Translate

2012년 4월 30일 월요일

우주 이야기 7 - 우주에서 가장 큰 별은 ?



주 : 해당 포스트는 오래된 내용이어서 새로운 포스트로 내용을 변경합니다.



 금일 포스트는 별에 관심이 있으신 분이면 한번 쯤은 궁금해할 이야기다. 과연 우주에서 가장 큰 별은 무엇일까? (단 여기서 별은 항성을 말한다) 필자도 어린 시절 매우 궁금해 하던 것 가운데 하나이다. 오늘 비슷한 궁금증을 가지신 분들을 위해 간단하게 잡설을 풀어보고자 한다. (이 내용은 2009 년에 쓰여지고 2011 년에 개정된 부분이 있습니다. 또 연구가 진행됨에 따라 계속 변경될 소지가 크다는 점을 미리 알려 둡니다. )




1. 극대거성 (Hypergiant)



 사실 인간들은 아주 크다거나 많다는 표현을 하기 위해 여러가지 단어를 끌어쓴다. 조나 경이란 수도 모자라서 무량대수 따위의 표현을 쓰거나 Super 란 표현도 모자라 Ultra 나 Hyper 라는 표현도 가져다 쓴다. 이 Hypergiant 또한 거대한 별인 거성 (Giant) 중에서 아주 큰 별을 표현하기 위한 초거성 (Supergiant) 보다도 더 큰 별을 표현하기 위한 것이었다.



 1956년, 천문학자인 택커리와 피스트는 초거성 중에서도 아주 큰 별을 표현하기 위해서 Super - super giant 라는 명칭을 부여했다. 이들의 구분법은 바로 밝기, 즉 절대 등급을 기준으로 한 것이었다. 그들에 따르면 절대 등급이 -7 이상인 별들이 이 범주에 들어갈 수 있었다. 후에 super super 가 안어울린다고 생각한 천문학자들에 의해 그 명칭은 Hypergiant 라고 변경되었다.





 (위의 HR 도표에서 가장 위에 극대거성(Hypergiant) 들이 분포하고 있다. 이 파일은 저자에 의해서 public domain 으로 등록됨. 저자 : HeNRyKus)



 오늘날 이 극대거성은 초거성의 일부로 생각되는 듯하다. 최근에는 절대 등급 보다 질량이 태양의 100배가 넘는 항성을 극대거성으로 지정하기도 하지만 실제 이 극대 거성이라는 표현에는 정확한 정의가 없이 약간 느슨하게 사용되는 용어인 듯 하다.



 그런데 혹시 태양 질량의 1000배, 10000배 되는 Ultra Hyper Giant 항성은 없을까? 이 광할한 우주에 지금까지 관측하지 못했다고 해서 꼭 그런 별이 없으란 법이 없지 않을까? 하지만 과학자들은 항성들이 무한대로 커질 수 없다는 사실을 알고 있다. 이른바 에딩턴 한계 ( Eddington limit : 클릭하면 해당 위키 사이트로 이동) 가 바로 그것이다.


 에딩턴 한계란 항성의 중력과 복사압이 겨우 균형을 맞추어 별이 존재할 수 있는 질량을 말한다. 이 질량은 태양의 120배이다. 별이 태양 질량의 120배 정도 되는 경우 자신의 외각층을 날려보네면서 강력한 항성풍을 일으키기 때문에 그 질량을 잃게된다. 이에 의하면 태양 질량의 120배가 넘는 항성들은 극도로 불안정하여 초고속으로 연소되면서 주위로 물질을 뿜어낸다.


 이는 태양 질량의 수백배가 넘는 항성이 만들어지지 않게 막는 일종의 제한 장치인 셈이다. 사실 태양 질량의 100배가 넘는 거대 항성들은 우리 은하계에 수십개 미만밖에 되지 않는 드문 존재라고 생각된다.


 또 질량보다 부피가 큰 극대거성도 마찬가지 이다. 너무 커지면 이로 인해 외각층을 붙잡아 둘 수 없어 막대한 질량을 잃기 때문에 결국은 무한정 커질 수는 없는 것이다. 이는 항성이 커지는데 어느 정도 한계가 있음을 시사하는 것이다.


 그러면 거의 극한까지 커졌거나, 가장 무거운 별은 어떤 것이 있는지 살펴보자.


