우리에게 익숙한 소행성은 표면에 수많은 크레이터가 있는, 작은 달 같은 모습이다. 따라서 2019년 나사(NASA·미 항공우주국)의 뉴허라이즌스 호가 태양계에서 가장 먼 소행성인 486958 아로코스(Arrokoth, 이전 명칭: 2014 MU69)의 모습을 전송해 왔을 때 많은 사람들이 놀라지 않을 수 없었다. 아로코스는 일반적으로 상상하는 소행성의 이미지와 달리 두 개의 구형 얼음 천체가 붙어 있는 ‘눈사람’ 모양이기 때문이다. 과학자들은 아로코스가 단순히 겉보기만 그런 것이 아니라, 실제로 두 개의 소행성이 접촉해 형성된 접촉 쌍성계(contact binary)라는 사실을 알아냈다. 2020년 나사의 뉴허라이즌스 팀은 두 개의 소행성이 시속 15km의 느린 속도로 가까이 붙어 접촉 쌍성계를 형성한 결과로 분석했다. 하지만 다른 과학자들은 여기에 의문을 품고 새로운 가설을 제시했다. 8일 학계에 따르면 미시간 주립대 대학원생인 잭슨 반스가 이끄는 미국 미시간 주립대학교 연구팀은 새로운 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 일어나기 힘든 소행성 충돌보다 ‘중력 붕괴’(gravitational collapse) 과정이 눈사람 형태를 자연스럽게 만들어낼 수 있음을 입증했다. 이 연구는 왕립 천문학회 월간회보(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society)에 발표됐다. 아로코스 같은 눈사람 모양의 소행성은 태양계 외곽에 있는 카이퍼 벨트(Kuiper Belt)에 생각보다 흔해 전체 소행성의 약 10%를 차지하는 것으로 추정된다. 그러나 왜 흔한지는 오랫동안 과학자들 사이에서 논란이 되어 왔다. 간단히 접촉에 의해 생성되기엔 소행성 간의 거리가 매우 멀기 때문이다. 카이퍼 벨트는 화성과 목성 사이의 소행성대와 달리, 천체들이 수백만 km 이상 떨어져 있어 충돌 확률이 극히 낮다. 따라서 충돌설로는 이렇게 접촉 쌍성계가 흔한 이유를 설명할 수 없다. 연구팀은 보다 현실적인 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 태양계 초기에 어떻게 카이퍼 벨트 소행성들이 형성되는지 분석했다. 이전의 컴퓨터 모델들은 충돌하는 천체를 흐르는 덩어리로 취급해, 두 개의 덩어리로 된 독특한 눈사람 형태를 구현할 수 없었지만, 미시간 주립대의 사이버 연구소(ICER)의 고성능 컴퓨팅 클러스터와 새로운 모델 덕분에 이번 연구에서는 천체들이 자기 강도를 유지하면서 서로 부딪히고 접촉하는 현실적인 환경을 시뮬레이션 하는데 성공했다. 연구팀은 태양계 초기 원시행성계 원반(protoplanetary disk)의 먼지 입자들이 점차 뭉쳐져 소행성 크기의 원시 미행성(planetesimal)이 형성되는 과정부터 시뮬레이션 했다. 그리고 이 과정에서 성운이 회전하면서 물질이 안쪽으로 빨려 들어가면, 일부 미행성들이 찢어져 서로 공전하는 두 개의 미행성이 생성될 수 있다는 점을 확인했다. 이 시뮬레이션에서 두 천체는 나선형 궤도를 따라 안쪽으로 이동해 서로 부드럽게 접촉하고 융합하여 최종적으로 눈사람 형태의 접촉 쌍성계를 만들었다. 연구를 주도한 미시간 주립대의 셋 제이컵슨 교수는 “접촉 쌍성계가 전체 소행성의 10%를 차지한다면, 그 형성 과정은 희귀한 일이 될 수 없다”며, “중력 붕괴는 우리가 관측한 것과 잘 맞는 설명”이라고 강조했다. 하지만 반대로 카이퍼 벨트 소행성의 충돌 확률이 낮기 때문에 일단 형성된 접촉 쌍성계는 다른 소행성 충돌로 분리되지 않고, 오랜 시간 동안 안정적으로 존재할 수 있다. 실제로 아로코스 표면에는 크레이터나 충돌 흔적이 거의 없는데, 이는 오랜 시간 동안 충돌 없이 안정적으로 유지됐다는 증거다. 연구팀은 이 모델이 3개 이상의 천체로 구성된 다중성계(triple or higher-order binaries)의 형성 메커니즘을 이해하는 데도 도움이 될 것으로 보고 있다. 현재 연구팀은 더 정밀한 중력 붕괴 모델을 개발 중이며, 향후 NASA의 탐사 임무를 통해 카이퍼 벨트의 더 많은 ‘눈사람’ 소행성이 발견될 것으로 기대하고 있다.

밤하늘에 빛나는 별은 우리 태양처럼 그 자리에서 영원한 존재처럼 보인다. 하지만 사실 태양을 포함한 모든 별은 정해진 수명이 있다. 그리고 그 수명 동안 제자리에 멈추지 않고 각자의 길을 간다. 천문학자들은 망원경으로 별의 이동을 관측해 별이 각자 고유 운동(proper motion)을 지니고 있다는 사실을 발견했다. 태양도 멈춰 있지 않다는 사실도 확인됐다. 태양은 은하 중심을 기준으로 초속 220㎞의 속도로 이동한다. 그럼에도 은하계가 흩어지지 않는 이유는 은하계의 강한 중력이 별들이 도망가는 것을 막기 때문이다. 결국 각자 달려봐야 은하계의 중력권 안에서 이동하면서 대략 2억년 주기로 공전한다. 그런데 과학자들은 수많은 별을 관측하면서 드물긴 하지만, 다른 별과는 비교도 안 될 정도로 빠른 별을 관측했다. 이런 별들은 초고속 별(HVS, hyper-velocity stars)로 분류되는데, 속도가 초속 1000㎞가 넘는 것도 있다. 이는 우리 은하계의 중력을 이겨내고 외부로 달아날 수 있는 엄청난 속도다. 과학자들은 어떤 과정을 거쳐 이렇게 과속하는 별이 생성될 수 있는지 연구했다. 초고속 별의 생성을 설명할 수 있는 대표적인 가설은 거대 질량 블랙홀의 중력이다. 블랙홀의 강한 중력으로 인해 가까이 다가갔던 별이 운 좋게 탈출하면서 중력 도움을 얻어 가속되는 경우다. 또 다른 가설은 1961년 네덜란드의 천문학자 아드리안 블라우프가 주장한 것으로 본래 두 개의 별이 쌍성계를 이루고 있다가 동반성이 초신성 폭발을 일으켜 다른 별이 튕겨져 나갔다는 것이다. 하지만 초신성 폭발 잔해는 우주적인 관점에서 보면 짧은 시간인 몇만년 정도면 사라지기 때문에 이 가설을 검증하는 일은 쉽지 않다. 지금까지 초신성 연관 초고속 별의 유일한 예외는 태양 질량의 12~13배 정도 되는 별인 HD 37424로 초신성 잔해 S147에서 발견됐기 때문에 확실한 사례로 여겨진다. 최근 독일 예나 대학의 바하 딘첼(Baha Dinçel)이 이끄는 연구팀은 유럽 우주국의 가이아 데이터를 분석해서 초고속 별 가운데 쌍성계-초신성 탈출에 해당되는 경우가 또 있는지 연구했다. 그 결과 HD 254577이 새로운 후보로 지목됐다. 이 별의 움직임을 역추적한 결과 연구팀은 해파리 성운(Jellyfish Nebula)으로 알려진 IC 443이 이 별과 함께 공전했던 사라진 동반성이라는 사실을 확인했다. 해파리 성운은 1만~3만년 전 초신성 폭발의 잔해로 대략 지구에서 5000광년 떨어져 있다. 과거 두 개의 무거운 별이 서로의 질량 중심을 기준으로 빠르게 공전하다가 한쪽이 초신성 폭발로 다른 쪽을 밀어내면서 상당히 무거운 초고속 별인 HD 254577이 탄생한 것이다. 우주에는 태양처럼 혼자 있는 별 못지않게 동반성과 함께 공전하는 쌍성계가 흔하다. 초신성 폭발을 일으키는 무거운 별 가운데도 쌍성계를 쉽게 찾을 수 있다는 점을 생각하면 자신의 짝을 잃고 은하계를 질주하는 초고속 별의 사례는 더 흔할 가능성이 있다. 과학자들은 이들을 연구해 우주의 미스터리 중 하나였던 초고속 별의 생성 원인을 정확히 밝혀낼 것이다.

