일반지구과학 및 실습 2

6강: 별의 탄생과 외계행성 탐색

일반지구과학 및 실습 2

충북대학교 천문우주학과 김용기교수

별탄생/

1. 별 탄생 외계행성

2. ^{H-R도와 별}

진화

4. 외계행성

원시행성 원반의 진 화

원시행성 원반의 진 화

궤도운동 탐사 궤도운동 탐사

원시별 주변의 원반 원시별 주변의

원반 오리온

분자구름 오리온 분자구름

진화경로

진화경로 진화시간 척도진화시간 척도 항성풍과 제트

항성풍과 제트

3. 행성탄생 행성과 펄서

행성과 펄서

별의 온상 별의 온상

별의탄생 별의탄생

행성의 발견 행성의 발견

행성의 촬영 행성의 촬영

1. 별의 탄생

독수리 성운M16

우주원료인 가스와 티끌이 많다

200백만년전에 밝은 별들의 무리가 탄생하여 근처에 있는 가스들을 이온화시킴

성운을 이온화시키는 성단

거대분자운

•거대한 가스와 티끌의 저장소

•태양을 100개에서 100만개까지 만들기에 충분한 물질을 포함

분자운: 별의 온상

지름: 50-200광년

온도: 약 10K (대부분이 분자상태로 존재)

온도가 낮고 밀도가 매우 높다(10⁴-10⁵cm^-3)

중력에 의해 수축하여 밀도가 10²⁰배 증가하여 별 탄생을 야기시킨다

안으로 향하는 중력과

밖으로 향하는 압력의 평형이 이루어질 때 별이 탄생

별의 온상 중 가장 잘 알려진 오리온 자리

•거리: 1500 LY

오리온 분자구름

지름: 50-200광년

온도: 약 10K (대부분이 분자상태로 존재)

온도가 낮고 밀도가 매우 높다(10⁴-10⁵cm^-3) 중력에 의해 수축하여 밀도가 10²⁰배 증가하여 별 탄생을 야기시킨다

안으로 향하는 중력과

밖으로 향하는 압력의 평형이 이루어질 때 별이 탄생

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IRAS의 적외선 사진

여러 파장대에서 촬영된 영상을 합성 (파랑 = 12 micron, 녹색 = 60 micron, 빨강 = 100 micron)

아래: 오리온 성운 윗: 말머리 성운

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길이: 긴쪽으로 100LY이상 질량: 200,000M

1200만년전 오리온자리 어깨부분에서 시작된 별탄생파동은 서서히 성간운을 통과해 진행하고 있다

허리띠에 있는 별들은 800만년정도 되었고 사각형구역의 별들은 30만-100만년정도 되었다

오리온 분자구름의 구조

별 탄생은 성간물질의 수 %만 소모하는 과정 남은 물질은 뜨거운 별에서 나오는 복사나 무거운 별들의 폭발로 덮여진다

늙은 별들은 주변에 가스나 티끌이 덮여있지 않아 가시광선으로 관측

무거운 별들이 탄생하면

주변 분자구름을 가열하는 자외선 방출

별의 나이와 오리온 지역에서의 위치

별 탄생이 점진적으로 이루어지고 있음을 알수 있다

가스의 압력을 높이고 팽창하게 한다 무거운 별들이 연료를 다 소모하면

폭발하면서 가스를 가열

뜨거운 가스는

주변의 차가운 성간운으로 퍼져나간다

차가운 가스가 팽창하는 가스와 온도가 같아질 때까지 물질을 압축 차가운 가스의 밀도가 100배정도 높아지게 되면 별 탄생 태어난 별들이

중심에서 멀어짐 성단으로 인식되지 않음

백만-2백만년의 나이 주변 성간운들을 압축 계속 별들을 생성케함

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수백개의 아기별들이 묻혀있는 성운 붉은 빛은 성간먼지에서 나오는 적외선(연속복사)이고,

녹색 빛은 성운속의 일산화탄소(CO)에서 나오는 적외선(선복사)

NGC 7129는 지구에서

약 3300 광년 (1 kpc) 거리에 있다.

