우리 태양계에도?

 

우리 태양계에도 먼지 원반으로 의심되는 2개의 천체가 있습니다. 바로 소행성띠(Asteroid belts)와 카이퍼벨트 (Kuiper Belts)라 불리우는 천체입니다. 소행성띠(소행성대)는 화성 궤도와 목성 궤도 사이의 영역으로 미행성(미세한 행성, 유성 크기의 작은 천체 -편집자주-)과 먼지들이 많은 영역입니다. 

 

소행성띠는 아래 그림처럼 도넛모양으로 생겼습니다. 최초로 발견된 세레스 왜행성(10) 을 비롯하여 수백만 개의 소행성이 이곳에 있을 것으로 짐작됩니다. 눈으로 보면 빽빽해 보입니다. 그런데 인간이 만든 우주선이 지나가도 부딪힐 염려가 없을 정도로 공간 곳곳이 거의 비어 있다고 봐도 무방합니다. 

카이퍼대(에지워스 카이퍼띠 : Kuiper Belts, Edgeworth-Kuiper Belts)는 해왕성 궤도보다 바깥쪽의 황도면(11) 부근에 있습니다. 카이퍼대의 바깥쪽 경계는 아직 불분명하지만, 연속적으로 오르트 구름(12)에 이어져 있다고 생각됩니다. 얼음과 운석들의 집합체로 거대한 띠 모양을 이루면서 태양의 주위를 돌고 있습니다. 

 

각각의 형성 과정에 대해서는 의견이 분분합니다. 소행성띠는 목성의 섭동현상(Perturbation, 궤도 이탈 -편집자 주-)에 의해서 행성이 되지 못한 먼지들과 미행성들이 모여서 띠를 이루고 있다고 생각됩니다. 

 

카이퍼벨트 역시 행성이 되지 못한 먼지들과 미행성들의 집합으로 이루어졌는데요. 다만 이 벨트의 미행성들은 바깥 태양계의 밀도가 매우 낮아서 행성 형성에 실패한 것으로 보고 있습니다.

 

먼지 원반, '또 다른 지구' 찾는 열쇠

그렇다면 우리는 오늘날 왜 먼지 원반에 대해서 관심을 가질까요? 온도가 높은 별들은 바깥쪽으로 뿜어져 나오는 복사압력과 태양풍 등의 영향으로 먼지 원반을 날려 버립니다. 먼지 원반이 버틸 수 없는 환경입니다. 따라서 먼지 원반은 항상 적당한 온도의 주계열성 주위에만 존재합니다. 

 

먼지 원반을 구성하고 있는 먼지들은 Km사이즈의 미행성(Planetesimals)이라고 불리는 천체 간의 지속적인 충돌로 만들어진다고 믿고 있습니다. 미행성 중 행성이 되지 못하거나 상대적으로 빠른 시기(~ 10 만 년)에 빠져나와 살아 남은 경우, 서로 상호 간의 충돌이나 (아마도) 혜성 타입의 천체 반응을 통해 끊임없이 먼지 원반을 구성하기 시작합니다. 따라서 먼지 원반은 행성 형성의 또 다른 잔재라고 볼 수 있습니다. 

 

실제로 먼지 원반 안에 행성이 발견되는 경우도 있으며 많은 시뮬레이션 관측에서 이 행성들은 먼지 원반의 형태를 변화시키기도 합니다. 결과적으로 먼지 원반은 여러 사이즈의 먼지부터 미행성 또는 행성을 포함 할 수 있기에 그 중 현재 진행 중인 행성 형성 과정이 포함 되어 있을 수도 있고, 여러 과정의 다양한 형태의 천체가 먼지 원반 안에 포함되어 있을 가능성이 큽니다.

 

행성들의 형성이 모두 끝난 우리 태양계에도 활발히 진화하고 있는 먼지 원반이 있는 것처럼, 다른 오래된 태양계일지라도 먼지 원반은 활발히 활동 중일 가능성이 큽니다. 먼지 원반이 있다는 건 오랜 시간이 지난 만큼 태양계 안의 몇몇 행성은 안정적으로 존재하고 있을 확률이 높습니다. 종합해보면 먼지 원반은 우리 태양계와 비슷한 온도의 태양을 찾고 또 지구와 비슷한 행성을 찾는 데에 더없이 소중한 증거가 될 수 있겠죠. 