밤하늘에 빛나는 별은 우리 태양처럼 그 자리에서 영원한 존재처럼 보인다. 하지만 사실 태양을 포함한 모든 별은 정해진 수명이 있다. 그리고 그 수명 동안 제자리에 멈추지 않고 각자의 길을 간다. 천문학자들은 망원경으로 별의 이동을 관측해 별이 각자 고유 운동(proper motion)을 지니고 있다는 사실을 발견했다. 태양도 멈춰 있지 않다는 사실도 확인됐다. 태양은 은하 중심을 기준으로 초속 220㎞의 속도로 이동한다. 그럼에도 은하계가 흩어지지 않는 이유는 은하계의 강한 중력이 별들이 도망가는 것을 막기 때문이다. 결국 각자 달려봐야 은하계의 중력권 안에서 이동하면서 대략 2억년 주기로 공전한다. 그런데 과학자들은 수많은 별을 관측하면서 드물긴 하지만, 다른 별과는 비교도 안 될 정도로 빠른 별을 관측했다. 이런 별들은 초고속 별(HVS, hyper-velocity stars)로 분류되는데, 속도가 초속 1000㎞가 넘는 것도 있다. 이는 우리 은하계의 중력을 이겨내고 외부로 달아날 수 있는 엄청난 속도다. 과학자들은 어떤 과정을 거쳐 이렇게 과속하는 별이 생성될 수 있는지 연구했다. 초고속 별의 생성을 설명할 수 있는 대표적인 가설은 거대 질량 블랙홀의 중력이다. 블랙홀의 강한 중력으로 인해 가까이 다가갔던 별이 운 좋게 탈출하면서 중력 도움을 얻어 가속되는 경우다. 또 다른 가설은 1961년 네덜란드의 천문학자 아드리안 블라우프가 주장한 것으로 본래 두 개의 별이 쌍성계를 이루고 있다가 동반성이 초신성 폭발을 일으켜 다른 별이 튕겨져 나갔다는 것이다. 하지만 초신성 폭발 잔해는 우주적인 관점에서 보면 짧은 시간인 몇만년 정도면 사라지기 때문에 이 가설을 검증하는 일은 쉽지 않다. 지금까지 초신성 연관 초고속 별의 유일한 예외는 태양 질량의 12~13배 정도 되는 별인 HD 37424로 초신성 잔해 S147에서 발견됐기 때문에 확실한 사례로 여겨진다. 최근 독일 예나 대학의 바하 딘첼(Baha Dinçel)이 이끄는 연구팀은 유럽 우주국의 가이아 데이터를 분석해서 초고속 별 가운데 쌍성계-초신성 탈출에 해당되는 경우가 또 있는지 연구했다. 그 결과 HD 254577이 새로운 후보로 지목됐다. 이 별의 움직임을 역추적한 결과 연구팀은 해파리 성운(Jellyfish Nebula)으로 알려진 IC 443이 이 별과 함께 공전했던 사라진 동반성이라는 사실을 확인했다. 해파리 성운은 1만~3만년 전 초신성 폭발의 잔해로 대략 지구에서 5000광년 떨어져 있다. 과거 두 개의 무거운 별이 서로의 질량 중심을 기준으로 빠르게 공전하다가 한쪽이 초신성 폭발로 다른 쪽을 밀어내면서 상당히 무거운 초고속 별인 HD 254577이 탄생한 것이다. 우주에는 태양처럼 혼자 있는 별 못지않게 동반성과 함께 공전하는 쌍성계가 흔하다. 초신성 폭발을 일으키는 무거운 별 가운데도 쌍성계를 쉽게 찾을 수 있다는 점을 생각하면 자신의 짝을 잃고 은하계를 질주하는 초고속 별의 사례는 더 흔할 가능성이 있다. 과학자들은 이들을 연구해 우주의 미스터리 중 하나였던 초고속 별의 생성 원인을 정확히 밝혀낼 것이다.

모든 별은 태어날 때 질량에 따라 수명이 정해져 있다. 현재 46억 살인 태양은 약 50억 년 뒤 거대하게 부풀어 오르는 적색거성이 돼 우주로 가스를 방출하며 죽음을 맞이한다. 이런 가스로 인해 생겨난 성운을 행성상 성운(planetary nebula)이라고 부른다. 과학자들은 여러 단계에 있는 별과 행성상 성운을 관측하며 이 시나리오를 자신 있게 말할 수 있다. 허블 우주 망원경이 많은 행성상 성운을 관측해 왔으며, 최근에는 제임스 웹 우주 망원경(JWST)이 허블이 보지 못한 영역까지 확인하며 별의 죽음에 대한 이해를 높이고 있다. 쌍성계와 ‘붉은 거미’ 모양의 비밀 그중 하나가 바로 붉은 거미 성운(Red Spider Nebula)이라는 별명을 지닌 NGC 6537이다. 허블 우주 망원경이나 지상 광학 망원경으로 관측했을 때 이 성운은 이름처럼 붉은 가스가 거미가 다리를 뻗는 듯한 독특한 형상을 하고 있었다. 이 특이한 모양의 원인은 동반성 때문이다. 붉은 거미 성운의 중심부에는 죽어가는 별과 아직 살아있는 동반성이 함께 공전하는 쌍성계가 숨어 있다. 죽어가는 별이 방출하는 가스는 동반성의 중력과 공전에 의해 간섭받으면서 공처럼 둥글게 퍼지지 못하고 마치 거미 다리처럼 보이는 복잡한 흐름으로 변한 것이다. 제임스 웹이 포착한 ‘숨겨진’ 가스 붉은 거미 성운의 중심부에는 타고 남은 잔해인 백색왜성과 가스가 아직 뜨거운 상태로 초속 300㎞의 빠른 속도로 가스를 뿜어내고 있다. 이 뜨거운 가스는 광학 망원경에서 붉은색으로 빛난다. 하지만 팽창하면서 온도가 내려간 가스는 가시광 영역에서는 보이지 않는다. 바로 이 지점에서 제임스 웹 우주 망원경의 역할이 중요해진다. 제임스 웹은 더 차가워진 가스에서 방출되는 적외선을 포착할 수 있기 때문이다. 제임스 웹의 근적외선 카메라(NIRCam)는 기존에 거미의 다리 부분으로만 보였던 영역을 넘어 넓게 펼쳐진 성운의 가스 팽창을 상세히 관측했다. 제임스 웹의 상세한 적외선 관측 덕분에 붉은 거미 성운은 더 이상 거미처럼 보이지 않게 되었지만, 과학자들은 죽어가는 별이 다음 세대 별과 행성의 재료가 되는 가스와 먼지를 우주로 방출하는 메커니즘을 더욱 상세히 파악할 수 있게 되었다. 동반성이 없는 태양은 행성상 성운으로 변했을 때 거미나 나비 같은 복잡한 형태보다는 단순한 공 모양을 보여줄 가능성이 높다. 그때 인류가 존재하지 않더라도, 태양의 마지막이 만들어낼 형형색색의 아름다운 모습은 다른 외계 생명체에 깊은 감동을 줄 수도 있을 것이다.

모든 별은 태어날 때 질량에 따라 수명이 정해져 있다. 현재 46억 살인 태양은 약 50억 년 뒤 거대하게 부풀어 오르는 적색거성이 돼 우주로 가스를 방출하며 죽음을 맞이한다. 이런 가스로 인해 생겨난 성운을 행성상 성운(planetary nebula)이라고 부른다. 과학자들은 여러 단계에 있는 별과 행성상 성운을 관측하며 이 시나리오를 자신 있게 말할 수 있다. 허블 우주 망원경이 많은 행성상 성운을 관측해 왔으며, 최근에는 제임스 웹 우주 망원경(JWST)이 허블이 보지 못한 영역까지 확인하며 별의 죽음에 대한 이해를 높이고 있다. 쌍성계와 ‘붉은 거미’ 모양의 비밀 그중 하나가 바로 붉은 거미 성운(Red Spider Nebula)이라는 별명을 지닌 NGC 6537이다. 허블 우주 망원경이나 지상 광학 망원경으로 관측했을 때 이 성운은 이름처럼 붉은 가스가 거미가 다리를 뻗는 듯한 독특한 형상을 하고 있었다. 이 특이한 모양의 원인은 동반성 때문이다. 붉은 거미 성운의 중심부에는 죽어가는 별과 아직 살아있는 동반성이 함께 공전하는 쌍성계가 숨어 있다. 죽어가는 별이 방출하는 가스는 동반성의 중력과 공전에 의해 간섭받으면서 공처럼 둥글게 퍼지지 못하고 마치 거미 다리처럼 보이는 복잡한 흐름으로 변한 것이다. 제임스 웹이 포착한 ‘숨겨진’ 가스 붉은 거미 성운의 중심부에는 타고 남은 잔해인 백색왜성과 가스가 아직 뜨거운 상태로 초속 300㎞의 빠른 속도로 가스를 뿜어내고 있다. 이 뜨거운 가스는 광학 망원경에서 붉은색으로 빛난다. 하지만 팽창하면서 온도가 내려간 가스는 가시광 영역에서는 보이지 않는다. 바로 이 지점에서 제임스 웹 우주 망원경의 역할이 중요해진다. 제임스 웹은 더 차가워진 가스에서 방출되는 적외선을 포착할 수 있기 때문이다. 제임스 웹의 근적외선 카메라(NIRCam)는 기존에 거미의 다리 부분으로만 보였던 영역을 넘어 넓게 펼쳐진 성운의 가스 팽창을 상세히 관측했다. 제임스 웹의 상세한 적외선 관측 덕분에 붉은 거미 성운은 더 이상 거미처럼 보이지 않게 되었지만, 과학자들은 죽어가는 별이 다음 세대 별과 행성의 재료가 되는 가스와 먼지를 우주로 방출하는 메커니즘을 더욱 상세히 파악할 수 있게 되었다. 동반성이 없는 태양은 행성상 성운으로 변했을 때 거미나 나비 같은 복잡한 형태보다는 단순한 공 모양을 보여줄 가능성이 높다. 그때 인류가 존재하지 않더라도, 태양의 마지막이 만들어낼 형형색색의 아름다운 모습은 다른 외계 생명체에 깊은 감동을 줄 수도 있을 것이다.