네가지 다른 파장대에서 촬영된 영상을 합성한 것이다

(파랑 = 3.6 micron, 녹색 = 4.5 micron, 주황 = 5.8 micron, 빨강 = 8.0 micron).

장미 꽃봉오리 모양의 물체는 사진 중심근처에 밝게 보이는 별 세개에 의하여

가열된 성운이다.

그 왼쪽과 아래쪽에 보이는 붉은 성운들도

각각 그 안에 어린 별을

한 두개씩 품고 있는 것이 보인다.

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오리온 지역은 어떻게 별이 만들어지기 시작했는지에 대한 통찰력을 주시만 그 후의 단계는 아직 규명되지 못함

직접 관측이 힘들다, 왜?

1. 별 탄생지역을 둘러싸고 있는 분자구름의 안쪽은 가시광선 관측이 불가능하다

별 탄생

2. 새로운 별의 수축은

아주 작은 지역(0.3LY)에서 일어난다

적외선 전파관측

시작 현재 관측기술로는

분해 불가능

초기수축 단계의 별을 찾는 노력이 경주됨

현재 이론 계산과 관측의 결합으로 조금씩 이해되고 있는 실정!

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분자구름의 물질 덩어리가 별로 수축하는 기간

분자구름은 전형적인 별의 질량보다 10⁵배 크므로 많은 수의 원시별이 만들어진다

고밀도 중심 핵

원시별

질량을 키워가는

원시별 항성풍 원반으로 쌓인

아기별 주변에서 물질을

계속 끌여 들임

중력 > 압력이 될 때 빠른 수축 수축 회전하면서 더 빨리 회전하면서

핵반응 시작

원반 수직부근으로 물질 방출 적도부근에

원반형성

적외선으로만 관측가능 티끌구름은 주변별빛으로

관측가능

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M42 (Gemini 적응광학관측)

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항성풍과 제트

원시별이 표면에서 입자를 강하게 불어낸다

별 표면에서 200kms^-1로 흘러나가는 양성장와 전자

항성풍

원시별 적도주변의 모임원반 때문에 극 방향으로 빠져나감

제트

원시별 S106의 적외선사진 바깥쪽으로 향하는 가스흐름을 조이는

모임원반

HH(Herbig-Haro) 천체들

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거리: 450LY

제트속도: 약 33만 km/s (물질들의 knot관측으로 추정) 황소자리

원시별

매듭들이 밖으로 나가면서 커짐

오리온성운 원시별

티끌에 가리워 안보임

D=1500LY인 원시별

아마 쌍성이어서 나오는 에너지가 변하는 것 같다

복잡한 제트 구조 이미 존재하는 성간가스와 부딪혀 충격파 형성

전형적인 원시별 (이중 제트구조) HH1 과 HH2

제트사이의 거리는 1LY이 넘는다 1AU

2. H-R도와 별의 진화연구

별이 핵연료를 소진하면서 광도와 온도가 변한다

H-R도에서 위치가 변한다

이론적인 별의 모형을 관측결과와 비교해보면서 진화에 대한 이해를 할 수 있다

한별이 H-R도상에서 시간이 지나가면서 변화되는 위치변화 진화경로

초기에는 반지름이 크고 차갑다

진화경로

발생하지 않고 중력수축에 의한 켈빈 헬름홀츠에너지를 방출함

적외선에 투명하여 중력수축하는 공간을 쉽게 빠져나감

표면적이 작아지면서 광도도 작아짐 가스 압은 낮은 상태로 유지하면서 중력수축을 계속한다

진화경로가 수직선에서 수평으로 바뀐다:

(서서히 표면온도가 올라가면서 왼쪽으로) 주계열별 (성인별)

수소핵융합반응을 일으킬만큼 뜨겁다 (천만도정도)

평형에 도달 (압력=중력) 변화율이 급격히 감소 H-R도에서의 위치는 질량이 결정

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윗 쪽에 있는 별들은

아직 수축하는 물질로 둘러싸여 숨겨져 있다

핵융합 반응을 일으킬 만큼 온도가 올라가지 않는다

질량이 아주 낮은 별

임계질량 = 1/12 M_⊙ 겨우 중력수축을 막을 정도의 핵융합반응을 유지할 만한 질량에서 끝난다

임계질량 아래의 천체는 갈색왜성 또는 행성이 된다 (아직 명확한 구분이 없다) 윗 쪽에 있는 별들은

아직 수축하는 물질로 둘러싸여 숨겨져 있다

질량이 아주 큰 별

복사되는 에너지가 추가의 물질을 빨아들이지 못할 정도로 강해지는 곳에서 끝난다

임계질량:

