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우주진

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목차

1. 개요

우주진은 우주 공간에 존재하는 미세한 고체 입자들을 의미한다. 적외선 천문학의 발달로 천체 물리학적 과정의 중요한 구성 요소로 인식되었으며, 별의 질량 손실, 별 형성, 행성 형성에 관여한다. 우주진 연구는 물리학, 수학, 화학, 천문학 등 다양한 과학 분야를 통합하는 학제 간 연구이며, 입자 크기는 0.01마이크로미터에서 1밀리미터 정도이다. 우주진은 전자기파를 흡수, 산란, 반사하여 성운을 형성하며, 혜성 먼지 채취를 위한 스타더스트 탐사선과 같은 탐사선으로 연구된다.

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우주진
개요
"황소자리 성운 내의 먼지 기둥의 허블 우주 망원경 이미지"
다른 이름우주진, 성간진, 성운진, 미행성진
관련 항목미행성체, 행성, 성간 매질, 별, 원시 행성계 원반, 황도광
특징
구성 성분탄소, 규산염, 얼음, 복잡한 유기물
기원초신성, 적색 거성, 분자 구름
위치성간 공간, 행성간 공간
탐지 방법망원경, 우주 탐사선
역할
별 형성분자 구름 냉각 및 수축 촉진
행성 형성미행성체의 재료 제공
빛의 산란 및 흡수성간 소광 및 성운 형성
연구
주요 연구우주진의 구성 성분 분석, 기원 및 진화 연구, 별 및 행성 형성에 미치는 영향 연구
관련 연구NASA의 스타더스트 미션
추가 정보
참고 자료The New York Times 기사
Geology 저널 논문
국제천문연맹 (IAU) 자료
NASA 자료
ScienceDaily 기사
Nature 저널 논문

2. 연구 및 중요성

우주진 입자는 크기가 0.01㎛에서 1mm 정도이다. 먼지 자체는 지상에서 전혀 보이지 않지만, 전자기파를 흡수하거나 산란, 반사하기 때문에 극히 대규모 집합은 다양한 성운으로 관측된다. 이러한 성운은 다른 별의 빛을 가리거나, 적외선 등을 흡수, 산란하여 천체 관측의 대상이 되며, 전파 망원경 등으로 관측되고 있다.

탐사선을 이용하여 우주진을 채취하려는 시도도 이루어지고 있다. 2006년 1월 15일 미국 NASA의 스타더스트 탐사선이 비르트 2 혜성의 우주진을 지구로 가져오는 데 세계 최초로 성공했다. 로켓이나 기구 등을 띄워 고층 대기에서 우주진을 채취하여 분석하기도 한다.

국내 아마추어들이 지표에 강하하는 구형 우주진을 채집하여 유성진이라는 명칭으로 보고하는 경우도 많다.

2. 1. 학제 간 연구

우주 먼지는 한때 천문학자들에게 관측하려는 대상을 가리는 성가신 존재였다. 적외선 천문학이 시작되면서 먼지 입자는 천체 물리학적 과정의 중요하고 필수적인 구성 요소로 관찰되었다. 먼지 입자 분석을 통해 태양계 형성 과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다.[15] 예를 들어, 우주 먼지는 별이 생의 말년에 접어들 때 질량 손실을 유발하고, 별 형성의 초기 단계에 관여하며, 행성을 형성할 수 있다. 태양계에서 먼지는 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.





먼지에 대한 '''학제 간''' 연구는 다양한 과학 분야를 통합한다: 물리학 (고체 물리학, 전자기 이론, 표면 물리학, 통계 물리학, 열역학), 프랙탈 수학, 먼지 입자 위의 표면 화학, 운석학, 그리고 모든 분과의 천문학 및 천체 물리학.[17] 이러한 다양한 연구 분야는 다음과 같은 주제로 연결될 수 있다: 우주 먼지 입자는 화학적, 물리적, 역학적으로 주기적으로 진화한다. 먼지의 진화는 많은 사람들이 익숙한 일상적인 재활용 단계와 유사한 과정에서 우주가 물질을 재활용하는 경로를 추적한다: 생산, 저장, 처리, 수집, 소비, 폐기.