우주에서 태양과 같은 단일성(솔로) 별만큼이나 두 개 이상의 별이 모인 다중성계(커플)도 흔하다. 과거 과학자들은 쌍성계 이상의 다중성계에서는 동반성들의 중력 간섭으로 인해 행성이 생성되거나 안정적인 궤도를 유지하기 어려울 것이라고 생각했다. 하지만 최근 알파 센타우리와 같은 다중성계에서 외계 행성이 발견되면서 이 가설은 수정되고 있다. 전에 없던 ‘2+1’ 구성 행성계 벨기에 리에주 대학의 세바스티앙 쥐니가-페르난데스(Sebastián Zúñiga-Fernández)가 이끈 천문학자 팀은 NASA의 행성 사냥꾼 TESS와 지상 망원경을 이용해 지구에서 190광년 떨어진 적색왜성 쌍성계 TOI-2267을 관측했다. 이 쌍성계는 독특하게도 전에 보고된 적이 없는 ‘2+1’ 구성의 외계 행성 세 개를 포함하고 있는 것으로 밝혀졌다. 두 동반성(TOI-2267A와 TOI-2267B)은 태양과 지구 거리의 8배 정도 되는 가까운 거리에서 서로 공전하고 있다. -TOI-2267A: 이 별 주위에는 두 개의 지구 크기 행성이 각각 2.28일과 3.49일의 짧은 주기로 공전하고 있다. -TOI-2267B: 다른 동반성인 이 별 주위에는 한 개의 지구형 행성이 2.03일 주기로 공전하고 있다. 이 세 외계 행성이 모항성에 매우 가깝게 붙어서 공전하고 있기 때문에, 다른 동반성의 강한 중력에도 불구하고 안정적인 궤도를 유지할 수 있었던 것으로 보인다. 행성 생성 미스터리 TOI-2267 쌍성계의 두 별은 너무 가까워 서로의 원시행성계 원반(행성이 생성되는 가스와 먼지 구름)에 강력하게 중력적으로 간섭할 수 있는 위치에 있다. 이러한 극한의 환경에서 행성이 어떻게 세 개씩이나 생성될 수 있었는지는 여전히 미스터리이다. 연구팀은 앞으로 더 강력한 망원경으로 TOI-2267 2+1 행성계를 관측하여, 이 독특한 쌍성계에서 행성이 생성된 메커니즘을 밝혀낼 단서를 찾을 수 있기를 기대하고 있다.

우주에서 태양과 같은 단일성(솔로) 별만큼이나 두 개 이상의 별이 모인 다중성계(커플)도 흔하다. 과거 과학자들은 쌍성계 이상의 다중성계에서는 동반성들의 중력 간섭으로 인해 행성이 생성되거나 안정적인 궤도를 유지하기 어려울 것이라고 생각했다. 하지만 최근 알파 센타우리와 같은 다중성계에서 외계 행성이 발견되면서 이 가설은 수정되고 있다. 전에 없던 ‘2+1’ 구성 행성계 벨기에 리에주 대학의 세바스티앙 쥐니가-페르난데스(Sebastián Zúñiga-Fernández)가 이끈 천문학자 팀은 NASA의 행성 사냥꾼 TESS와 지상 망원경을 이용해 지구에서 190광년 떨어진 적색왜성 쌍성계 TOI-2267을 관측했다. 이 쌍성계는 독특하게도 전에 보고된 적이 없는 ‘2+1’ 구성의 외계 행성 세 개를 포함하고 있는 것으로 밝혀졌다. 두 동반성(TOI-2267A와 TOI-2267B)은 태양과 지구 거리의 8배 정도 되는 가까운 거리에서 서로 공전하고 있다. -TOI-2267A: 이 별 주위에는 두 개의 지구 크기 행성이 각각 2.28일과 3.49일의 짧은 주기로 공전하고 있다. -TOI-2267B: 다른 동반성인 이 별 주위에는 한 개의 지구형 행성이 2.03일 주기로 공전하고 있다. 이 세 외계 행성이 모항성에 매우 가깝게 붙어서 공전하고 있기 때문에, 다른 동반성의 강한 중력에도 불구하고 안정적인 궤도를 유지할 수 있었던 것으로 보인다. 행성 생성 미스터리 TOI-2267 쌍성계의 두 별은 너무 가까워 서로의 원시행성계 원반(행성이 생성되는 가스와 먼지 구름)에 강력하게 중력적으로 간섭할 수 있는 위치에 있다. 이러한 극한의 환경에서 행성이 어떻게 세 개씩이나 생성될 수 있었는지는 여전히 미스터리이다. 연구팀은 앞으로 더 강력한 망원경으로 TOI-2267 2+1 행성계를 관측하여, 이 독특한 쌍성계에서 행성이 생성된 메커니즘을 밝혀낼 단서를 찾을 수 있기를 기대하고 있다.

천문학자들은 몇십 년 동안 6000개가 넘는 외계행성을 발견했다. 처음 발견한 행성들은 별에서 매우 가깝고 목성보다 큰 행성으로 태양계에는 존재하지 않는 형태의 행성들이었다. 과학자들은 이들 행성을 뜨거운 목성형 행성으로 분류했다. 이후 과학자들은 지구와 비슷한 암석 행성을 비롯해 슈퍼지구형 외계행성, 미니 해왕성형 외계행성 등 다양한 외계 행성을 발견했지만, 뜨거운 목성형 행성은 여전히 과학계에서 뜨거운 감자로 많은 논쟁과 연구 대상이 되고 있다. 기존의 행성 생성 이론으로는 설명하기 힘든 천체이기 때문이다. 행성은 갓 태어난 별 주변의 가스와 먼지구름인 원시 행성계 원반에서 태어나는데, 별에 가까운 곳에서는 강한 항성풍과 높은 온도로 인해 가스와 먼지가 뭉쳐 행성을 형성하기 힘들다고 알려져 있다. 이는 이론적으로 예측됐을 뿐 아니라 실제 관측을 통해서도 밝혀졌다. 따라서 뜨거운 목성형 행성들은 가스와 먼지가 풍부한 먼 궤도에서 생성된 후 수성 궤도보다 훨씬 안쪽 궤도로 이동한 것으로 여겨진다. 하지만 일반적으로 목성보다 큰 행성을 이렇게 먼 장소로 이동시키기 위해서는 매우 큰 힘이 필요하다. 과학자들은 다른 거대 가스 행성이나 별의 중력이 아니라면 이런 힘이 설명되지 않는다고 보고 있다. 미국 예일대학의 말레나 라이스 박사(천문학과 조교수)와 그의 동료들은 이 가운데 다른 별에 의한 중력 간섭을 연구했다. 우주에는 태양처럼 혼자 있는 별만큼 두 개의 별이 서로의 주위를 공전하는 쌍성계가 많은데, 쌍성계가 각각의 행성에 중력 간섭을 일으키는 경우를 조사한 것이다. 연구팀은 폰 지펠-리도프-코자이 이동(ZLK·von Zeipel-Lidov-Kozai migration) 이론을 통해 이 과정을 설명했다. ZLK 이론을 기반으로 정교한 컴퓨터 시뮬레이션을 시행한 결과 연구팀은 뜨거운 목성형 행성이 생성될 수 있는 조건을 알아냈다. 핵심 조건은 거리였다. 적당한 거리에 떨어져 있는 두 개의 별 주변에 각각 목성형 가스 행성이 있는 경우 동반성의 중력이 수십억 년에 걸쳐 행성의 궤도를 안쪽으로 조금씩 이동시켜 두 개의 뜨거운 목성형 행성을 만들었다. 물론 뜨거운 목성형 행성이 생성되는 방식은 하나가 아닐 것으로 추정된다. 혼자 있는 별 주변에서도 뜨거운 목성이 발견되기 때문이다. 이 경우 다른 거대 행성의 중력 상호 작용으로 인해 하나는 별 주변으로 이동하고 하나는 먼 궤도나 혹은 아예 행성계에서 튕겨 나갔을 것으로 추정된다. 과학자들은 이 과정을 더 자세히 이해하기 위해 연구를 계속해 나갈 것이다.