100 M_⊙ 갈색왜성: 원시별 원반 중심부에서 형성 행성: 원시별 주변의 원반에서 형성

진화시간 척도

전주계열 진화는 주계열에 가까워지면서 느려진다

별의 질량에 따라 달라진다

주계열에 도달하는데 1000년

주계열에 도달하는데 100만년 주계열에 도달하는데 1000만년

3. 행성이 별 주변에서 만들어진다는 증거

행성을 태양계 밖에서 발견하기는 아주 어렵다

1. 모 항성의 빛을 반사하는 양이 모 항성의 에너지에 비해 아주 작다

2. 모 항성의 빛에 가려버린다

모 항성이 미치는 영향을 관측하거나

행성이 만들어질수 있는 원반물질을 검출하는 등의 간접적인 방법으로 발견가능!

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원시별 주변의 원반:형성중인 행성계?

완전히 형성된 행성보다

이들을 만들어낼 수 있는 물질을 찾는 것이 훨씬 쉽다

행성은 새로 형성된 별 주변을 돌고 있는 가스와 티끌입자들이 뭉쳐서 만들어진다

행성의 일부분이 될 티끌입자들에서 나오는 빛의 관측이 가능!

각 티끌 입자들은 원시별에 의해 덥혀지고 적외선영역의 빛을 낸다

몇 개 행성이 형성되면 거의 대부분이 우리가 볼 수 없기 때문에 적외선 복사량은 티끌입자들이 행성을 형성하기 바로 전에 가장 많다!

오리온성운의 젊음 별주변의 원반 22

관측:

원시별의 50%가 크기10-1000AU의 원반을 보유

행성계 지름의 30배 원반의 질량:

태양질량의 1-10%

태양계 행성들의 질량합보다 크다

태양계 행성들의 질량합보다 크다

관측:

별의 상당부분이 행성을 만들기 알맞은 장소에 충분한 물질을 지니고 시작되었다

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원시행성 원반의 진화

원반의 성질이 원시별의 나이에 따라 변화한다

1. 적외선 검출기로 원반을 연구할때 티끌로부터 열복사를 측정한다 2. 원시별이 주에너지원이기에 원시별에 가까운 티끌이 가장 뜨겁다

고려해야 할 점:

0.1AU: 1000K 1AU: 수 백 K 주어진 원반에서 1000K뜨거운 물질이 관측되면

티끌이 별표면까지 퍼져있음을 의미 뜨거운 물질이 관측되지 않으면 별과 가까운지역에 티끌이 없음을 의미 관측:

•원시별이 300만년보다 젊으면 뜨거운 티끌을 지니고 있다

•3000만년이 넘으면 원반은 앏아져 있고 투명해지기 시작

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또 다른 관측:

300만년 -3000만년 된 별들에서 바깥부분은 아직 불투명하지만

원반 안쪽에서는 뜨거운 물질이 거의 없는 경우가 발견 (중심부분이 비어있는 도우넛모양)

어떻게 원반에서 하나는 티끌이 아주 많고

또 다른 하나는 티끌이 거의 없는 경우가 공존할 수 있을까?

비어있는 경우는 물질이 안으로 들어오는 것을 막는 매커니즘이 이해되어야!

이론계산:

•목성크기의 행성이 생기면 물질이 안으로 유입되는 것을 막는다

•원시별과 행성사이에 있는 티끌과 가스는 5만년이내에 별에 빨려든다

• 행성궤도 바깥쪽의 물질은 행성중력때문에 원시별로 움직이지 못한다

베타 빅토리스 주변의 원반 (반사된 빛으로 빛나는 가시광선, HST)25

원반안쪽부분이 바깥부분에 대해 약간 기울어져 있다

가시광 영상

밝기 분포

하나 이상의 행성이 원반 안쪽에 존재 태양계의 콰이퍼벨트보다 더 티끌이 많고 두꺼운 원반!

4. 태양계 너머의 행성들: 탐색과 발견

거대행성의 형성이 관측들을 설명해준다하더라도 거대행성의 존재를 증명하는 것은 아니다

행성존재에 대한 증거를 찾기위한 여러가지 관측기법이 시도되어 성공함 현재 기술로 가능한 실험은

중심 별에 대한 주변 행성의 효과를 찾는 것

궤도운동 탐사

별 주변에 목성같은 행성이 존재한다 하자 궤도 반지름은 질량에 반비례:

행성이 별질량의 1/1000배라면 별궤도는 행성궤도의 1/1000

별은 행성보다 보기 쉽지만 그 운동은 아주 작다 αCen에서 태양계를 볼때:

목성궤도지름은 10초, 태양궤도는 0.01초

지상에서 가장 좋은 망원경으로도 목성을 볼 수 없다

궤도운동 탐사

αCen에서 태양계를12년동안 0.01초를 분해해서 관측한다면

작은 각도로 별이 파동치는 것을 관측할 수 있을 것 관측된 운동과 주기로 목성의 궤도와 질량 추정 (케플러 법칙을 이용)

질량이 작은 별들주변의

목성 정도 질량을 지닌 동반성을

찾아낼 수 있는 정확한 천문학적 측정을 지상에서 할 수 있다

별과 행성의 궤도운동은

스펙트럼의 도플러 효과로 측정가능

행성의 발견

1995년 행성의 존재를 입증

행성을 동반한

별의 공통질량중심에 대한 운동은 별의 도플러 이동의 주기적 변화로 관측됨

시선속도의 미세한 변화

태양의 경우:

시선속도가 목성중력때문에 12년의 주기로 13m/s변하고, 토성효과를 감안하면

15m/s변한다

행성의 발견

Mayor + Queloz (1995, 제네바 천문대)

51Peg를 돌고있는 행성 발견

거리: 40광년,

행성의 궤도주기: 4.2일(약 700만km의 거리에서 운동)

별은 행성을 1000도까지 덥힐 수 있다

질량: 목성질량의 0.5 (지구질량의 150배)

Marcy + Butler (1996, 릭 천문대) 의 외계행성 발견

행성궤도주기: 116일

행성궤도주기: 1100일

현재 목성형 행성들만 발견 됨

태양주변에서의 행성 형성은 유일한 사건이 아니고 별의 형성에 많이 동반되는 과정이다

별 이름 추정된 거리 [LY]

최소 행성질량 [목성 질량]

행성궤도 주기 [일]

장반경 [AU]

51 페가수스 40-60 0.5 4.2 0.05

70 처녀 30 6.5 116 0.5

47 큰곰 40 2.3 1100 2

HR 3522 44 0.8 14.76 0.1

HD 114762 100 9 84 0.38

HR 5185 62 3.9 3.3 0.05

PSR 1257+12 1600 A: 0.00005 B: 0.011 C: 0.009

25.3 66.5 98.2

0.19 0.36 0.47

처음으로 다른 별 주변에서 발견된 행성들

행성과 펄서

행성정도 질량의 천체를 발견한 것은 1992년 중성자별주위에 3-4개의 행성을 발견한 것이었다 (PSR 1257+12)

중성자별의 질량중심에 대한 운동을

펄스 도착시간의 규칙적인 변화로부터 알아냄

이들 행성들은 원래의 행성은 아닐 것이라 확신하고 있다:

초신성 폭발시 이웃별의 잔해물질로 이루어진 “2세대 행성”

태양계 행성들과는 전혀 다를 것이다!

행성의 촬영

행성 중 하나가 별 앞을 지날 때 별빛이 감소하는 것을 관측

적외선 관측

여러가지 첨단 기법으로

다양한 행성촬영노력이 경주되고 있다

행성 스펙트럼 관측

외계 행성 탐색 전용 관측 기기 (케플러 우주 망원경 등) 개발로 크게 증가

외계행성의 발견

외계행성의 발견

천문연 천문우주동영상

http://astro.kasi.re.kr/Main/ContentViewForm.aspx?MenuID=1178

별 탄생 정리