 (주의 : 이 순위는 잠정적인 것이다. 지속되는 관측으로 인해 내용이 변경되어 현재 이 포스트의 내용도 수시로 바뀔 수 있다) 






2. 가장 부피가 큰 별 ? - VY Canis Majoris


 이 별 (VY Canis Majoris)은 큰개자리에 있는 별로 지구에서 약 1.5 Kpc (킬로파섹) 혹은 4900광년 떨어진 별이다. 큰개자리라는 필자도 잘 모르겠는 별자리에 있는 이 별이 왕좌(?)에 등극한 것은 2006년의 일이었다. 추정에 의하면 가장 거대한 항성으로 생각된다.


 2006년 Atrophysics 에 실린 로버타 험프리(Roberta M Humphreys)의 논문에 의하면 (http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0610/0610433v1.pdf 를 클릭하면 해당 논문으로 이동) 이 별의 추정 반지름이 태양 반지름의 1800 - 2100배에 달해서 지금까지 관측된 모든 항성 가운데 가장 거대한 항성이라는 것이다.



(2007년 허블 우주 망원경이 관측한 VY Canis Majoris, 이 별은 그 거대한 크기로 인해 항성풍의 형태로 많은 질량을 잃고 있는 듯 하다. 별 주변으로 가스 때문에 다소 뿌옇게 보인다. This image is in the public domain because it created by NASA, 출처 : NASA, ESA, and R. Humphreys (University of Minnesota))



 험프리의 추정 크기가 맞다면 이 별의 반지름은 태양에서 토성까지의 공전궤도 정도의 크기가 될 것이다. (약 14억 km) 이 별의 가공할 만한 크기는 태양과의 크기를 비교한 다음의 컨셉아트에서도 확인할 수 있다.



(VY Canis Majoris 와 태양의 크기 비교, 지구와 태양보다 더 거대한 차이가 있다. 저자에 의해 public domain 으로 공개됨. 저자 : User:Mysid)




 이와 같은 크기가 맞다면 이 별이 더 좋은 망원경이 나오기 전까지 한동안 제왕의 자리를 지키기에는 무리가 없어 보인다. 하지만 아직까지는 추청이라는 사실을 생각해야 한다. 필립 메세이 ( Philip Massey) 등이 역시 2006년에 Atrophysics 에 발표한 논문 (http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0604/0604253v1.pdf) 에 의하면 이 별이 생각보다 작을 가능성도 있다고 한다. 그래도 태양 반지름의 600배에 달하는 적색 거성이지만 말이다. 아무래도 좀더 강력한 망원경이 만들어지면 더 확실한 자료가 나올 듯 하다.


 이 VY Canis Majoris 의 질량은 약 태양의 15-25 배정도이며, 밝기는 2-5.6×105배 정도이다. 표면 온도는 약 3000K 정도의 적색극대거성이다. 그러니 질량이나 밝기로는 그렇게 큰 별은 아닌 셈이다. 이를테면 임종을 앞두고 엄청나게 크게 부풀어 오른 셈이다.



 한편 이 별 다음으로 부피가 큰 별들로는 다음의 후보들이 존재한다.



 현재까지 발견된 2번째로 큰 별 (경우에 따라서는 이게 가장 큰 별일 수 도 있다) 은 우리 은하계가 아니라 대 마젤란 은하에 있는 WOH G64 란 별이다. 무려 16만 3천 광년이나 떨어진 이 별은 그 반지름이 태양의 2000배 정도로 생각되고 있다. 그러니 거의 태양에서 토성 궤도까지에 육박하는 셈이다.


  거대하긴 해도 워낙 멀리 떨어져있던 이 별은 유럽 남방 천문대 (European Southern Observatory)의 8.2m 망원경 두개를 간섭계처럼 사용해서 관측함으로써 비로써 그 실체가 드러나게 되었다. 이 관측에서는 흥미로운 사실들이 밝혀졌다.


 사실 이 별 역시 폭발직전의 거대 항성이다. 이 항성은 그 전단계로 역시 막대한 가스를 주변에 뿌려대고 있는데, 그 가스들이 이 별의 중력에 잡혀서 도넛 모양으로 분포하고 있는 것으로 보인다. 아마도 현재까지 이 별은 자신의 질량의 10 - 40%를 손실했으며, 이 별이 가진 도넛 모양의 고리는 태양 질량의 3배에서 9배에 이르는 것으로 생각된다. 이 별 자체의 질량은 태양의 16 - 22배 정도인 듯 하다.