천문학자들은 몇십 년 동안 6000개가 넘는 외계행성을 발견했다. 처음 발견한 행성들은 별에서 매우 가깝고 목성보다 큰 행성으로 태양계에는 존재하지 않는 형태의 행성들이었다. 과학자들은 이들 행성을 뜨거운 목성형 행성으로 분류했다. 이후 과학자들은 지구와 비슷한 암석 행성을 비롯해 슈퍼지구형 외계행성, 미니 해왕성형 외계행성 등 다양한 외계 행성을 발견했지만, 뜨거운 목성형 행성은 여전히 과학계에서 뜨거운 감자로 많은 논쟁과 연구 대상이 되고 있다. 기존의 행성 생성 이론으로는 설명하기 힘든 천체이기 때문이다. 행성은 갓 태어난 별 주변의 가스와 먼지구름인 원시 행성계 원반에서 태어나는데, 별에 가까운 곳에서는 강한 항성풍과 높은 온도로 인해 가스와 먼지가 뭉쳐 행성을 형성하기 힘들다고 알려져 있다. 이는 이론적으로 예측됐을 뿐 아니라 실제 관측을 통해서도 밝혀졌다. 따라서 뜨거운 목성형 행성들은 가스와 먼지가 풍부한 먼 궤도에서 생성된 후 수성 궤도보다 훨씬 안쪽 궤도로 이동한 것으로 여겨진다. 하지만 일반적으로 목성보다 큰 행성을 이렇게 먼 장소로 이동시키기 위해서는 매우 큰 힘이 필요하다. 과학자들은 다른 거대 가스 행성이나 별의 중력이 아니라면 이런 힘이 설명되지 않는다고 보고 있다. 미국 예일대학의 말레나 라이스 박사(천문학과 조교수)와 그의 동료들은 이 가운데 다른 별에 의한 중력 간섭을 연구했다. 우주에는 태양처럼 혼자 있는 별만큼 두 개의 별이 서로의 주위를 공전하는 쌍성계가 많은데, 쌍성계가 각각의 행성에 중력 간섭을 일으키는 경우를 조사한 것이다. 연구팀은 폰 지펠-리도프-코자이 이동(ZLK·von Zeipel-Lidov-Kozai migration) 이론을 통해 이 과정을 설명했다. ZLK 이론을 기반으로 정교한 컴퓨터 시뮬레이션을 시행한 결과 연구팀은 뜨거운 목성형 행성이 생성될 수 있는 조건을 알아냈다. 핵심 조건은 거리였다. 적당한 거리에 떨어져 있는 두 개의 별 주변에 각각 목성형 가스 행성이 있는 경우 동반성의 중력이 수십억 년에 걸쳐 행성의 궤도를 안쪽으로 조금씩 이동시켜 두 개의 뜨거운 목성형 행성을 만들었다. 물론 뜨거운 목성형 행성이 생성되는 방식은 하나가 아닐 것으로 추정된다. 혼자 있는 별 주변에서도 뜨거운 목성이 발견되기 때문이다. 이 경우 다른 거대 행성의 중력 상호 작용으로 인해 하나는 별 주변으로 이동하고 하나는 먼 궤도나 혹은 아예 행성계에서 튕겨 나갔을 것으로 추정된다. 과학자들은 이 과정을 더 자세히 이해하기 위해 연구를 계속해 나갈 것이다.

수소는 우주에서 가장 흔한 물질이다. 그런 만큼 우주에 있는 별의 주요 구성 성분 역시 수소다. 별은 이 수소를 핵융합 연료로 사용해 막대한 에너지를 방출하면서 밝게 빛난다. 하지만 이와 같은 자연법칙에도 예외는 있게 마련이다. 최근 중국 과학자들은 수소 대신 헬륨으로 구성된 매우 특이한 별을 발견했다. 연구팀이 처음에 포착한 것은 밀리세컨드 펄서였다. 펄서는 태양보다 훨씬 무거운 별이 초신성 폭발로 최후를 맞이한 후 남긴 잔해들이 뭉쳐져 만들어진 중성자별의 일종이다. 중성자별 가운데 아주 빠르게 자전하면서 규칙적으로 에너지를 내뿜는 경우 펄서로 분류된다. 그리고 이 중에서도 자전 속도가 매우 빨라 1초보다 짧은 밀리세컨드 단위일 경우 밀리세컨드 펄서로 부른다. 2020년 발견된 ‘PSR J1928+1815’ 역시 이런 밀리세컨드 펄서 중에 하나다. 하지만 과학자들은 이 펄서가 혼자가 아닌 쌍성계라는 사실을 알아내고 추가 관측을 진행했다. 중국의 500m 구면 전파망원경으로 PSR J1928+1815를 4년간 관측한 결과 아직 죽지 않은 동반성의 질량은 태양의 1~1.6배 정도였으며 태양과 수성보다 50배 더 가까운 거리에서 3.6시간을 주기로 펄서와 함께 공전하고 있었다. 하지만 정말 놀라운 것은 이 동반성의 구성 물질이었다. 왜냐하면 수소가 아닌 헬륨으로 이뤄진 별이었기 때문이다. 매우 가까운 거리에서 강력한 에너지를 내뿜는 펄서가 공전한 결과 동반성이 표면에 있던 가벼운 수소를 거의 다 날려 보낸 것이 원인으로 생각된다. 수소가 없으면 핵융합 반응이 멈출 것 같지만, 사실 헬륨만 있어도 핵융합 반응은 가능하다. 헬륨을 탄소나 산소 같은 더 무거운 원소로 만드는 헬륨 핵융합 반응이 일어나기 때문이다. 중심부에 수소가 고갈되고 무거운 헬륨에 가득 찬 나이 든 별에서는 헬륨 핵융합이 흔한 일이지만, 이렇게 수소층이 모두 벗겨져 헬륨만 남은 별에서 헬륨 핵융합 반응이 일어나는 것은 처음 관측되는 일이다. 하지만 이 별도 결국은 최후를 맞이하게 된다. 미래에는 결국 중심부 헬륨이 모두 고갈되고 산소와 탄소가 중심부에 쌓이게 되는데, 현재 질량으로는 더 무거운 원소로 핵융합 반응을 일으킬 수 없기 때문이다. 결국 최종적으로는 헬륨도 날려 보내고 남은 산소와 탄소가 뭉쳐 백색왜성이 될 것으로 보인다. 따라서 이 쌍성계는 먼 미래 중성자별-백색왜성 쌍성계가 될 것으로 예측된다.

우리은하는 지름 10만 광년에 이르는 대형 은하로 주변에 수십 개의 위성 은하가 있다. 이 중 가장 큰 것은 대마젤란은하로 지름 3만 광년에 달하는 중형 은하다. 대마젤란은하는 외부 은하 가운데서 비교적 가까운 16.4만 광년 거리에 있어 많은 관측이 이뤄졌다. 과학자들은 대마젤란은하에서 태양 질량의 100배가 넘는 초거성과 수많은 구상성단, 산개성단을 발견했다. 하지만 대마젤란은하의 중심부에 있을 것으로 예상되는 거대 질량 블랙홀을 포착하지는 못했다. 은하계 중심은 은하계에서 가장 많은 물질이 모이는 장소이기 때문에 태양 질량의 수백만 배에 달하는 초거대 질량 블랙홀이 탄생한다. 우리은하도 예외가 아니라서 태양 질량의 400만 배에 달하는 거대한 블랙홀이 있다. 따라서 대마젤란은하 중심에도 이보다 작더라도 분명히 거대한 질량을 지닌 블랙홀이 있을 것으로 생각되어 왔다. 최근 하버드 스미스소니언 천체물리학센터의 제시 한이 이끄는 연구팀은 유럽 우주국의 가이아 데이터를 통해 빠르게 움직이는 초고속별(hypervelocity star·HVS)을 연구하다 우연히 대마젤란은하 중심 블랙홀에 대한 결정적 증거를 찾아냈다. 초고속별은 이동 속도가 너무 빨라 은하계의 중력을 이기고 탈출할 수 있는 별로 속도가 1초에 1000㎞를 넘는 경우도 있다. 그런데 연구팀이 조사한 초고속 별 21개 가운데 절반 정도는 우리은하를 탈출하는 것이 아니라 반대로 대마젤란은하에서 우리 쪽으로 진입하는 은하였다. 그것도 모두 같은 방향에서 날아오는 중이었다. 이런 일이 생길 수 있는 모든 시나리오를 검토한 끝에 연구팀은 대마젤란은하 중심에 태양 질량의 60만 배 정도 되는 거대 블랙홀이 쌍성계 중 하나를 집어삼키는 과정에서 나머지 하나를 우리은하계 방향으로 튕겨 낸 것이라는 결론을 얻었다. 초고속 별은 두 개의 별이 서로를 공전하다가 다른 하나가 초신성 폭발을 일으키면서 나머지가 튕겨 나가거나, 거대 질량 블랙홀에 동반성이 잡아 먹히는 과정에서 쌍성계의 나머지 별이 튕겨 나가면서 생긴다. 한 방향에서 초신성이 여러 개 생기긴 어렵기 때문에 블랙홀 쪽이 더 가능성 높은 설명이 되는 것이다. 대마젤란은하는 앞으로 20억년 후에 우리은하와 완전히 충돌해 흡수될 가능성이 높은 은하다. 따라서 이 과정에서 우리은하 안으로 진입한 거대 질량 블랙홀은 우리은하의 미래에 적지 않은 영향을 미칠 수 있다. 그리고 결국 우리은하 중심 블랙홀과 합체되어 더 거대한 은하 중심 블랙홀을 만들 수 있다. 과학자들은 우리은하와 대마젤란은하의 미래를 알아내기 위해 새로 발견된 대마젤란은하 중심 블랙홀에 대한 연구를 계속 진행해 나갈 것이다.

