갈색 왜성에 대한 천문학적 자료

표면온도

핵융합이 없기 때문에 갈색이 작습니다. 별의 표면 온도는 3000K를 넘지 않습니다. 갈색 왜성의 온도가 낮을수록 가시광선 주파수의 밝기는 감소합니다. M형 왜성은 적색 주파수대(약 0.75μm)에, 이보다 온도가 낮은 L형 갈색왜성(온도 1200-2000K)과 T형 갈색왜성(온도 800-1200K)의 복사는 근적외선(1-2μm)에 집중돼 있어 갈색왜성은 본질적으로 어둡고 약해집니다. 또한, 갈색왜성 바깥쪽 대기 중의 분자, 예를 들면 물, 일산화탄소, 메탄, 암모니아는 바깥쪽으로 방사선을 흡수하여 갈색왜성을 더욱 어둡게 합니다. 이러한 요인들로 인해 갈색왜성을 찾는 것이 천문관측에서 큰 도전이 되었습니다.

3월 27일 외신에 따르면 천문학자들은 NASA의 스피처와 허블 우주망원경을 이용해 갈색 왜성 바깥의 광폭한 대기권을 탐지해 이 항성 천체 주변의 상세한 '기상도'를 만들었습니다.
애리조나 대학교 주요 연구자인 다니엘 오보이는 "항성과 유사하게 갈색 왜성은 고농도 기체로 구성돼 있지만 질량이 부족해 항성처럼 수소의 핵융합을 완성하고 에너지를 낼 수 없다"고 말했습니다. 그러나 흔히 '실패의 항성'으로 불리는 이런 천체는 가스 행성과 비슷한 복잡한 대기권을 갖고 있습니다.
이 새로운 연구는 저뿐만 아니라 저로 하여금도 될 것입니다. 갈색왜성을 더 잘 이해하고 태양계 바깥 행성의 대기권을 더 잘 이해할 수 있게 해 줄 것입니다.

사실, 연구자 발과 스피처 두 대의 망원경이 동시에 2MASSJ222889-431026으로 명명된 갈색 왜성을 겨냥하고 있습니다. 이들은 이 갈색 왜성에서 나오는 빛이 시간에 따라 변한다는 것을 알아냈고, 스스로 돌면서 90초에 한 번씩 명암의 변화를 이뤄냈습니다. 더 놀라운 것은 그 밝기의 변화 시기가 관측에 사용되는 적외광의 파장에 달려 있다는 점입니다.

이런 변화들은 분명히 갈색 왜성입니다. 외곽에 대기권에 따라 물질 성분이 다르기 때문입니다.분명한 것은 스피처와 허블이 서로 다른 대기권을 관측한 것은 특정 파장의 적외선은 수증기와 고농도의 메탄으로 막힌 반면 다른 파장의 적외선은 더 깊은 대기권에서 뿜어져 나왔기 때문입니다.

NASA 암스 연구 과학자 마크 마렐리(Mark Marley)는 지구의 수증기 구름이나 목성의 암모니아 구름과 달리 갈색 왜성의 구름은 주로 뜨거운 모래알과 쇳물, 기타 흔치 않은 혼합물로 이루어져 있다고 설명합니다.

스펙트럼

갈색 왜성의 스펙트럼이 존재하지만요복잡성은 있지만 화학조성은 여전히 식별이 가능하고 갈색왜성을 분류하는 데도 활용됩니다. T8형보다 질량이 작고 온도가 T8형보다 낮은 천체를 직접 관측해 갈색왜성과 목성(약 125K)을 연결한 천체는 아직 없습니다. 하지만 이미 하늘로 떠오른 스피저 우주망원경이 가진 중적외선 관측 능력은 그 부재의 한 고리를 찾는 데 도움을 줄 수 있을지도 모릅니다.

발견 과정

1995년에 1등성 갈색 왜성 Gl229 B이 발견되었습니다. 붉은색 M형 왜성(가장 낮은 온도, 가장 작은 질량의 항성)보다 더 큰 행성처럼 보이는 아항성 천체의 특징이 뚜렷합니다. 1990년대 후반 광범위한 적외선 순천 덕분에 갈색 왜성이 많이 발견됐습니다.

갈색 왜성은 다시 둘로 나눌 수 있는데 클래스: L타입과 T타입입니다. L형 갈색왜성은 분광상으로는 거행성보다 M형 왜성에 가깝고 질량이 가장 작은 항성과 질량이 가장 큰 아항성 천체를 포함하고 있습니다. T형 갈색왜성은 거행성과 더 유사한 스펙트럼을 갖고 있지만 질량은 거행성보다 훨씬 큽니다. 또 스펙트럼의 일부 온도와 관련된 특징에 따라 갈색 왜성은 0(최고온)부터 8(최저온)까지 9개의 아류로 나눌 수 있습니다. 알려진 L형 갈색왜성은 약 250개, T형 갈색왜성은 약 50개입니다.

가장 먼저, L형 갈색 왜성의 진이었습니다. 한 단계 분류는 가시광선의 적색광선 스펙트럼을 따르고, T형 갈색왜성의 세분화는 근적외선 스펙트럼에 의존합니다. 맥클레이 등은 케커 망원경에 있는 근적외선분광기를 이용해 약 50개 정도의 갈색왜성을 분석해 L형 갈색왜성과 T형 갈색왜성을 통합 분류하는 방법을 제시했습니다. 이들은 질량이 높은 근적외선 스펙트럼을 사용하여 Na, K, Ca, Al과 Mg 원자 스펙트럼의 상대적인 강약 및 물, 일산화탄소, 메탄과 FeH의 스펙트럼을 비교하여 갈색 왜성을 분류했습니다. 이 관측은 L형 갈색왜성과 T형 갈색왜성의 스펙트럼 분류에 틀을 잡았습니다.

갈색 왜성 자체의 작은 자이기 때문에(목성과 비슷한 크기) 낮은 질량으로 갈색왜성 탐사의 난이도가 높아졌다는 관측 자체가 큰 진보를 나타냈습니다. 갈색 왜성의 질량은 태양의 최대 7%(비교목성 질량은 태양의 약 0.1%)에 불과해 수소핵융합을 작동시키고 유지하기엔 역부족입니다. 갈색왜성의 질량이 13개 목성 질량 이상이면 듀테륨을 태울 수 있지만 듀테륨 소성에서 나오는 에너지는 수소보다 미미하고 질량이 가장 큰 갈색왜성의 경우 듀테륨이 1억 년을 넘지 않습니다. 이와는 대조적으로 항성에서 수소가 연소되는 기간은 수십억 년 지속됩니다. 갈색왜성이 일생동안 방출하는 에너지의 대부분은 형성과 수축시 방출되는 중력에너지이며, 동시에 갈색왜성이기도 합니다. 추워지고 늙어가는 법입니다.

갈색 왜성 형성에 관한 메커니즘에 대해 천문학자들은 투사 이론, 전 항성핵의 광치침식 이론, 불투명도 제약의 분열 이론, 원 항성반의 불안정성 이론 등 여러 가지 설이 많습니다. 투사 이론은 질량이 낮은 원항성 배반이 수소 핵융합에 필요한 질량이 되기 전에 다른 천체와 충돌해 전 항성 핵에서 투사돼 형성됐다는 이론에서 일부 입증됐습니다. 전 항성핵의 광치침식 이론은 질량 항성의 복사가 전 항성핵에 미치는 광치침식 작용에 기초하여 전리수소영역에 있는 갈색 왜성의 형성 메커니즘을 설명할 수 있습니다. 갈색왜성 역시 큰 질량의 원래 항성반이 다른 항성의 중력에 의해 깨지면서 생길 수 있습니다. 이 이론들은 모두 다 이해할 수 밖에 없습니다.석부분 갈색왜성의 형성은 갈색왜성 주변의 항성반들을 연구하면 이러한 이론을 효과적으로 검증할 수 있습니다.
갈색 왜성은 열핵이 발생할 수 있습니다반응하는 것은 다만 격렬하지 않기 때문에 빛을 내지 않습니다. 하지만 적외선 복사는 태양의 1~2 左右 정도를 차지할 수 있고, 너무 가까이 있어도 열에너지를 가지고 있습니다.