(도넛 모양의 고리를 지닌 거대 항성 WOH G64 의 컨셉 아트.  주의 : 이 그림은 저작권이 있습니다. 저작권자는 이 그림을 출처를 명시하는 조건 하에 누구나 어떤 목적으 로도 자유롭게 사용할수 있도록 허락했습니다. This image may be used provided that the European Southern Observatory is clearly credited as the source of the material. 출처 : http://www.astronomie.de/fachbereiche/radioastronomie/mpifr/2008/riese/pic-1.jpg / 유럽 남방 천문대)


 아마 우주에서 가장 거대한 도넛 모양 구조물이 아닐까? 좀 더 강력한 차세대 망원경이 나오면 보다 정확한 관측 결과가 나올 것으로 기대한다. 참고로 이 별은 표면온도 3200K 에 절대 등급은 - 9.8 이다.



 세 번째로 큰 별은 다소 우리에게 친숙한 별이다. 사실 이 별은 육안으로도 희미하게 볼 수 있다. 지구에서 2400 광년 떨어진 이 별은 세페우스자리 VV(VV Cephei)라는 변광성으로 실제로는 두개의 거대한 별들이 쌍성계를 이룬 것이다. 이 두 별은 VV Cephei A 별과 VV Cephei B 별이라는 개성없는 이름을 가지고 있는데, 사실 이 별들을 가리는 성간 구름이 없다면 이 별은 훨씬 밝게 보였을 것이며, 오래전부터 육안으로 관찰되어 변광성 기호대신 제대로 된 이름을 부여받았을 것이다.


 일 단 VV Cephei A 별이 좀 더  큰데, 그 반지름은 태양의 1600 - 1900 배 정도로 생각되어 일단 랭킹 3위를 차지하고 있다. 질량은 태양의 25배이고 밝기는  275,000-575,000 배 정도이다.  태양이 그 옆에 있다면 일부분을 크게 확대해야 겨우 보일 정도의 크기인 셈이다.




(VV Cephei A와 태양 (옆의 작은 점) 의 대략적인 크기 비교 : 이 파일은 저자에 의해 public domain 으로 공개됨)


 이 별은 역시 폭발 직전이다. 아마도 탄소 연소가 이미 시작된 상태인 듯 하고 아마 천년 이내로 초신성 폭발을 하여 거대 우주쇼를 연출할 가능성이 있다.


 한 편 이 별의 동반성인 VV Cephei B 는 부피로만 따지만 아주 작은 동반성이다. 이별의 반지름은 태양의 10배 정도에 (?) 불과하다. 그러나 밝기는 태양의 10만배이며, 질량도 태양의 21배로 질량으로만 따지면 동반성 VV Cephei A 보다 약간 작은 정도이다. 이 별은 아직은 살날이 동반성 보다 많이 남았지만 현재 헬륨 연소는 시작된 상태로 보인다.


 이 두 별은 아주 가까이에서 서로의 질량중심을 주위를 공전하고 있기 때문에 서로 물질을 전달 할 수 있다. 덩치는 A가 크지만 너무 큰 탓에 외각 물질을 붙잡아 두지 못해서 실제 물질은 A에서 B로 이동한다. 따라서 서로의 질량이 변하기 때문에 궤도는 다소 불안정 한듯 하다. 그리고 물질을 빨아들일 때는 별이 약간 볼록한 모습으로 변할 것이다. 두 별은 20.3년을 주기로 공전하며, 질량 중심에서 17- 34 AU 정도 떨어진 듯 하다.


 4위 이하 부터는 여기서는 별도로 기술하지 않지만 다행히 위키에서 확인해 볼 수 있다. 관심있으시면 반지름 순 별 목록 을 클릭하자. 그리고 마지막으로 여기서 가져온 컨셉아트이다.




(각 별들의 상대적 크기 비교. VV Cephei A 가 랭킹 3위로 생각된다. 원자작자 : Dave Jarvis.
 본 파일은 크리에이티브 커먼즈 저작자표시-동일조건변경허락 2.5 라이선스로 배포됩니다. 요약하면, 원저작자를 표시하고 현 라이선스 그대로 배포하는 조건으로, 이 파일을 자유롭게 공유하고 이차적 저작물을 작성할 수 있습니다)






 3. 우주에서 가장 무거운 별은 ?