아마추어 과학자들이 미 항공우주국(NASA) 우주망원경을 사용해 무려 시속 160만㎞로 움직이는 미스터리 천체를 발견했다. 지난 15일(현지시간) NASA는 우리은하를 벗어나 은하간 공간으로 빠르게 이동하는 천체를 분석한 연구결과가 국제학술지 천체물리학 저널 레터(Astrophysical Journal Letters) 최신호에 발표됐다고 밝혔다. ‘CWISE J124909.08+362116.0’(이하 CWISE J1249)로 명명된 이 천체는 놀랍게도 시속 160만㎞라는 어마어마한 속도로 폭주하며 우리은하의 중력에서 벗어나고 있다. 대부분의 별들이 은하 중심을 공전한다는 점을 감안하면 매우 이례적인 모습의 천체인 것. 아직 이 천체의 정확한 정체는 밝혀지지 않았으나 과학자들은 CWISE J1249가 저질량의 별이거나 갈색왜성일 것으로 보고있다. 갈색왜성(Brown dwarf)은 별(항성)이라고 하기에는 작지만, 행성이라고 하기에는 큰 애매한 천체다. 특히 일반적으로 갈색왜성은 태양질량의 8% 미만의 작은 질량 때문에 중심부에서 안정적인 수소 핵융합 반응을 유지하기 어려워 별이 되지 못한 운명을 갖고있다. 별이 되려다 실패한 갈색왜성이 은하계에 희귀한 존재는 아니지만 CWISE J1249는 우리은하를 탈출해 다른 세계로 움직이기 때문에 특이하다. 또한 여기에 하와이에 있는 W.M.켓천문대(W.M.Keck Observatory)가 수집한 데이터에 따르면 CWISE J1249는 별과 갈색왜성에서 일반적으로 발견되는 철과 다른 금속이 훨씬 적어 우리은하에서 태어난 첫번째 세대일 것으로 추정된다. 특히 이번 연구결과는 아마추어 과학자 3명의 도움이 절대적이었다. 이들은 태양계 9번째 행성을 찾는 프로젝트인 ‘백야드 월드: 플래닛 9’(Backyard Worlds: Planet 9)의 민간인 참여자들이다. 자원봉사자이자 아마추어 과학자들은 이들은 NASA의 NEOWISE 관측 데이터를 분석하는 데 힘을 보태왔다. NEOWISE 데이터는 2009년 발사된 NASA의 적외선우주 망원경 WISE(Wide-field Infrared Survey Explorer)가 촬영한 적외선 천체 사진 데이터를 말한다. 이 데이터베이스는 막대한 양의 흑백 사진으로 구성되어 있는데, 아마추어 과학자들이 하는 일은 서로 다른 시점에 찍은 사진을 비교해 배경이 되는 멀리 떨어진 별 사이에서 움직이는 점을 찾아내는 것이다. 전문 지식은 필요없지만, 상당한 시간과 노력이 필요한 작업이라 아마추어 과학자들의 도움은 절대적이다. 이번 논문의 공동저자로 이름을 올린 아마추어 과학자인 독일의 마틴 카바트닉은 “흥분 수준을 말로 표현하지 못할 정도”라면서 “처음에 이 천체가 얼마나 빨리 움직이는지 봤을 때, 이미 학계에 보고됐을 것이라고 생각했다”고 밝혔다. 그렇다면 CWISE J1249는 어떻게 시속 160만㎞라는 빠른 속도로 우리은하를 탈출하고 있는 것일까? 이에대해 전문가들은 CWISE J1249가 원래는 쌍성계의 일부였으나 다른 별이 초신성이 되면서 바깥쪽으로 튕겨나가면서 빠른 속도로 움직일 수 있다고 추정했다.

아마추어 과학자들이 미 항공우주국(NASA) 우주망원경을 사용해 무려 시속 160만㎞로 움직이는 미스터리 천체를 발견했다. 지난 15일(현지시간) NASA는 우리은하를 벗어나 은하간 공간으로 빠르게 이동하는 천체를 분석한 연구결과가 국제학술지 천체물리학 저널 레터(Astrophysical Journal Letters) 최신호에 발표됐다고 밝혔다. ‘CWISE J124909.08+362116.0’(이하 CWISE J1249)로 명명된 이 천체는 놀랍게도 시속 160만㎞라는 어마어마한 속도로 폭주하며 우리은하의 중력에서 벗어나고 있다. 대부분의 별들이 은하 중심을 공전한다는 점을 감안하면 매우 이례적인 모습의 천체인 것. 아직 이 천체의 정확한 정체는 밝혀지지 않았으나 과학자들은 CWISE J1249가 저질량의 별이거나 갈색왜성일 것으로 보고있다. 갈색왜성(Brown dwarf)은 별(항성)이라고 하기에는 작지만, 행성이라고 하기에는 큰 애매한 천체다. 특히 일반적으로 갈색왜성은 태양질량의 8% 미만의 작은 질량 때문에 중심부에서 안정적인 수소 핵융합 반응을 유지하기 어려워 별이 되지 못한 운명을 갖고있다. 별이 되려다 실패한 갈색왜성이 은하계에 희귀한 존재는 아니지만 CWISE J1249는 우리은하를 탈출해 다른 세계로 움직이기 때문에 특이하다. 또한 여기에 하와이에 있는 W.M.켓천문대(W.M.Keck Observatory)가 수집한 데이터에 따르면 CWISE J1249는 별과 갈색왜성에서 일반적으로 발견되는 철과 다른 금속이 훨씬 적어 우리은하에서 태어난 첫번째 세대일 것으로 추정된다. 특히 이번 연구결과는 아마추어 과학자 3명의 도움이 절대적이었다. 이들은 태양계 9번째 행성을 찾는 프로젝트인 ‘백야드 월드: 플래닛 9’(Backyard Worlds: Planet 9)의 민간인 참여자들이다. 자원봉사자이자 아마추어 과학자들은 이들은 NASA의 NEOWISE 관측 데이터를 분석하는 데 힘을 보태왔다. NEOWISE 데이터는 2009년 발사된 NASA의 적외선우주 망원경 WISE(Wide-field Infrared Survey Explorer)가 촬영한 적외선 천체 사진 데이터를 말한다. 이 데이터베이스는 막대한 양의 흑백 사진으로 구성되어 있는데, 아마추어 과학자들이 하는 일은 서로 다른 시점에 찍은 사진을 비교해 배경이 되는 멀리 떨어진 별 사이에서 움직이는 점을 찾아내는 것이다. 전문 지식은 필요없지만, 상당한 시간과 노력이 필요한 작업이라 아마추어 과학자들의 도움은 절대적이다. 이번 논문의 공동저자로 이름을 올린 아마추어 과학자인 독일의 마틴 카바트닉은 “흥분 수준을 말로 표현하지 못할 정도”라면서 “처음에 이 천체가 얼마나 빨리 움직이는지 봤을 때, 이미 학계에 보고됐을 것이라고 생각했다”고 밝혔다. 그렇다면 CWISE J1249는 어떻게 시속 160만㎞라는 빠른 속도로 우리은하를 탈출하고 있는 것일까? 이에대해 전문가들은 CWISE J1249가 원래는 쌍성계의 일부였으나 다른 별이 초신성이 되면서 바깥쪽으로 튕겨나가면서 빠른 속도로 움직일 수 있다고 추정했다.