다양한 영역에서 우주 먼지의 관측과 측정을 통해 우주의 재활용 과정에 대한 중요한 통찰력을 얻을 수 있다; 성간 매질의 구름, 분자 구름, 젊은 별체의 별 주위 먼지, 태양계와 같은 행성계에서, 천문학자들은 먼지를 가장 재활용된 상태로 간주한다. 천문학자들은 먼지 생애의 다양한 단계에서 관측 '스냅샷'을 축적하고, 시간이 지남에 따라 우주의 복잡한 재활용 단계에 대한 보다 완전한 영화를 형성한다.

입자의 초기 운동, 물질 특성, 개입하는 플라스마 및 자기장과 같은 매개변수는 먼지 입자가 먼지 감지기에 도달하는 데 영향을 미친다. 이러한 매개변수 중 하나를 약간 변경하면 먼지의 역학적 거동이 크게 달라질 수 있다. 따라서, 그 물체가 어디에서 왔는지, 그리고 개입하는 매질이 무엇인지 (또는 아닌지) 알 수 있다.

2. 2. 관측 및 측정

우주 먼지는 한때 천문학자들에게 관측을 방해하는 성가신 존재였다. 그러나 적외선 천문학이 발전하면서 먼지 입자는 천체 물리학적 과정의 중요하고 필수적인 구성 요소로 인식되었다. 먼지 입자 분석을 통해 태양계 형성 과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다.[15] 예를 들어, 우주 먼지는 별이 생의 말년에 접어들 때 질량 손실을 유발하고, 별 형성의 초기 단계에 관여하며, 행성을 형성할 수 있다. 태양계에서 먼지는 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.

다양한 영역에서 우주 먼지의 관측과 측정을 통해 우주의 재활용 과정에 대한 중요한 통찰력을 얻을 수 있다. 성간 매질의 구름, 분자 구름, 젊은 별체의 별 주위 먼지, 태양계와 같은 행성계에서, 천문학자들은 먼지를 가장 재활용된 상태로 간주한다. 천문학자들은 먼지 생애의 다양한 단계에서 관측 '스냅샷'을 축적하고, 시간이 지남에 따라 우주의 복잡한 재활용 단계에 대한 보다 완전한 영화를 형성한다.

입자의 초기 운동, 물질 특성, 개입하는 플라스마 및 자기장과 같은 매개변수는 먼지 입자가 먼지 감지기에 도달하는 데 영향을 미친다. 이러한 매개변수 중 하나를 약간 변경하면 먼지의 역학적 거동이 크게 달라질 수 있다. 따라서, 그 물체가 어디에서 왔는지, 그리고 개입하는 매질이 무엇인지 (또는 아닌지) 알 수 있다.

우주진 입자의 크기는 0.01마이크로미터에서 1밀리미터 정도이며, 먼지 자체는 지상에서는 전혀 보이지 않지만, 전자기파를 흡수하거나 산란, 반사하기 때문에, 극히 대규모의 집합은 다양한 성운으로 시인된다. 이러한 성운은 다른 별의 빛을 가리거나, 적외선 등을 흡수 산란하기 때문에 천체 관측의 대상이 되고 있다. 전파 망원경 등으로 관측되고 있다.

또한, 탐사선에 의해 우주진을 채취하려는 시도도 있다. 2006년 1월 15일에는 미국의 NASA가 스타더스트 탐사선을 사용하여 비르트 2 혜성의 우주진을 지구로 가져오는 데 세계 최초로 성공했다. 또한, 로켓이나 기구 등을 띄워 고층 대기 중에서 실제로 우주진을 채취하여 분석하는 시도도 이루어지고 있다.

국내 아마추어들이 지표에 강하하는 구형의 우주진을 채집하는 경우, 유성진이라는 명칭으로 보고되는 경우가 많다.

3. 탐지 방법

우주진은 그 크기가 매우 작아 지상에서 직접 관측하기는 어렵지만, 다양한 방법을 통해 탐지할 수 있다. 우주진은 전자기파를 흡수, 산란, 반사하는 특성을 가지고 있어, 대규모로 모여 있을 때는 여러 가지 성운 형태로 관측된다. 이러한 성운은 별빛을 가리거나 적외선을 흡수하고 산란시켜 천체 관측 대상이 되며, 전파 망원경 등으로 관측된다.

우주진 탐지 방법은 크게 원격 감지와 직접 탐지로 나눌 수 있다.


