우주 이야기 35 - 우주에서 가장 뜨거운 항성은 ?

 

 필자가 우연한 계기로 우주에 대한 여러 포스팅을 시작한 이래 몇몇 분들이 쪽지로 질문을 보네 주시곤 한다. 이 중에 한가지 질문은 표면 온도가 가장 차가운 별은 어떤 것인가 하는 질문이었다. 처음 생각하기에 이 질문은 별의 분광형 (Spectral type)과 연관되어 설명할 수 있을 것으로 생각하기 때문에 별의 분광형에 대한 간단한 설명과 덧붙여서 해볼 생각이다.

 다만 설명의 순서는 뜨거운 순으로 먼저 해볼 생각이다. 그래서 오늘 포스팅의 주제는 우주에서 가장 뜨거운 항성이 어떤 것이냐는 것이다. 앞서 포스팅을 보신 분들은 WR 혹은 분광형 W, 통칭 울프 레이에 별 (Wolf Rayet star) 을 기억하시는 분도 있을 것이다. (별의 표면 온도, 절대 등급, 광도, 분광형, 색지수 등으로 항성을 분류하는 HR 도표에 대한 앞의 포스팅을 안보신 분은 이 글을 읽기 전에 한번 보시기를 권장한다.  (http://blog.naver.com/jjy0501/100094261682 참조))

 (HR 도표 이 파일은 저자에 의해서 public domain 으로 등록됨. 저자 : HeNRyKus)

 위의 HR 도표에서는 왼쪽에 위치할 수록 표면 온도 (effective surface temperature) 가 높다. 그리고 가장 왼쪽에는 분광형 W 가 있고, 주계열성에 속하진 않지만 주계열성의 대각선 왼쪽 방향 끝에 WR 혹은 울프 레이에 별이 있다. 따라서 이 HR 도표에서는 WR 이 가장 뜨거운 별이 된다. 그러면 일단 울프 레이에 별에 대해서 우선 알아보자.

분광형	표면온도	통상적인 색	겉보기 색	질량	반경	광도	수소선	모든 주계열성들 중 차지하는 비율
W	≥60,000 K	청색	청색	≥15 M☉	≥6 R☉	≥100,000L☉	매우 약함 (헬륨의 선이 나타남)	주계열성이 아님
O	30,000ㅡ60,000 K	청색	청색	12ㅡ30M☉	6ㅡ20R☉	30,000ㅡ1,400,000L☉	약함	0.000002%
B	10,000–30,000 K	청색-백색	청백색-백색	2.1ㅡ12M☉	1.8ㅡ6R☉	25ㅡ30,000L☉	중간	0.013%
A	7,500–10,000 K	백색	백색	1.4ㅡ2.1M☉	1.4ㅡ1.8 R☉	5ㅡ25 L☉	강함	0.11%
F	6,000–7,500 K	백색-노랑색	백색	1.03ㅡ1.4 M☉	1.15ㅡ1.4 R☉	1.5ㅡ5 L☉	중간	1%
G	5,200–6,000 K	노랑색	노랑색	0.8ㅡ1.03 M☉	0.96ㅡ1.15 R☉	0.6ㅡ1.5 L☉	약함	2.5%
K	3,700–5,200 K	오렌지색	노랑-오렌지색	0.45ㅡ0.8 M☉	0.7ㅡ0.96 R☉	0.08ㅡ0.6L☉	매우 약함	6.7%
M	2,000ㅡ3,700 K	적색	오렌지-적색	0.08ㅡ0.45 M☉	0.2ㅡ0.7 R☉	0.01ㅡ0.08L☉	매우 약함	88.677%
L	1300ㅡ2000 K	적색-갈색	적색	0.02-0.08 M☉	0.1-0.2R☉	0.001ㅡ0.01L☉	매우 약함	0.6%
T	700ㅡ1300 K	갈색	갈색	<0.02M☉	<0.2 R☉	<0.001 L☉	매우 약함	0.4%
Y	<700 K	갈색-고동색	고동색-흑색	<0.02M☉	<0.2 R☉	<0.001 L☉	매우 약함	0.000001%

(분광형과 표면온도, 색, 질량, 반지름, 광도와의 관계 - 이 표는 주계열성 상태일 경우에만 유효함. 여기서 질량/반경/광도 (M/R/L) 의 기준은 태양의 질량, 반지름, 밝기를 1로 본 것임   출처 : 위키)

 위의 표에서는 울프 레이에 별이 매우 질량이 크고 표면 온도가 극단적으로 뜨거운 ( 실제 온도는 대개 2.5 - 5만 K 나 혹은 그 이상이다) 별임을 알 수있다. 그리고 그 질량이 매우 크며 (대개 태양의 20 - 100배) 태양의 10만배 이상 밝은 별임을 알 수 있다.