우리은하에는 별(항성)이 몇 개나 있을까? 예전에는 얼추 1000억 개쯤 있으리라 생각했지만, 최근에는 대략 4000억 개의 별들이 있는 것으로 보는 것이 대세다. 지금 지구상에 바글바글 사는 인류가 모두 약 80억이라는데, 우리은하에 저 태양 같은 별이 4000억 개나 있다니, 참으로 놀라운 일이고 어마어마한 숫자다. 나선은하인 우리은하는 지름 10만 광년, 두께는 약 1000광년의 둥근 디스크 형태를 하고 있다. 이 부피 안에 4000억 개의 별들이 퍼져 있는 셈인데, 천문학자들은 우리은하의 빈 공간을 감안해서 별 사이의 평균 거리를 약 3~4광년 정도로 보고 있다. 지구에서 가장 가까운 별은 물론 태양이다. 하지만 우리에게는 태양이 별이란 느낌이 별로 없다. 우리 삶에 너무나 직접적인 영향을 미치는 특별한 천체이다 보니 그런 모양이다. 우리는 보통 태양이 지고 캄캄해진 밤하늘에 반짝이는 빛점들을 별이라고 생각한다. 하지만 태양은 엄연히 별이다. 그래서 미국의 시인 데이비드 소로는 “태양은 아침에 뜨는 별이다”고 표현했다. 우리 별 태양은 지름이 지구의 109배, 질량이 33만 배나 된다. 그래도 태양이 별 중에서도 대략 크기가 중간치에 속한다니, 별이란 존재는 이처럼 지구와는 비교가 되지 않을 정도로 큰 천체다. 이처럼 별 자체는 지구에 비하면 압도적으로 크고 무겁고 밝은 존재이지만, 별과 별 사이는 빛으로도 3~4년이 걸릴 만큼 엄청나게 멀리 떨어져 있는 것이다.그러면 태양을 제외하고 지구에서 가장 가까운 별은 어느 별일까? 남반구 하늘의 센타우루스자리 프록시마란 적색왜성으로서, 프록시마 센타우리라고도 불린다. 프록시마와 함께 3중성계를 이루는 센타우루스자리 알파, 베타별은 태양계에서 가장 가까운 ​ 항성계로, 거리는 4.37광년이다. 그중 센타우루스자리 알파별은 천구에서 네번째 밝은 별이지만, 사실은 쌍성계로, 센타우루스자리 알파A, 센타우루스자리 알파B로 이루어져 있다. 우리가 프록시마가 지구에서 가장 가깝다는 사실을 안 것도 사실 그리 오래 된 일이 아니다. 맨눈으로는 보이지 않을 정도로 어두운 별이기 때문이다. 밤하늘에서 우리가 맨눈으로 볼 수 있는 별 밝기의 하한선은 6등급인데, 프록시마는 그보다 100배나 어두운 11등급의 적색왜성이다. 크기는 우리 태양의 7분의 1밖에 되지 않는다. 프록시마 센타우리가 발견된 것은 1915년으로, 스코틀랜드 천문학자 로버트 이네스가 망원경으로 발견했다. 이네스는 이 별이 지구에서 가장 가까운 별임을 밝혀내고는 ‘프록시마’(Proxima)라 부르자고 제안했다. 이는 라틴어로 ‘가장 가깝다’는 뜻이다. 사실 프록시마가 원래 알파 센타우리 다중성계에 속한 별인지, 아니면 우연히 지나가다 근처에 있게 된 별인지도 확실히 밝혀지지 않았는데, 2016년에 이르러서야 프록시마가 알파 센타우리로부터 약 12,950AU(약 2조km) 떨어져 있으며 55만 년을 주기로 공전하고 있다는 사실이 밝혀졌다. 어쨌든 이 프록시마가 태양을 제외하고는 가장 가까운 별인데, 거리는 4.22광년이다. 이 거리는 미터법으로는 약 40조km에 이르며, 태양-지구 간 거리의 약 27만 배, 태양-해왕성 간 거리의 9000배에 이르는 엄청난 간격이다. 자, 그러면 이것이 얼마만큼 먼 거리인지 상상력을 발휘해 체감해보도록 하자. 먼저 이 거리를 시속 4km 속도로 걸어서 간다면 약 11억 4000만 년이 걸린다. 사람이 100년을 산다고 보면 약 1100만 명이 릴레이로 걸어가야 한다는 뜻이다. 시속 100km의 차로 달린다면 그보다는 좀 빠르게 4550만 년이면 갈 수 있다. 제트기를 타고 날아가면 약 500만 년이 걸리고, 지금도 심우주의 성간공간을 초속 17km로 날고 있는 보이저 1호를 집어타면 7만 년 남짓 걸린다. 왕복이면 14만 년이다. 이것이 인류가 우주의 다른 별로 이주해갈 수 없는 이유이며, 우리가 외계인을 만날 수 없는 이유이다. 우주에서 가장 빠른 것, 곧 빛을 타고 가면 4년하고도 3개월이 걸리고, 왕복이면 8.5년이 걸린다. 빛이 이웃 별에 마실 갔다오는 데도 이만한 시간이 걸린다니, 빛도 우주의 크기에 비하면 거의 굼뱅이 수준이다. 프록시마와 알파 센타우리 다음으로 가까운 별은 5.96광년의 바너드라는 적색왜성이며, 그 다음은 7.78광년의 볼프 359별로 역시 적색왜성이며 맨눈에는 보이지 않는 어두운 별이다.태양에서 5번째로 가까운 별은 시리우스로, 8.6광년이다. 또한 이 별은 전천에서 태양 다음으로 가장 밝은 별로 -1.5등성이다. 큰개자리의 알파별인 시리우스는 서양에서는 개별(Dog Star)이라 하고 동양에서는 늑대별(天狼星)이라 불렀다. 늑대 눈처럼 시퍼렇게 보이는 시리우스는 사실 쌍성으로, 그 중 밝은 별은 태양보다 23배 더 밝다. 그렇다면 별들은 왜 이렇게 서로 멀리 떨어져 있는 걸까? 아직까지 어떤 천문학자도 이에 대해 깊이 연구한 이론을 발표한 적이 없다. 이상하게도 별들 사이의 거리가 과학자들에게 별다른 관심을 불러일으키지 못한 모양이다. 다만, <코스모스>의 저자이자 천문학자인 칼 세이건이 별 사이의 거리에 대해 언급한 말이 있을 뿐이다. “별들 사이의 아득한 거리에는 신의 배려가 깃들어 있는 듯하다.” 별들 사이의 이 아득한 거리는 결국 우주가 설계한 것이라고 밖에 볼 수 없다. 아마도 별들이 이보다 더 가까이나 또는 멀리 있다면 별들의 충돌이 다반사가 되거나 은하가 흩어져버려 우리 인간이 우주에 나타나지 못했을지도 모른다. 그래서 우주에서 수시로 은하들이 충돌하더라도 별들 사이의 간격이 너무나 넓어 별들은 거의 충돌하는 일 없이 부드럽게 비켜나간다. 우리 태양계 역시 별들 사이의 거리가 어득히 먼 덕분에 존재할 수 있었을 거라고 생각한다. 그러므로 별들이 저렇게 멀리 있다고 불평하지 말자. 우주의 배려에 감사하자.

태양에서 불어오는 플라스마 입자 흐름을 ‘태양풍’이라고 부른다. 태양풍을 구성하는 입자들은 양성자, 전자, 헬륨 원자핵 등으로 전기를 띄고 있다. 이 때문에 태양풍이 강해지면 전파를 방해해 위성통신이나 레이더 시스템에 장애가 발생하곤 한다. 태양풍은 항성(별)의 상층부 대기에서 분출되는 입자의 흐름인 항성풍(stellar wind)의 일종이다. 오스트리아 빈 대학 천체물리학과, 프랑스 소르본대, 영국 레스터대 물리·천문학과, 미국 존스홉킨스대 응용 물리학 연구실 공동 연구팀은 태양과 유사한 세 개의 항성에서 방출되는 X선을 기록해 항성풍을 직접 감지하고 별의 질량 원리를 찾아냈다고 19일 밝혔다. 이 연구 결과는 천문학 분야 국제 학술지 ‘네이처 천문학’ 4월 12일 자에 실렸다. 태양풍과 태양 자기장이 지배하는 공간인 태양권(Heliosphere)의 유사체인 항성권(Astrosphere)은 ‘항성풍 거품’이라는 별명처럼 항성풍에 의해 성간 공간으로 날아가는 매우 뜨거운 플라스마 거품이 있는 공간이다. 항성풍은 플라스마 형태로 방출되면서 별의 질량 손실을 유발하는 직접 원인이 된다. 항성풍으로 인해 주변 행성이 거주할 수 있는 세계가 되거나, 대기를 완전히 잃은 암석 덩어리 행성으로 진화하기도 한다. 이렇듯 태양과 유사한 저(低)질랑 별의 항성풍에 관한 연구는 항성과 행성의 진화를 이해하는 데 중요한 열쇠가 된다. 또 항성풍은 별과 행성의 진화에 중요한 역할을 하지만 통제 방법은 알려진 것이 없다. 연구팀은 별의 광도에 따라 구분하는 MK 분류법에 따라 태양처럼 광도가 Ⅴ단계인 주계열성(main sequence stars) 별 3개를 대상으로 X선 방출을 관측했다. 연구팀은 유럽우주국(ESA)에서 운영하는 X선 분광 우주망원경인 ‘XMM-뉴턴 우주망원경’으로 지구에서 16.6광년 떨어진 쌍성계인 ‘땅꾼자리 70’(70 Ophiuchi), 지구에서 10.5광년 떨어져 있는 에리다누스자리 엡실론, 11광년 떨어져 있는 백조자리 61(61 Cygni)을 선정해 관측했다. 연구팀은 산소 이온의 스펙트럼선을 관찰해 산소의 양, 별에서 방출되는 항성풍의 총질량을 파악했다. 세 별들의 질량 손실률은 각각 66.5±11.1배, 15.6±4.4배, 9.6±4.1배로 추정됐다. 이는 각별들에서 나오는 항성풍이 태양풍보다 훨씬 강하다는 것을 의미하고, 강한 자기 활동이 일어나고 있다는 의미다. 빈 대학 천체물리학과 수석 과학자 크리스티나 키슬리야코바 박사는 “항성풍의 산소 이온과 세 개의 주계열성 주위 중성 성간 물질, 별들에서 방출되는 X선 전하 교환이 관측된 것은 이번이 처음”이라며 “항성풍을 직접 찾아 이미지 처리하고 주변 행성과의 상호 작용을 연구하는 길을 열어줄 것”이라고 말했다.