 사 실 이 질문은 매우 답하기 어렵다. 크기는 거리와 밝기를 비교해서 어느 정도 알 수 있지만 무게는 주변을 도는 동반성이 있는 쌍성계가 아닌 이상은 구하기가 매우 어렵다. 사실 이런 거대 항성들은 주변으로 가스를 분출하기 때문에 가스에 의해 가려지며, 밝기와 크기마저 아주 정확한 것이 아닐 때가 있다. 그래도 밝기와 크기는 어느 정도 보정이 가능하지만 무게는 아니다. 앞서 이야기 했듯이 항성은 부피가 크다고 무게가 많이 나가는 것이 아니기 때문이다. 역설적으로 별의 크기가 매우 커질 때는 무게가 감소하면서 부풀어 오를 때다.



 물 론 쌍성계인 경우 별의 움직임으로 부터 무게를 간접 계산할 수 있지만, 불행히도 대부분의 무거운 별들은 혼자 있는 경우들이 많아서 그 무게를 구하는 방식은 대게 거대 항성들에 대한 여러가지 이론적 모델에 기인하는 바가 크다. 그러니 각 모델에 따라서도 무게차이가 날 수 밖에 없다. 이것은 극대거성의 별들의 무게에 대한 우리의 지식이 아직은 불완전하다는 것이다. 심지어 가장 무거운 별의 리스트는 영문판 위키와 한글판 위키가 서로 다를 정도이다.



 여 기선 일단 영문판 위키의 표를 기준으로 작성하지만 이런 문제점을 감안한다면 이 리스트는 앞서 크기에 대한 랭킹에 비해서 아주 믿을 만한 것은 못된다. 아무튼 이 별들은 순위에 관계없이 태양의 100배 이상의 거대 질량 항성이다.



 2009 년에 이글을 작성할 때 가장 무거운 별 1위로 보이는 별은 이른바 피스톨 별(Pistol Star)이 다. 이 괴상한 이름의 항성은 지구에서 약 2만 5천광년 정도 떨어진 별로써 궁수자리 방향의 은하계 중심에 가까이 있는 별이다. 이 별이 허블 우주 망원경을 통해 관측되었을 때 주변으로 막대한 가스를 분출하는 것이 확인되었다. 그 가스의 양은 약 태양 질량의 10배로 보이는데, 별 자체의 무게는 태양 질량의 200배로 예측되었으나 이후에 80 - 150 배 정도로 수정되었다. 




(피스톨 별과 피스톨 성운 (Pistol star and Pistol nebular) : 가상 칼라 이미지이다. This file is in the public domain because it was created by NASA)



 이 별은 과거 태양의 1억배에 달하는 엄청난 밝기를 가진 별로 생각되어 우주에서 가장 밝은 별로 생각되었으나 후에 밝혀진 바에 의하면 태양 밝기의 170만배 정도로 크게 하향 조정되었다. 하지만 그럼에도 불구하고 피스톨 별이 20초간 내놓는 에너지는 태양이 1년간 방출하는 에너지와 동일하다.


 피 스톨 별의 반지름은 태양 반지름의 300 - 340배 정도로 생각되며, 정확한 나이는 모르지만 수백만년에 불과할 것으로 생각된다. 그리고 다시 100 - 300만년 이내로 폭팔할 것으로 생각된다. 거대한 별일 수록 빨리 연소되어 짧은 최후를 맞기 때문이다.



 아 무튼 2009년 당시 가장 무거운 별의 후보로 생각된 피스톨 별 (Pistal Star) 는 현재에는 예전 추정보다 작은 태양 질량의 80 - 150 배 정도로 여전히 엄청난 질량의 별이지만 가장 무거운 별이 되기는 어려워 보인다. 대신 2010 년 7 월 칠레의 VLT (Very Large Telescope) 과 허블 우주 망원경을 이용해 발견한 R 136a1 이란 이름의 별이 새로운 후보로 떠올랐다. 이 별 역시 극대거성 (hypergiant) 로 셰필드 대학의 폴 크로우더 (Paul Crowther) 교수가 이끄는 영국 연구진들에 의해 발견되었다. 


 이 별은 거대한 질량의 별들이 막 탄생한 NGC 3603 및 R136 이라는 성단 (star cluster) 을 연구하면서 밝혀진 극대 거성이다. 이 성단에는 태양 질량의 150 배 에 이르는 극대 거성이 적어도 3개 이상으로 여겨진다. 처음에 이 별이 발견되었을 때 연구자들은 태양 질량의 1000 - 3000 배에 이르는 이제까지 밝혀진 적이 없는 엄청난 질량의 별이 발견되었다고 생각했으나 이후 연구에서 이보다는 작은 것으로 밝혀졌다. 