 사실 울프 레어에 별은 대개 지구에서 멀리 떨어져 있지만 그 밝기 때문에 비교적 일찍부터 관측이 된 별이다. 1867년 파리 관측소의 샤를 울프 (Charles Joseph Etienne Wolf - 그런데 프랑스어로 울프라고 읽는 게 맞는지? ) 와 조르주 레이에 (Georges Antoine Pons Rayet ) 는 관측소의 40cm 푸코 망원경을 사용하여 백조자리에서 3개의 별을 발견하고 스펙트럼을 분석했는데, 그 스펙트럼이 매우 특이함을 알게 되었다.

(조르주 레이에의 사진  This media file is in the public domain in the United States )

 이 별들의 스펙트럼은 다른 항성들에서 볼 수 있는 평범한 수소선은 없는 방면 넓은 폭의 특이한 방출선을 확인할 수 있었다. 사실 울프나 레이에 모두 그 원인은 알 수 없었지만 이를 서둘러 학회에 보고한 덕에 이 별들은 Wolf Rayet 별이라는 명칭을 얻게 되었다.

 울프 레이에 별들의 특이한 방출선은 수십년간 수수께끼 였다. 미국출신의 저명한 천문학자인 에드위드 피커링 (Edward Charles Pickering ) 이 방출선들이 특수한 상태에 놓인 수소의 것이라고 주장했으며 Balmer series 와 비슷한 Pickering series 를 주장했으나 훗날 기각되었다. 사실 피커링이 주장했던 방출선은 나중에 헬륨의 것으로 결론이 났다.

 아무튼 1920년대에 들어와 울프 레이에 별들의 본질이 서서히 드러나게 되었다. 이 별들의 폭넓은 방출선은 도플러 효과 때문임이 알려지게 되었는데 이는 중요한 발견이었다. 왜냐하면 도플러 효과는 가만이 있는 물체에서는 나타나지 않기 때문이다. 우리는 움직이는 기차 소리나 달리는 소방차의 사이렌 소리에서 도플러 효과를 체험 할 수 있지만, 정지해 있는 기차나 소방차에서는 이를 느낄 수 없다. 이는 한마디로 문제의 항성의 기체가 빠른 속도로 움직이고 있다는 증거였다.

 사실 움직이는 별은 흔하다. 아니 움직이지 않는 별이 이상하다고 할 까? 그러나 이 경우는 좀 달랐다. 이는 별 자체가 움직여서 나타나는 도플러 효과가 아니라 표면의 가스가 빠른 속도로 분출하면서 나타나는 효과였기 때문이다. 과학자들은 곧 울프 레이에 별의 표면의 가스가 초속 300 - 2400km 의 빠른 속도로 뿜어져 나오고 있다는 것을 알게되었다.

 더불어 울프 레이에 별의 스펙트럼 분석으로 헬륨 외에 탄소, 수소, 질소등의 원소가 풍부하다는 것을 알게 되었다. 오늘날 울프 레이에 별은 분광형 W 로 표시되며 스펙트럼 상에서 탄소 / 질소 중 어느 것이 풍부하냐에 따라서 WC (carbon), WN(nitrogen) 으로 표시한다. 여기에 WC 형에서 산소가 풍부할 경우 WO (oxygen) 로 표시한다.

 그렇다면 이 괴상한 별의 정체는 무엇일까 ? 사실 대부분의 평범한 항성들은 대부분 수소로 이루어져 있으며 약간의 헬륨과 기타 미량의 금속 (여기서 금속은 리튬보다 무거운 원소이다) 을 포함하고 있다. 따라서 수소를 헬륨으로 태우는 핵융합 반응을 통해 에너지를 생산하다. 그런데 울프 레이에 별은 헬륨이 풍부했고, 탄소, 질소, 산소의 원소도 다량 함유되어 있었다. 그러면서 표면 온도는 매우 높으며, 질량도 크고, 밝기도 매우 밝았다. 여기에 사방으로 엄청난 항성풍의 형태로 가스를 분출하고 있었다.

 참고로 이들의 항성풍은 엄청나다. 태양이 1년에 항성풍의 형태로 물질을 분출하면서 잃는 질량은 태양 질량의 10⁻¹⁴  정도이지만 울프 레이에 별의 경우에는 무려 태양질량의 10⁻⁵ 정도이다. 이 말은 항성풍의 형태로 10만년 마다 태양 만큼의 질량을 잃는다는 것이다. 이것은 1년에 지구의 3배 정도 되는 질량을 항성풍의 형태로 날려 보낸다는 것과 같은 의미이다.

(울프 레이에 별의 하나인 WR 124 의 허블 우주 망원경 영상. 밝은 별 주변으로 엄청난 항성풍이 불고 있다. 따라서 울프 레이에 별 주변에는 성운이 형성되는 경우가 많다. 이 성운은 M 1-67 이다.  This file is in the public domain because it was created by NASA )

 여기에 대해서 루블레프 (Rublev, 1965)와 콘티 (Conti, 1976) 같은 천문학자들은 이 별들이 사실은 분광형 O 인 별로써 그중에서 질량이 아주 큰 별들이 진화해서 생기는 것으로 생각했다. 즉 질량이 큰별들 (대개 태양의 20 - 100배) 정도 되는 별들이 강한 항성풍으로 수소가 풍부한 외각층을 다 날려버려서 뜨거운 내부층이 드러난 경우라는 것이다.

 이 이론에 의하면 울프 레이에 별이 극도로 뜨거우며 (2.5 - 5만 켈빈이나 그 이상) 주변으로 강한 항성풍을 불어대고, 또 헬륨, 탄소, 질소, 산소가 풍부한 이유가 설명이 된다. 또 이 이론에 의하면 울프 레이에 별 자체도 진화를 거듭한다. 최초에는 CNO 순환 연소가 일어나기 때문에 질소가 풍부한 WN 형의 분광형을 가지며, 시간이 지남에 따라 헬륨 연소가 일어나 결국 탄소나 산소가 풍부한 WC, WO 형의 분광형을 가지게 된다는 것이다. (CNO 순환 연소는 탄소, 질소, 산소가 참여해서 수소를 헬륨으로 핵융합 연소시키는 과정이다)

 울프 레이에 별은 그 질량에 따라 운명이 약간 차이가 난다. 질량에 따른 울프 레이에 별의 일생을 표시하면 다음과 같다.

 태양 질량의 75 배 이상인 경우

 : 분광형 O형 별 -> WN 형 (수소가 풍부한 H rich) -> 밝은 청색 변광성 (Luminous blue variables ; LBV) -> WN 형 (수소가 고갈된 H poor) -> WC 형 -> 초신성 Ic (SN Ic)

 태양 질량의 40 - 75배 인 경우

 : 분광형 O형 별 -> 밝은 청색 변광성 (LBV) → WN(H-poor) → WC → 초신성 Ic (SN Ic)

 태양 질량의 25 - 40배 인 경우

 : 분광형 O형 별 -> 밝은 청색 변광성 (LBV) → WN(H-poor) → 초신성 Ib (SN Ib)

      혹은

   분광형 O형 별 -> 적색 초거성 (Red supergiants) -> WN(H-poor) → 초신성 Ib (SN Ib)

( 여기서 잠간 보충 설명을 하면 밝은 청색 변광성은 이전에 설명한 에타자리 용골별이나 피스톨 별 처럼 태양 질량의 최대 150배 까지 큰 질량을 가진 별로 극단적으로 밝은 별 (태양의 수백만배) 이다. (http://blog.naver.com/jjy0501/100084323902 를 참조))

 결국 울프 레이에 별은 O 형 별에서 시작해서 몇 단계 진화를 거쳐 울프 레이에 별이 되었다가 결국 초신성 Ib 혹은 Ic 로 폭발하는 별인 셈이다. 아마도 이들이 폭발할 때는 수소선이 거의 없는 스펙트럼을 방출하는 것으로 생각된다. 

 현재까지 울프 레이에 별은 우리 은하에서 230개, 대마젤란 은하에서 100개, 소마젤란 은하에서 12개 정도 발견되었다. 따라서 우주에 극히 적은 숫자만이 있는 별인 셈이다. 또 별자체의 수명도 아주 짧아서 일시적으로 존재하다가 수백만년 안에 폭발하게 된다.

 한가지 더 재미있는 경우는 일부 행성상 성운의 경우 태양보다 작은 질량을 가진 별들이 죽으면서 주변으로 항성 물질을 날려보내면 중심부는 울프 레이에 별과 비슷한 스펙트럼을 나타내게 된다는 것이다. 아마도 내부층이 노출된 것이 원인을 것이다. 이들에게는 [WR] 의 기호를 붙인다.

 그러면 결론적으로 우주에서 가장 뜨거운 항성은 울프 레이에 별인가? 일부 울프 레이에 별들과 행성상 성운은 10K 이상의 아주 뜨거운 온도를 보이는 것으로 보인다. 따라서 이들을 포함한다면 이 항성들이 유력한 후보라고 하겠다. 하지만 과학자들은 우주 초기에 만들어진 항성이면서 이만큼이나 혹은 이보다 더 뜨거운 항성이 있을 수 있다고 생각하고 있다.

 예를 들어 현재 인간이 관측한 가장 뜨거운 별의 후보 중의 하나로 바로 무려 120억 광년이나 떨어진 링스 아르크 (Lynx Arc) 라는 별이 생성되는 지역에 있다. 2003년 허블 우주 망원경과 켁 망원경, 그리고 45억 광년 떨어진 은하단을 이용한 중력 렌즈의 도움으로 발견한 이 지역에 있는 별들은 무려 표면온도 8만 캘빈 급이라고 생각된다.

(허블 우주 망원경이 포착한 링스 아르크 - 링스 아르크는 하나의 별이 아니라 백만개의 별이 몰려있는 지역으로 별이 생성되는 영역이다. 빨간색으로 보이는 부분이며 중력 렌즈 효과로 뒤틀려 관측된다.  This file is in the public domain because it was created by NASA)

 이 별들은 이미 초신성 폭발을 일으켜 사라졌고 사실 우리는 120억년 전 별을 보고 있는 셈이다. 이 시기에는 거대 질량 별들이 지금보다 더 흔했다고 생각한다. 과학자들은 보다 초기의 우주에는 이 별들보다 더 뜨거운 별이 이론적으로 있을 수 있다고 생각하고 있다.

 현재까지 누구도 관측하지 못한 이 이론상의 별은 바로 항성 종족 III (Population III) 의 별들로 아마도 빅뱅 직후에 생긴 별들이라고 생각한다. 빅뱅 직후에는 수소나 헬륨 보다 무거운 원소가 거의 없었다. 따라서 일부 과학자들은 이 시기 태양 질량의 수백배에 달하는 별이 탄생할 수 있었다고 생각한다. 그러나 이들은 사실 이론적 존재이고 아직 이를 실제로 관측하지는 못했다.

 왜냐하면 우주의 초기 암흑 시대가 끝난 빅뱅 이후 4억년 시기를 관측하려면 아마도 133억 광년 떨어진 지점을 관측해야 하기 때문이다. (이에 대해서는 이전 빅뱅 관련 포스트http://blog.naver.com/jjy0501/100072679034   를 참조) 좀더 간단히 설명하면 130억년 전에 있는 별을 관측하려면 130억년 떨어진 지점을 관측하면 된다. 왜냐하면 이 별의 빛이 오는데 130억년이 걸린 셈이므로 그만큼 과거의 우주를 관측하는 것이기 때문이다.

 사실 이는 지금의 망원경으로는 불가능하기 때문에 앞서 소개한 제임스 웹 우주 망원경 (http://blog.naver.com/jjy0501/100068499951  참조) 가 발사되기를 기다리는 수 밖에 없다. 그러나 만약에 종족 III 에 속하는 별들이 지금의 항성과 비슷하게 연소되면 그 수명이 백만년에 불과하기 때문에, 이를 관측하기 위해서 우주의 극 초기를 관측해야 하므로 이는 제임스 웹 우주 망원경으로도 쉽지 않을 것이다. 사실 100억 광년 이상 떨어진 은하가 아닌 별을 관측하기는 현재 기술로는 어려운 일이다.

(빅뱅 이후 4억년 후 최초 빛나는 별들의 상상도. 과연 극도로 뜨겁고 거대한 종족 III 항성이 있을 까?  This file is in the public domain because it was created by NASA)

 하지만 만약 이들을 관측한다면 일부에서는 그 표면 온도가 최대 12만 K 에 이를 것으로 예상하고 있기 때문에 그 결과가 자못 궁금하다. 과연 그 이론대로일까 아니면 그 이론을 뒤집을 것인가 ? 그것은 사실 관측하기 전까지는 알 수 없지만 예상대로든 아니든 매우 흥미로운 결론이 될 것이다. 아무래도 우주에서 가장 뜨거운 별에 대한 결론은 이러한 추가적 관측 결과가 나와 줘야 좀 더 확실해질 것이다.

 그리고 아직 우주는 매우 방대하고 우리의 지식은 여기에 따라가지 못하므로 사실 우리가 모를 뿐 우주 어딘가는 우리의 상상을 초월할 정도로 뜨거운 항성이 있을 가능성을 누구도 완전히 배제할 수 없을 것이다. 이전에도 이야기 했듯이 우리의 지식은 유한하지만 우리의 무지는 필연적으로 무한하기 때문이다.

 

출처 : http://en.wikipedia.org/wiki/Lynx_Arc

http://en.wikipedia.org/wiki/Population_III#Population_III_stars

 http://en.wikipedia.org/wiki/Wolf%E2%80%93Rayet_star

 주의 : 사실 이번 포스팅을 하면서 울프 레이에 별에 대해서 글을 쓰다가 과연 현재까지 관측된 가장 뜨거운 항성은 무엇인가 하는 궁금증에 검색을 했지만 충분치는 못한 것 같습니다. 제가 쓴 포스트는 그냥 참고로만 간단히 읽어 주십시요. 좀 더 정확한 지식이 생긴다면 그 때 다시 새로운 포스팅을 생각중입니다.