갈색 왜성

갈색 왜성은 질량이 가장 무거운 기체 거행성과 가장 가벼운 항성 사이의 차항성입니다. 구체적으로 질량은 목성의 13~75배 또는 80배 정도입니다. 또는 대략 2.5×1028 kg에서 1.5×1029 kg 정도입니다. 이보다 낮은 것은 차갈색 왜성(때로는 떠돌이 행성이라 불림)이고, 질량이 그 위에 있는 것은 가장 가벼운 항성 적색 왜성입니다. 갈색 왜성은 대류만 있을 뿐 계층이나 화학적 분화 깊이는 없을 수 있습니다. 
갈색 왜성은 주계열대에 있는 항성과 달리 핵심 중수소(1H)가 헬륨으로 융합되는 핵융합 반응을 유지하기에 충분하지 않습니다. 그러나 13 MJ와 65 MJ 사이의 질량으로 듀테륨(2H)과 리튬(7Li)의 핵융합이 가능하다고 알려져 있으며, 핵융합 반응으로 정의하지 않고 생성하는 과정이 갈색왜성을 더 잘 정의할 수 있는지 논란이 되고 있습니다. 

2021년 4월 12일 외신에 따르면 캐나다 천문학자들이 자전 속도가 가장 빠른 갈색 왜성 3개를 발견했는데, 갈색 왜성 3개의 자전 속도가 이전에 발견된 어떤 갈색 왜성보다 빨라졌습니다. 갈색 왜성 한 개당 대략 매시간마다 완전한 자전을 합니다. 

 

천문학자들은 12년 연구 끝에 이 두 갈색왜성을 발견했는데, 모두 300여 밤을 관찰하고 1600회 측정한 결과, 두 개의 상당히 젊은 갈색왜성(100만 년 미만) 모두에 필요한 파라미터가 지구에서 1500광년 떨어진 곳에 있는 오리온 별자리에 있다고 합니다. 쌍성 계통에서 큰 갈색 왜성 하나는 목성의 50배가 넘습니다. 작은 갈색 왜성 하나는 목성보다 30배나 더 크며, 이들의 지름은 각각 태양 지름의 70%입니다. 처음에는 왜소해 보이지 않지만 각각 태양 질량의 5.5%, 3.5%밖에 되지 않습니다. 천문학자들은 또 의외로 경갈색 왜성 표면의 온도가 더 높다는 것을 발견했습니다. 비록 '보통' 항성의 경우 반대로 항성의 질량이 커질수록 더 뜨거워집니다. 아마도 이 비정상적인 현상을 일으킨 원인은 어떤 물리적 작용 과정에 있는 것이 아닐까 합니다. 현대 항성 구조 이론은 고려되지 않았습니다. 이런 물리적 작용 과정(예를 들면 항성의 강한 자기장)입니다. 또한, 이 두 갈색 왜성은 동시에 형성된 것도 아니고, 같은 장소에서 형성된 것도 아니고, 어떤 재변에 의해 결합되었기 때문에 표면온도가 다를 수 있지만, 이 모든 것은 일단 가정일 뿐입니다. 미국 과학자들이 NASA의 스피처 적외선 우주망원경을 이용해 항성을 궤도로 돌고 있는 소형 브라운드워프스타(browndwarfstar)를 발견해 직접 영상을 입수했습니다. 인류는 이런 광경을 처음 발견했지만 이런 현상은 결코 고립되지 않았다고 이들은 말했습니다. 연구보고서의 제1작입니다. 미국 펜슈 대학교 천문학과 천체 물리학과 조교수 케빈 루 호먼은 지난 10여 년 동안 말했습니다. 직접 탐사 방법을 천문학자는 아주 성공적으로 찾았습니다. 스피처 적외선 우주 망원경의 적외선 탐사 능력으로 사람들은 행성계 바깥의 온도가 매우 낮은 갈색 왜성(T왜성이라고도 함)을 직접 탐사할 수 있고 심지어는 큰 행성까지 탐사할 수 있습니다. 발견된 T왜성 이름은 HD3651B로 물고기자리에 있으며 질량은 목성의 50배에 달합니다. 에워싸인 항성은 태양보다 질량이 작고 토성보다 질량이 작은 행성도 있습니다. 이 행성의 궤도는 매우 평평한 타원형인데, 과학자들은 이 궤도를 가지고 있는 이유가 외곽에서 궤도를 돌고 있는 HD3651B의 중력 때문이라고 생각합니다. 과거 태양계 밖의 행성이 극히 편평한 궤도를 갖고 있다는 사실을 알게 된 사람들은 T왜성 등 행성계에 숨어 있는 다른 천체들로 인해 행성 궤도가 극단적인 현상을 보인다는 이론을 제기했습니다. 스피처 적외선 우주망원경의 이번 발견은 이 이론에 대한 첫 증거를 제시했습니다.

연구진은 HD3651B 이후 다른 T왜성들이 하나 둘 발견됐다고 밝혔습니다. 페가수스자리에서 HNpegB가 발견되면 목성의 20배의 질량을 자랑합니다. 이 별자리에서 수십억 년 된 다른 노갈색 왜성에 비해 T왜성은 약 3억 살 정도로 상당히 젊습니다.

 

갈색왜성은 '실패한 항성'으로 불리며 질량이 부족해 불타는 항성이 될 수 없지만 태양계에서 가장 큰 행성인 목성보다 질량이 훨씬 더 큰 것으로 알려져 있습니다. 천문학자들은 이 괴상한 별들에서 목성의 대홍반풍에 버금가는 거대한 행성 비슷한 폭풍을 발견했습니다. 갈색 왜성이 시간이 지날수록 식기 때문에 이 별에는 기체 상태의 철분자가 액체 상태의 철운과 철우로 농축됩니다. 진일보한 냉각에 따라, 거대한 폭풍은 사라질 것입니다. 이 구름층을 지나 밝은 적외선이 우주로 도망가도록 합니다.

저질량 항성 연구 관측은 이 10년 동안 항성 분야의 연구 이슈 중 하나입니다. 갈색 왜성은 그중 가장 주요한 일족입니다. 이들은 항성도 행성도 아니고 둘 사이에 있는 천체입니다. 갈색왜성의 연구는 우리가 항성과 행성의 본질에 대해 더욱 깊은 인식을 갖게 하였으며, 주계열하부까지 더 차가운 L형과 T형을 발견하게 되었습니다. 갈색왜성은 은하계에서 주계열성과 비교할 수 있지만, 우주암흑물질의 주성분은 아닙니다.갈색 왜성의 형성은 다를 수 있습니다. 항성과도 달리 행성과의 형성에 대한 연구는 항성 및 행성의 형성을 보다 투철하게 이해할 수 있습니다.

십수 년 전만 해도 천문학 교과서에서 이론에 머물렀던 천체에 불과했던 갈색왜성은 그 질량이 거행성과 최저온 왜성 사이에 있는 천체의 존재 여부조차 몰랐습니다. 오늘날 우리가 직면한 문제는 이런 저질량 천체들을 어떻게 구분할 것인가 하는 것입니다. 천체물리학 신문에서 맥린 등은 갈색 왜성의 근적외선 스펙트럼에 기반한 통일적 분류법을 제시했습니다. 이 분류 방법은 갈색 왜성에 관한 화학적 편지도 함께 제공했습니다.