 그럼에도 R136a1 은 태양 질량의 대략 265 배 질량을 지녔다고 여겨진다. 연구자들은 Holographic Speckle interferometry 라는 방법을 통해 이 별의 질량을 측정했다. 연 구자들에 따르면 이별이 생긴지 100 만년 정도 밖에 되지 않았을 것이며 탄생 당시에는 태양 질량의 320배 정도였으나 태양 질량의 50배 정도 되는 질량을 지금까지 잃어서 현재 같은 크기가 된 것으로 보고 있다. 물론 에딩턴 한계가 넘는 질량으로 인해 강력한 항성풍과 함께 질량을 잃었기 때문이다. 


 그 런데 R136a1 은 말기에 거대하게 부풀어 오른 거성이 아니라 아주 젊고 푸른 별이다. 표면 온도 5만 K 정도로 극도로 뜨거운 별로 무게에 비해 크기는 크지 않다. 태양과 비교해서 그 지름은 대략 35 배에 지나지 않는 것으로 추정된다. 오히려 태양 지름의 1000 배가 넘는 별들은 질량이 엄청나다기 보다는 말기에 엄청나게 부풀어 오른 경우다. (이별에 대한 자세한 내용은 여기를 참조  http://blog.naver.com/jjy0501/100141610757  ) 



(좌측 부터 태양 질량의 0.1 배 정도 되는 적색 왜성, 태양 질량의 황색 왜성, 태양 질량의 8 배 정도 되는 청색 왜성, 그리고 가장 우측에 R136a1 의 예상되는 상대적인 크기    출처  : http://www.eso.org/public/images/eso1030c/  )

 이외에 유명한 극대 거성을 소개하면 다음과 같다. 


 일단 첫번째로 소개할 것은 바로 WR 102ka (혹은 Phoeny nebula star, 작약성운별) 라는 별이다. 거리는 대략 2만 6천 광년 정도이며, 질량은 대략 태양의 150배로 생각된다. 이 별 역시 주변으로 막대한 가스를 분출 중이기 때문에 초기 질량은 이보다 더 큰 태양의 175배로 생각된다. 피스톨 별 처럼 은하계 중심의 궁수 자리 방향에 있다.


 이 별은 한 때 가장 밝은 별로 생각되기도 하였으나 현재는 이전보다 약간 어둡다고 생각되고 있다. 그래도 태양의 320만배의 밝기를 지닌다. 그 크기는 태양 반지름의 100배 이상으로 생각된다. 이 별 역시 수백만년 이내로 초신성으로 일생을 마칠 것으로 생각된다.



(Phoeny nebular star : This file is in the public domain because it was created by NASA)






 다음 소개할 별은 우주에서 가장 밝은 별 1위 후보이기도 하다. 용골자리 에타별 (Eta Carinae (η Carinae or η Car))이 바로 그 주인공인데, 최대 질량은 태양의 150배 정도로 생각되며, 지름은 95 - 195배로 생각된다. 밝기는 태양의 400 - 500만배 이상이다.




(호문클로스 성운 안에 있는 용골자리 에타 별 : This file is in the public domain because it was created by NASA and ESA )


 이 별이 천문학자들의 주목을 끄는 데는 다 그럴 만한 이유가 있다. 이 별을 처음 본 사람은 주변을 덮고 있는 두터운 성운 때문에 초신성 폭팔의 잔해로 오해할 수도 있다. 사실 이 별은 1843년 갑자기 몇년간 크게 밝아져 초신성 폭발을 일으켰는지 알았다. 그러나 이후 160년이 더 지났지만 이 별은 살아있다.


 이 것이 바로 천문학자들이 이 별을 주목하는 이유이다. 이런 현상은 초신성 위장 현상이라고 부르는데, 이는 한마디로 초신성이 되려다 실패한 경우로 생각되기 때문이다. 용골자리 에타 별의 완전하지 못한 폭발은 결국 완전한 폭발의 전단계로 생각될 수 있다.


 과 거 이 비슷한 경우로 초신성 2006jc가 위장 폭발을 일으켰다가 2년후 실제 폭발을 일으킨 사례가 있다. 따라서 과학자들이 생각하기로는 이 별도 이제 곧 폭발을 일으킬 가능성이 높다. 어쩌면 이미 폭발했는데 아직 그 빛이 도착 안했을 수도 있다.