우주에 있는 별 가운데 상당수는 사실 솔로가 아닌 커플이다. 태양 같은 별은 가스 구름에서 여럿이 함께 태어나기 때문에 서로의 중력에 이끌려 쌍성계가 되기 때문이다. 태양에서 가장 가까운 알파 센타우리 역시 쌍성계에 별 하나를 더 끌어와 세 개의 별이 서로 공전하는 삼성계를 이루고 있다. 하지만 일부 별은 혼자 고독하게 우주를 여행한다. 별 가운데서 특히 밝고 큰 청색 초거성 (blue supergiant)이 그 대표적인 사례다. 청색 초거성은 태양보다 16-40배 정도 무거운 별로 중력 때문에 중심부에서는 핵융합 반응이 격렬하게 일어난다. 그 결과 밝기는 태양의 1만 배 이상 밝고, 표면 온도는 2-5배 정도 더 뜨겁다. 이렇게 큰 별이라면 굳이 짝이 필요하지 않을 것 같지만, 과학자들은 청색 초거성이 대부분 혼자 있는 점을 의아하게 생각했다. 보통 이런 거대 별은 많은 가스가 있는 성운에서 탄생하기 때문에 주변에도 다른 크고 작은 별이 있게 마련이다. 그러면 큰 중력 때문에 다른 별이 끌려올 가능성이 매우 높아 웬만해서는 혼자만 있기 어렵다. 스페인의 카나리아스 천체물리학 연구소 (IAC)의 과학자들은 시뮬레이션을 통해 청색 초거성이 늘 솔로인 이유를 밝혀냈다. 이유는 간단했다. 처음에는 둘이었는데, 중력에 의해 서로 끌리다가 하나로 합체되었기 때문이다. 사실 과학자들은 청색 초거성의 진화를 연구하면서 초기 단계에 있는 젊은 청색 초거성을 발견하지 못했다. 대신 이보다 좀 더 작은 질량인 거성은 확인할 수 있었는데, 이들은 쌍성계인 경우가 흔하다. 이들은 강한 중력으로 서로를 공전하고 있기 때문에 너무 가까이 있으면 하나로 합체될 가능성이 높다. 연구팀은 이 가설을 검증하기 위해 합체 모델을 시뮬레이션한 다음 대마젤란 은하에 있는 59개의 청색 초거성의 관측 데이터와 대조했다. 그 결과 합체 가설이 관측 결과를 잘 설명하는 것으로 나타났다. 합체 가설은 청색 초거성이 혼자 있는 경우가 많다는 사실과 초기 단계를 관측하기 어려운 이유를 잘 설명한다. 합체 가설이 옳다면 청색 초거성은 솔로가 아니라 둘이 하나가 되어 죽는 순간까지 함께 하는 커플이라고 할 수 있다. 물론 그렇다고 해도 우리와는 관련이 없는 것 같지만, 사실 우리 몸을 구성하는 일부 원소는 여기서 나온 것일 수도 있다. 청색 초거성 같은 무거운 별이 마지막 순간에 초신성 폭발과 함께 사라지면서 남긴 무거운 원소가 지구 같은 별을 이루고 생명체를 이룬 것이기 때문이다. 오래전 합체된 청색 초거성이 없었다면 지금의 우리는 없었을지도 모른다.

과학자들은 지구에서 멀리 떨어진 천체를 관측해 초기 우주의 모습을 연구한다. 멀리 떨어진 천체일수록 더 오래전의 모습이기 때문이다. 예를 들어 110억 광년 떨어진 은하를 관측하면 빛이 지구에 도달하는 데 걸린 시간인 110억 전의 모습을 볼 수 있다. 당연히 더 강력하고 비싼 망원경일수록 더 멀리 있는 천체를 포착할 수 있다. 따라서 인류 역사상 가장 비싸고 강력한 망원경인 제임스 웹 우주 망원경의 주요 목표는 가장 멀리 떨어진 희미한 은하와 블랙홀을 관측하는 것이었다. 하지만 그렇다고 해서 제임스 웹 우주 망원경이 가까운 천체를 관측하지 않는 것은 아니다. 태양계에 있지만, 너무 어두워서 관측이 어려운 희미한 소행성과 태양계의 행성, 위성도 관측 대상이다. 사실 제임스 웹 우주 망원경에 첫 1년 관측 프로젝트의 7%가 태양계 관측에 사용됐다. 센트럴 플로리다 대학(UCF) 연구팀은 제임스 웹 우주 망원경이 관측한 것 가운데 가장 작은 형태의 천체를 연구했다. 바로 소행성이다. 태양계 외곽에 있는 소행성은 너무 어두워 지구에서 관측하면 대부분 희미하고 작은 점처럼 보인다. 따라서 하지만 제임스 웹 우주 망원경의 강력한 성능 덕분에 연구팀은 해왕성과 3:2 궤도 공명을 하는 소행성 쌍성계 341520 모르스-소무스(Mors–Somnus)을 분석할 수 있었다. 모르스-소무스는 지름 60km 정도의 소행성 두 개가 2만 1000km 거리에서 서로를 공전하는 쌍성계 소행성으로 해왕성 궤도와 그 밖을 타원형으로 공전하는 얼음 소행성이다. 이 소행성은 과학자들이 차가운 클래식 TNO(trans-Neptunian objects)로 분류한 소행성 중 하나로 태양계 초기의 물질을 많이 갖고 있는 얼음 천체로 생각된다. 하지만 너무 먼 거리에 있어 정확한 구성 물질을 파악하기 어려웠다.연구팀은 제임스 웹 우주 망원경의 분광 데이터를 이용해서 질소, 산소, 수소, 탄소 등 여러 가지 원소의 비율을 확인할 수 있었다. 그리고 이 소행성의 밀도가 물의 절반 정도인 0.5 g/㎤ 정도에 불과하다는 것도 확인했다. 해왕성 궤도에 있는 태양계 외곽 소행성인 TNO와 이보다 좀 더 먼 거리에 있는 카이퍼 벨트 소행성들은 이렇게 대부분 낮은 온도에서 얼은 물질들이 엉성하게 모인 얼음 천체로 보인다. 사실 정확한 크기와 밀도, 구성 물질을 확인하기 위해서는 뉴허라이즌스호가 확인한 소행성 486958 아로코트(Arrokoth)처럼 직접 탐사선을 보내 확인하는 것이 가장 정확하다. 하지만 현실적으로 해왕성이나 명왕성보다 더 멀리 떨어진 작은 소행성에 일일이 탐사선을 보내는 것은 가능하지 않은 일이다. 제임스 웹 우주 망원경은 직접 가서 확인할 수 없는 차가운 얼음 소행성을 관측해 아직도 많은 미스터리를 간직한 태양계 외곽의 비밀을 풀고 있다.

우주에는 여러가지 이유로 밝기가 변하는 변광성이 있다. 변광성은 주기적으로 앞을 가리는 동반성의 존재를 의미할 수 있어 쌍성계를 연구하는 데 도움이 된다. 또 세페이드 변광성처럼 밝기를 확인할 수 있는 변광성의 경우에는 거리를 측정하는 용도로 사용할 수도 있어 중요한 관측 목표가 된다. 영국 허트포드셔 대학의 필립 루카가 이끄는 연구팀은 본래 막 태어난 아기별을 연구하던 도중 이전에 학계에 보고된 적이 없는 독특한 형태의 변광성을 발견했다. 막 태어난 아기별은 특정 시기가 되면 주변으로 강한 에너지를 뿜으면서 밝게 빛난다. 연구팀은 본래 이 과정을 포착하기 위해 밝기 변화가 큰 222개의 별을 조사했다. 그런데 이 가운데 21개는 태어난 지 얼마되지 않은 아기별이 아니라 반대로 늙은 적색 거성이었다. 적색거성은 태양 같은 별이 마지막 단계에서 거대하게 부풀어 오른 상태로 본래 지름의 수백 배 이상 커지지만, 반대로 표면 온도는 많이 줄어들어 붉은색이 된다. 거대하게 부푼 적색왜성은 표면 중력이 낮아져 표면의 가스를 붙잡아두기 힘들기 때문에 계속해서 가스를 잃고 크기가 줄어든다. 그리고 마지막엔 중심부에 모인 핵융합 연소 잔해가 뭉친 백색왜성만 남게 된다. 하지만 이 과정에서 우주 공간으로 방출하는 물질이 다음 세대의 별과 행성의 재료가 된다.연구팀이 포착한 적색거성은 대개 은하 중심부에 있었는데, 밝기 변화가 매우 특이했다. 예를 들면 2010년에 포착된 적색거성이 2015년에는 사라졌다가 다시 3년 후에는 모습을 드러냈다. 적색거성처럼 부피가 큰 별을 완전히 가릴 수 있으면서 보이지 않는 동반성은 상상하기 어렵기 때문에 과학자들은 다른 가설을 제시했다. 바로 ‘올드 스모커’(old smoker) 가설이다. 올드 스모커는 파이프 담배를 피는 할아버지처럼 주변에 연기가 가득한 적색거성이다. 이 연기의 정체는 이미 적색거성의 표면에서 떨어져 나간 가스와 먼지들이다. 이 가스와 먼지가 적색거성 주변을 위성처럼 맴돌면서 주기적으로 별을 가리는 것이다. (사진 참조) 이 가스와 먼지는 별에서 분리된 가스와 먼지이기 때문에 온도가 차가워 지구에서 직접 관측되지 않는다. 올드 스모커는 주변으로 서서히 물질을 방출하고 있는 적색거성의 마지막 단계라고 할 수 있다. 파이프 담배를 피는 노인처럼 살날이 얼마 남지 않았지만, 이들이 피우는 연기에는 아주 중요한 물질이 담겨 있다. 이 가스와 먼지가 다음 세대의 행성과 별의 재료가 되기 때문이다. 따라서 지금 우리 몸을 구성하는 물질 중 일부도 이렇게 올드 스모커에서 나온 것일 수 있다. 그리고 50억 년 정도 세월이 흐른 후 우리의 태양도 올드 스모커가 되어 다음 세대를 위해 물질을 뿌리게 될 것이다. 고든 정 과학 칼럼니스트 jjy0501@naver.com

반지를 구성하는 금을 비롯해 보석, 원자력발전소의 연료로 사용되는 우라늄은 중성자별이라고 불리는 두 초밀도 별이 충돌할 때의 폭력적인 조건에서 생성된다. 중성자별들 사이의 충돌은 또한 중력파라는 시공간 파동과, 감마선 폭발이라고 하는 고에너지 방사선 폭발, 지구에서 감지할 수 있는 킬로노바라고 하는 빛의 섬광을 생성한다. 이러한 이벤트의 신호가 2017년 8월 17일에 감지되었다. 막스플랑크 중력물리학연구소와 포츠담 대학 연구원을 포함한 과학자 팀은 첨단 소프트웨어 도구를 사용하여 이 킬로노바 폭발의 특징을 분석한데다 다른 중성자별 폭발의 전파 및 X선 관측 데이터를 비롯해, 지구상의 입자 가속기에서 수행된 충돌 실험에서 얻은 핵물리학 계산 결과를 추가했다. 이러한 노력은 초고밀도의 죽은 별들이 서로 충돌하여 철보다 무거운 중원소를 생성할 수 있는 유일한 환경과 그 생성 과정을 과학자들로 하여금 보다 잘 이해하는 데 도움이 될 수 있다. 막스 플랑크 연구소 연구원인 중력 물리학 과학자 팀 디트리히는 “우리의 새로운 방법은 극도의 고밀도에서 물질의 특성을 분석하는 데 도움이 될 것이며, 또한 이를 통해 우주의 팽창과 중성자별 합병 중 중원소가 어느 정도 형성되는지 더 잘 이해할 수 있게 될 것”이라고 말했다. 극한 우주 실험실…중성자별 충돌 중성자별은 거대한 별이 핵융합을 위한 연료를 소진했을 때 탄생한다. 이로 인해 별의 외층이 방출되는 동안 핵이 빠르게 붕괴되어 태양 질량의 1~2배에 해당하는 약 20km 너비에 달하는 질량의 천체가 남게 되는데, 이것이 바로 중성자별이다. 결과적으로, 중성자별을 구성하는 물질은 너무 밀도가 높아서, 각설탕 한 개 크기의 덩어리가 엠파이어 스테이트 빌딩 3000개 또는 인류 전체의 무게와 맞먹을 정도의 질량이다. 이 죽은 별 물질에는 중성자가 풍부한데, 이 중성자들은 일반적으로 양성자와 함께 원자핵 안에 갇혀 있다. 중성자별이 충돌하면 중성자가 풍부한 물질이 분사되어 우주로 방출된다. 이는 다른 원자에 의해 빠르게 흡수될 수 있는 자유 중성자로 가득 찬 환경을 조성하여 주기율표의 한계를 넘어서는 매우 무거운 원소를 생성한다. 과학자들은 이를 ‘신속 포획 과정’ 또는 ‘r-과정’이라고 부른다.이들 원소는 불안정하여 금이나 우라늄 같은 안정적인 중원소로 붕괴된다. 이러한 붕괴는 킬로노바 섬광을 형성하는 빛인 전자기 복사의 방출을 동반한다. 이는 중성자별 합병 후에 발생하는 킬로노바를 연구하는 것이 가장 무거운 별의 중심부에서도 생성될 수 없는 철 이외의 중원소를 생성하는 물리적 과정을 이해하는 독특한 경로임을 의미한다. 지금까지 수축 쌍성계에서 중성자별의 합병은 단 한 번만 중력파와 전자기 방출에 기록되었다. W170817로 명명된 이 사건은 지구에서 1억 3000만 광년 떨어진 곳에 위치한 두 중성자별이 충돌하면서 발생했으며, 서로 소용돌이치고 합쳐지면서 2017년 지구에서 발견된 신호를 생성했다. 팀은 소프트웨어를 사용하여 충돌하기 전 서로 주위를 도는 중성자별의 마지막 몇 개의 나선에서 나오는 중력파를 비롯해, 충돌이 발생하면서 발사되는 감마선 폭발, 그리고 합병이 발생한 후 며칠에서 몇 년 사이 별에서 방출되는 킬로노바 방출로 구성된 이 사건의 모델을 만들었다. 이를 통해 팀은 1억 3000만 년 전에 발생한 중성자별 합병 중에 발생한 일을 정확하게 자세히 설명할 수 있었고, 이 합병은 금과 우라늄 기타 중원소로 주변 환경을 풍부하게 했을 것이다. 팀이 개발한 모델이 다른 중성자별이 충돌할 때 발생하는 사건을 자세히 설명하는 데 사용하기에 적합해야 한다는 것은 말할 필요도 없다. 이번 조사는 미국의 LIGO와 이탈리아의 Virgo, 일본의 KAGRA 중력파 탐지기가 향후 관측작업에 앞서 업그레이드를 받음에 따라 더욱 강화될 것으로 기대되는데, 그러면 중성자별 충돌로 인해 발생하는 시공간에서 더 많은 파문을 듣게 될 것이다.

태양 표면에서는 플레어 (flare)라는 폭발적인 에너지 분출이 주기적으로 발생한다. 플레어는 보통 흑점과 연관되어 발생하는 데, 막대한 고에너지 입자가 지구까지 쏟아지면 통신 장애를 유발하는 태양 폭풍으로 이어진다. 그리고 심한 경우에는 전력망을 손상시켜 대규모 정전까지 유발할 수 있다. 따라서 과학자들은 태양 활동을 면밀히 관측해 우주 기상을 미리 예보한다.  물론 플레어는 태양에서만 볼 수 있는 현상이 아니다. 과학자들은 우주에 강력한 플레어를 방출하는 별이 많다는 사실을 발견했다. 심지어 태양 폭풍은 애교 수준으로 만드는 초강력 플레어를 만드는 별도 있어 슈퍼 플레어로 따로 분류할 정도다. 이때는 별이 갑자기 밝아지기 때문에 지구에서도 관측이 가능하다. 지구에서 400광년 떨어진 별인 V1355 Orionis도 그중 하나로 쌍성계 중 하나가 이런 슈퍼 플레어를 만드는 RS CVn형 변광성이다. (사진)  일본 교토 대학의 이노우에 슌이 이끄는 연구팀은 3.8m 구경의 세이메이 (Seimei) 망원경과 나사의 행성 사냥꾼 TESS 데이터를 이용해 V1355 Orionis의 슈퍼 플레어의 에너지와 물질 분출 속도를 계산했다.  연구팀에 따르면 이 별에서 슈퍼 플레어가 발생하면 표면 물질이 760-1690km/s의 속도로 분출된다. V1355 Orionis의 중력에서 벗어나 우주 공간으로 빠져나가기 위해서는 350km/s의 속도면 충분하기 때문에 한번 슈퍼 플레어가 폭발할 때마다 막대한 양의 물질이 우주로 분출된다. 연구팀의 추산으로는 슈퍼 플레어가 발생할 때 최소 95억 톤에서 최대 1.4조 톤의 물질이 별의 중력을 이기고 탈출한다.  이렇게 플레어가 별을 둘러싼 가스인 코로나를 벗어나 완전히 우주 공간으로 나가는 현상을 코로나 질량 방출 (Corona mass ejection, CME)이라고 하며 사실 태양에서도 종종 볼 수 있으나 규모 면에서는 슈퍼 플레어보다 작다.  만약 태양에서도 이런 강력한 슈퍼 플레어가 발생한다면 지구 생명체에 엄청난 피해를 줄 수 있다. 모든 생명체가 사라지진 않아도 인간처럼 큰 동물이 심각한 방사선 노출을 걱정하지 않고 지구 표면을 걸어 다닐 순 없을 것이다. 우리에게 충분한 에너지를 주지만, 파괴적인 힘을 보여주지 않는 태양에게 새삼 감사함이 느껴지는 대목이다.