 

또한 행성 형성 과정에 여러 가지 제한조건을 (Constraint) 제시해 줄 수 있습니다. 관측을 어떻게 해야 효과적인지 알 수 있는 많은 정보도 얻을 수 있습니다. 먼지 원반을 찾고, 이 먼지 원반의 특징에 따라 행성이 어느 위치에 있는지 가늠할 때도 쓰입니다. 이 행성이 생명체가 살 수 있는 조건을 지닌 행성인지 아닌지도 알 수 있습니다. 인류의 오랜 숙원이 이 먼지 원반의 존재에 따라서 해결 될 수도 있기에 먼지에 관한 연구는 천문학에서 점점 중요해지고 있습니다.

 

먼지 원반의 증거들

 

먼지 원반에 관한 증거는 아주 많습니다. 가장 대표적인 증거는 분광에너지 분포도(Spectral Energy Distribution; SED)를 통해 찾을 수 있습니다. 분광에너지 분포도 (SED) 란 별이나 천체가 내뿜는 에너지의 세기를 파장별로 나타낸 도표입니다. 

 

한 세기 전 독일의 두 천체물리학자 막스 플랑크(Max Planck)와 빈(Wien)은 빛의 파장과 온도가 반비례하다는 위대한 법칙을 발견했습니다. 빈이 실험 결과를 바탕으로 발표한 빈 변위 법칙(Wien's displacement law)은 다양한 (절대) 온도에 대한 파장 함수로써의 흑체(13) 열 방출 강도를 표현하고 있습니다. 이는 흑체에서 빠져나온 파장 가운데 에너지 밀도가 가장 큰 파장과 흑체의 온도가 반비례 한다는 것을 말합니다. 

 

쉽게 말해 차가운 온도의 태양은 긴파장을 (주로) 내뿜고 뜨거운 태양은 짧은 파장을 (주로) 내뿜습니다. 따라서 차가운 별일수록 빨간색에 가까운 파장을 내뿜고 이를 천문학적으로는 “빨간별”이라고 표현합니다. 반대로 뜨거운 별은 파란색에 가까운 파장을 내뿜고 이를 “파란별”이라고 표현합니다. 

 

빨간 불꽃보다 파란 불꽃이 온도가 더 높은 걸 보면, 빨간 별보다 파란 별이 온도가 더 높다는 건 이론적으로 당연한 말입니다. 다시 말해 주계열성이 내뿜는 빛은 뜨겁기 때문에 낮은 파장의 빛(가시광선)을 내뿜게 됩니다. 따라서 별로부터 직접 빛을 받는다면 분광에너지 분포도에서 가시광선 부분이 높게 표현되죠. 

 

그런데 먼지는 태양이 내뿜는 빛을 흡수한 후 재반사하곤 합니다. 먼지가 빛을 흡수 한 후 다시 내뿜을 때 원래 온도보다는 낮은 온도의 빛을 방출하게 되는데 이는 가시광선보다 긴 파장의 빛을 방출한다는 말과 같습니다. 

 

분광에너지 분포도에서 가시광선보다 긴 파장은 적외선입니다. 따라서 먼지가 존재한다면 적외선(긴 파장) 파장의 활성화를 기대할 수 있습니다. 이를 천문학에서는 적외선 과잉현상(Infrared excesses) 이라고 표현합니다. 가장 유명한 별 중 하나인 베가(Vega)에서도 이러한 증거가 발견됐습니다. 

 

우리는 베가(Vega) 별을 통해 항성이 발산하는 빛 외에 적외선 영역을 통해 항성 주위에서 추가로 방출되는 총 2가지의 복사 에너지를 발견했습니다. 별이 홀로 존재할 것이라고 믿었기에, 별이 내뿜는 적외선은 한 군데 뿐일 것이라고 예상했던 천문학자들은 처음에 매우 혼란스러웠습니다. 이는 항성 주위에 아무 것도 없을거라던 종전의 예상을 깨는 엄청난 발견이었습니다. 

 

대략 영하 180도의 온도를 가진(아래 그림의 파란 부분 ~100 micrometer 파장 근처) 미지의 물체는 무엇이었을까요? 지극히 낮은 온도이기에 열을 가진 광선이라고 생각하긴 어려웠습니다. 이는 평범한 우주공간(영하 270도 근처)보다 90도나 높은 온도이기에(지구보다) 이처럼 차가운 천체도 적외선을 방출 할 순 있습니다. 

 

처음엔 소행성이라고 예상을 했지만 이는 불가능한 설명이었습니다. 해당 물체가 그만한 온도가 되려면 태양으로부터 거리가 어느 정도 멀어야 했고 약 80AU 정도 떨어진 곳에서라야 가능하다는 계산이었습니다. 이 의문스러운 존재의 궁금증은 적외선 천문 관측이 계속된 후에야 풀렸습니다. 다른 특정 지역이 아닌 베가별을 둘러싼 원반 형태의 지역에서 방출되고 있었던 겁니다. 

많은 양의 먼지는 소행성이나 행성처럼 상대적으로 규모가 훨씬 큰 천체들보다 더 많은 빛(Photon)을 방출할 수 있습니다. 많은 양의 먼지가 모이게 되면 훨씬 더 큰 표면적을 가질 수 있기 때문입니다. 많은 표면적은 더 많은 빛을 흡수할 수 있다는 말이고, 따라서 더 많은 빛을 방출할 수 있습니다. 

 

이 하나만으로도 엄청난 발견이었지만 더 큰 성과가 있었습니다. 바로 이 적외선 방출로 인한 먼지 크기의 예측이었습니다. 물체는 자신의 길이보다 더 긴 파장을 가진 광선을 방출하지 못합니다. 따라서 먼지가 작을수록 파장이 짧기에, 이를 통해 작은 먼지가 큰 먼지보다 뜨겁다는 사실을 유추할 수 있었습니다.

 

먼지 원반 어떻게 관측하나

 

먼지 원반은 크게 세가지 방법으로 관측할 수 있습니다. 첫 번째는 실제 관측입니다. 빛의 산란을 이용한 짧은 파장으로의 관측, 즉 가시광선과 근적외선의 코로나 그래피를 이용한 관측이 있고 또 열적 태양광 방출을 이용한 긴 파장으로의 관측, 즉 중적외선과 밀리미터 파장을 이용하는 관측이 있습니다.

 

각각의 관측은 장단점이 있습니다. 짧은 파장으로의 관측은 더 좋은 해상도를 가질 수 있지만 더 많은 플럭스를 태양으로부터 받게 됩니다. 짧은 파장으로의 관측은 작고 온도가 적당히 높은 먼지들을 관측할 수 있게 해줍니다. 

 

따라서 짧은 파장으로의 관측은 같은 먼지 원반을 관측하더라도 긴 파장으로의 관측보다 먼지 원반이 더 크게 보입니다. 작은 크기의 먼지들은 먼지 원반 전체적으로 퍼져 있기 때문입니다. 긴 파장으로의 관측은 큰 먼지들을 관측할 수 있게 해줍니다. 긴파장으로의 관측은 온도가 낮기 때문에 먼지 원반의 반지(Parent ring)라고 불리는 큰 먼지들이 주로 모여 있는 곳을 볼 수 있습니다. 짧은 파장에서는 빛의 산란을 이용하는 편이 좋으며, 긴 파장에서는 열 태양방출이 훨씬 더 효과적입니다.

 

한 가지 주의해야 할점은 망원경의 분해 능력보다 더 작은 각도로 분해된 점광원은 분해되지 않는다는 점입니다. 망원경의 해상도는 간단히 λ/D 로 나타 낼 수 있는데 (λ : 관측 파장 (Wavelength), D : 망원경의 직경 (Diameter of the telescope’s objective)) 이 해상도는 라디안 (Radian)(14) 의 단위로 표현되곤 합니다. 예를 들어서 녹색빛의 관측파장인 550nm(15) 와 0.1 각초 (= 4.8 x 10-7 radians)의 해상도를 표현하고자 한다면, 우리는 D = 1.14 m의 직경 망원경이 필요합니다.

 

미행성과 먼지의 온도가 적외선 망원경에서 가장 잘 관측 되는 점을 떠올려 보면 적외선 망원경으로는 수 Km의 천체까지만 관측할 수 있습니다. 따라서 대부분의 미행성은 우리 인간이 가진 망원경으로는 관측할 수 없습니다. 또한 1각초(16) (Arcsecond)보다 작은 분해능을 가진 최첨단 망원경일지라도 천문학적시상(Astronomical seeing)과 다른 대기 효과들 때문에 관측이 매우 힘들어 집니다.

 

두 번째는 이미 언급한대로 분광기(Spectroscopy)를 통한 관측입니다. 즉 분광기를 통해 우리는 분광 에너지 분포도(Spectral Energy Distribution; SED)를 얻을 수 있는데 천문학에서는 이 역시 관측이라고 표현합니다. 

 

분광에너지 분포도를 이용하는 이유는 간단합니다. 태양계에 별만 존재하며 먼지 원반이 없을 경우, 먼지 원반이 태양계를 가득 덮고 있는 경우 또 먼지 원반이 단지 벨트 형태를 이루고 있는 경우 총 3가지의 분광 에너지 분포도가 모두 다르기 때문입니다.

 

위 그림에서도 볼 수 있듯, 맨위의 그림과 같이 별만 있다고 가정 했을 시, 가시광선 부분이 밝게 빛나는 걸 볼 수 있습니다. 가운데 그림처럼, 태양계가 원반 전체로 둘러 싸여있다고 가정할 경우, 가운데 아주 높은 온도 부터 가장 자리까지 끊임없는 다양한 온도를 가지게 됩니다. 

 

'다양한 온도 = 다양한 파장'으로 대입 시켜보죠. 가시광선부터 적외선까지 끊임없는 파장이 밝게 빛나는 걸 확인 할 수 있을 겁니다. 마지막 그림과 같이 먼지가 원반형태로 존재한다면, 가운데 밝게 빛나는 태양의 높은 온도와 적당히 낮은 먼지의 온도 두 가지로 생각할 수 있습니다. 

 

따라서 두 군데의 파장이 특징적으로 관측될 수 있습니다. 지금까지의 모든 적외선 과잉현상은(IR excesses) 마지막 그림과 같은 형태로 발견되었습니다. 따라서 원반의 형태로 먼지가 존재한다고 유추할 수 있었습니다. 실제 관측은 이 예측을 가능하게 만들었습니다.

 

세 번째는 시뮬레이션을 통한 관측입니다. 컴퓨터에 태양계와 비슷한 조건의 모든 환경을 시뮬레이션 코드 (Numerical codes)로 입력합니다. 모든 초기 조건을 컴퓨터에 대입해 시뮬레이션을 실행합니다. 시뮬레이션에서 볼 수 있는 이미지도 우리는 관측이라고 표현합니다. 이는 실제 관측과 비교해서 타당성을 얻을 수 있습니다. 

 

시뮬레이션을 통한 관측은 제한 조건을 걸어 두어 실제 망원경으로 볼 수 있는 비슷한 이미지를 볼 수 있으며 가시성(Visibility) 을 계산하게 되면 실제 관측 가능성도 알 수 있습니다. 또 모든 파장별로 관측을 할 수 있기에 시간과 환경의 제약을 받지 않는다는 장점이 있습니다. 대부분의 천문학자들은 컴퓨터를 이용한 먼지 원반의 모델링 그리고 관측에 큰 시간을 쏟고 있기에, 시뮬레이션을 통한 관측은 앞으로도 끊임없이 이용될 것입니다.

 

- 참고 문헌

Krivov, A. 2010 : Debris disk : seeing dust, thinking of planetesimals and planet

Wyatt, M. 2008 : Evolution of debris disk

Matthews, B. et al. 2012 : Observations, Modelling and Theory of Debris Disks

 

- 각주

10 세레스(Ceres, 공식명칭 : 1 Ceres)는 소행성대에 있는 왜행성으로 현재 태양계의 소행성대에 존재하는 유일한 왜행성입니다. 세레스라는 이름은 로마신화에서 농업의 여신인 케레스에서 따왔다고 합니다.

11 황도는 하늘에서 해가 한 해 동안 지나는 길을 말합니다. 태양 주위를 공전하는 지구의 궤도면과 천구가 만나는 커다란 원의 면을 황도면이라고 합니다.

12 오르트 구름(Oort cloud)은 태양으로부터 약 1광년거리 떨어진 곳에 놓여있다고 추측되는 구상모형 혜성의 구름입니다.

13 흑체(Black Body, 독일어로는 Schwarzer Körper) 란 진동수와 입사각에 관계없이 입사하는 모든 전자기 복사를 흡수하는 이상적인 물체를 말합니다. 열평형 상태에 있는 흑체는 "흑체복사"라는 플랑크 법칙에 따라 전자기 복사를 방출합니다. 물체의 모양이나 구성요소와는 관계없이 아닌 오로지 온도에 의해서만 결정되는 스펙트럼을 가지고 있다는 것을 의미합니다.

14 라디안(radian) 은 반지름의 길이가 r 인 원 위에, 길이가 r인 호를 가정할 때, 이 호에 대한 중심각의 크기를 말하며, 1라디안은 약 57도와 같습니다.

15 1 nm = 10-9 m

16 1 각초는(Arcsecond) = 0,000277778  (degree) 와 같습니다. 각초란 각도의 단위로서, 1도의 60분의 1인, 1분(minute)을 다시 60등분한 것입니다. 즉, 1분을 60초로 정의합니다. 1도의 1/3600, 원 둘레의 1/1296000에 해당합니다.

 

시니어 필진 김민재(mkim@astrophysik.uni-kiel.de)

Institute of Theoretical physics and Astrophysics,

Christian-Albrechts-Universität zu Kiel, Germany

- CARMENES scientific member

- FOR 2285 Research Unit “Debris Disks in Planetary Systems” member