 이 별은 그 거대한 크기 만큼이나 거리도 7500광년으로 비교적 극거대성들 가운데서는 가장 가까운 편에 속한다. 따라서 과학자들에게 초신성 폭발을 관측하기에 최적의 별로 생각되는 것이다.


 만 약 실제 폭발한다면, 그 영향은 지구에 까지 미칠 수 있다. 이 초신성은 낮에도 보일 만큼 강력할 수 있으며, 밤에도 밝게 빛나서 책을 읽을 수준이 될 수 있다고 생각하는 과학자들도 있다. 또 강력한 방사선과 감마선의 영향을 받게될 것이다. 그러나 다행히 강력한 감마선 폭발이 일어나는 이별의 양 자전축이 지구를 향하지는 않아서 지구 생태계가 큰 영향을 받지는 않을 것으로 생각된다. 그러나 지구 대기와 자기장의 보호를 받지 못하는 우주선과 우주인은 위험할 수 도 있다.




(용골자리 에타 별의 예상되는 최후 : This work is in the public domain, 출처 :
National Science Foundation Press Release 05-156: Gamma-Ray Burst Smashes a Record)


 위의 컨셉 아트를 보면 과학자들이 흥분하는 이유를 알수 있을 것이다. 이 거대 별은 거대한 폭발을 일으키고 난 이후 블랙홀을 만들게 될 것이다. 블랙홀이 형성되고 거대한 제트 분사가 자전축 방향으로 뿜어져 나오는 것을 실시간으로 직접 망원경으로 보게 될 지 모른다. 아마 일반인들도 제트는 어렵지만 초신성 폭발은 지구에서도 육안으로 잘 보이게 될 것이다. 잘하면 우리가 살아있는 동안에 말이다.


 그런데 한가지 이 별에 대해서 새롭게 알려지는 것은 이 별이 사실은 쌍성계일 가능성도 있다는 것이다. 만약 그렇다면 이별의 초신성 폭발 강도는 예상과는 달라질 가능성도 있다. 물론 그래도 거대한 폭발이 일어나고 블랙홀이 형성되는 것은 변하지 않는다.



 마지막으로 소개할 별은 HD 269810 라는 별인데 태양 질량의 150배로 추정되며, 대 마젤란 성운에 있는 별로 자세한 것은 알려지지 않고 있다.



 http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_most_massive_stars 여기에서 현재까지 추정되는 가장 무거운 별들의 리스트를 볼 수 있다. 그러나 앞서 이야기 했듯이 질량을 구하는 것은 다소 어려운 문제다.




 그런데 마무리하기 전에 한가지 재미있는 항성을 발견해서 이를 기술하고 넘어가는 것이 적당할 듯 싶다. 이 별은 거대 토성이라고 할 수 있는 별이다.


 최 근 나사의 스피처 우주 망원경을 통해 관측한 결과 대 마젤란 성운에서 매우 특이한 항성 2개가 발견되었다. 각각 R66 (HDE 268835) 과 R 126 (HD 37974) 이라고 명명된 이 항성은 각각 태양 질량의 30배와 70배에 이르는 거대 항성으로 그 반지름은 화성궤도에 이를 것으로 생각되는 거대한 별이다. 사실 이정도 크기의 별은 아주 드물진 않다. 하지만 나사의 연구진들의 생각이 맞다면 이 별은 매우 특이한 외모를 가졌다. 바로 거대한 고리를 가지고 있다.



(R 66과 R 126 의 거대 먼지고리의 컨셉 아트 : This file is in the public domain because it was created by NASA )



 이 거대한 고리의 존재는 천문학자들을 놀라게 하기에 충분했다. 이런 거대 별들은 강력한 항성풍으로 주변 물질들을 밀어낸다고 생각했기 때문이다. 이 거대한 먼지고리는 태양계의 카이퍼 밸트의 10배 이상으로 생각된다. 일부 과학자들은 카이퍼 밸트의 특대 버전으로 생각하기도 한다. 아마 그 크기는 60AU (약 90억 km) 에 달하는 것으로 보인다.


 좀 더 강력한 해상도를 가진 차세대 망원경이 완성되면 좀 더 확실한 사진이 나올 것으로 기대해본다. 진짜 컨셉아트 같은 근사한 고리인지 아닌지는 결국 그 때가면 확실해질 것이다. 아무튼 이 연구 관측 보고는 우리가 무엇을 생각하든 우주는 항상 그 이상을 보여 준다는 것을 확인시켜 준다.




 출처: WiKi/NASA

댓글 1개: