다.

다만 이는 행성이 실제로 한 종류에서 다른 종류로 변하는 모습을 직접 관측했다는 뜻은 아니다. 연구진이 관측한 것은 시간이 지나면서 원반의 가용 가스와 가스 제거 방식이 어떻게 달라지는지이며, 최종적인 행성의 모습은 핵의 성장 속도와 원반 구조 등 여러 조건에 좌우된다. 23

애리조나대학교의 연구 요약은 관련 전환이 태양계 생애 첫 1,000만 년 동안 일어난다고 설명한다. 하지만 개별 계에서 거대 행성에 필요한 가스가 사라지는 시점은 훨씬 빠를 수 있다. 현재 근거가 가리키는 것은 모든 행성계에 적용되는 단 하나의 정밀한 마감 시한이 아니라, 거대 행성 형성에 주어진 비교적 짧은 시간대다. 12

46억 년 된 태양계에는 어떤 의미가 있나

오늘날 태양계의 나이는 약 45억~46억 년이다. 하지만 목성은 젊은 태양이 아직 원시행성계 원반에 둘러싸여 있던 시기에 만들어졌다. 초기 태양도 이번 연구에서 제시된 것과 비슷한 순서를 거쳤다면, 목성의 핵은 자기장 바람과 이후 광증발이 성운 가스 대부분을 걷어내기 전에 거대한 수소·헬륨 외피를 확보했어야 한다.

물론 JWST가 목성의 탄생을 직접 촬영한 것은 아니다. 이번 조사는 젊은 별의 원반에서 가스를 제거하는 메커니즘이 별의 진화에 따라 바뀐다는 물리적 틀을 제공한다. 행성 형성에 필요한 가스 공급은 고정돼 있지 않으며, 시간이 지나면서 그 공급을 끊는 방식도 달라진다는 점이 핵심이다. 123

앞으로 확인해야 할 것

72개 원반 조사는 유출의 존재와 형태가 어떻게 달라지는지 보여줬지만, 각각의 바람이 얼마나 많은 질량을 우주로 운반하는지까지 완전히 계산한 것은 아니다. 다음 단계는 관측된 방출을 실제 가스 손실량과 더 정확히 연결하는 것이다.

앞으로의 속도 분해·공간 분해 관측에서는 다음 사항을 확인해야 한다.

• 각 분자 바람, 원자 바람, 제트가 얼마나 많은 질량을 운반하는가;
• 각 유출이 원반의 어느 반지름 영역에서 공급되는가;
• 원반의 어느 수직 층이 제거되고 있는가;
• 바람의 온도와 속도가 시간에 따라 어떻게 변하는가;
• 광증발 단계로 넘어간 뒤 남은 가스가 얼마나 빠르게 사라지는가. 234

이 측정이 이뤄져야 관측된 바람의 순서를 거대 행성 형성 기간으로 얼마나 정확히 환산할 수 있는지 알 수 있다. 현재 JWST가 가장 분명하게 보여준 것은 순서다. 젊은 원반에서는 분자와 자기장 유출이 강하게 나타나고, 시간이 지나면 원자 바람이 우세해지며, 결국 목성형 대기를 만드는 데 필요한 가스 자체가 사라진다.