  • '''원격 감지''': 전자기파의 복사 특성을 이용하는 방법으로, 황도광 측정이 대표적이다.
  • '''직접 탐지''': 지구 대기권으로 유입되는 우주 먼지를 채취하거나, 우주 공간에서 직접 탐지하는 방법이다. 지구 대기권으로 들어오는 외계 물질은 하루에 5~300톤으로 추정된다.[18][19]


NASA는 항공기 날개에 특수 장치를 부착하여 대기 중 별 먼지 입자를 수집하며, 남극이나 그린란드 등 빙하 지역, 심해 퇴적물에서도 먼지 시료를 채취한다. 도널드 E. 브라운리는 1970년대 후반에 수집된 먼지 입자가 외계에서 왔음을 밝혀냈다.

행성 간 공간에서는 탐사선에 먼지 감지기를 탑재하여 우주 먼지를 탐지한다. 먼지 입자는 빠른 속도로 움직이기 때문에, 충돌 시 발생하는 현상(충격 광섬광, 음향 신호, 충격 이온화 등)을 측정하여 먼지의 질량과 속도 등을 알아낸다. 스타더스트 탐사선은 에어로젤을 이용하여 먼지를 포획하기도 했다.

2006년 1월 15일, NASA의 스타더스트 탐사선은 비르트 2 혜성의 우주진을 지구로 가져오는 데 성공했다. 또한, 로켓이나 기구를 이용하여 고층 대기에서 우주진을 채취하여 분석하기도 한다.

국내에서는 아마추어들이 지표면에 떨어진 구형 우주진을 채집하여 유성진으로 보고하는 경우가 많다.

2019년에는 남극에서 국부 성간 구름에서 온 것으로 추정되는 성간 먼지가 발견되었는데, 이는 가속기 질량 분석법을 통해 철-60과 망가니즈-53 방사성 핵종을 측정하여 확인되었다.[23]

3. 1. 원격 감지

우주 먼지를 연구하는 데는 다양한 방법이 사용된다. 우주 먼지는 전자기파의 복사 특성을 이용하는 원격 감지 방법을 통해 감지할 수 있으며, 예를 들어 황도광 측정이 있다.[18][19]

NASA는 성층권 비행 항공기의 날개 아래에 있는 판 수집기를 사용하여 지구 대기에서 별 먼지 입자를 수집한다. 먼지 시료는 또한 거대한 지구 빙상(남극과 그린란드/북극)과 심해 퇴적물에서 표면 퇴적물로부터 수집된다.

도널드 E. 브라운리(Donald E. Brownlee)는 1970년대 후반에 수집된 먼지 입자의 외계 기원을 처음으로 신뢰성 있게 확인했다. 또 다른 출처는 그 안에서 추출된 별 먼지를 포함하는 운석이다. 별 먼지 알갱이는 개별 태양 이전 별의 단단한 내화 조각이다.

행성간 공간에서 행성 탐사선에 먼지 감지기가 제작되어 비행해 왔으며, 현재 일부가 비행 중이고, 더 많은 장치가 비행을 위해 제작되고 있다. 수년에 걸쳐 먼지 감지기는 특히 충격 광섬광, 음향 신호 및 충격 이온화를 측정했다. 최근 스타더스트의 먼지 장치는 저밀도 에어로젤에 입자를 온전하게 포획했다.

과거의 먼지 감지기는 ''HEOS 2'', ''헬리오스'', ''파이오니어 10'', ''파이오니어 11'', ''지오토'', ''갈릴레오, 율리시스'' 및 ''카시니'' 우주 임무, 지구 궤도 LDEF, EURECA 및 고리드 위성에서 사용되었으며, 일부 과학자들은 거대한 랭뮤어 탐침으로 ''보이저 1호''와 ''보이저 2호'' 우주선을 사용하여 우주 먼지를 직접 샘플링했다. 현재 먼지 감지기는 ''율리시스'', 프로바, ''로제타'', ''스타더스트'' 및 ''뉴 호라이즌스'' 우주선에서 비행 중이다. 지구에서 수집되거나 우주에서 더 멀리 수집되어 샘플 반환 우주 임무에 의해 반환된 먼지는 전 세계의 해당 연구소에서 먼지 과학자들에 의해 분석된다. 우주 먼지를 위한 대형 보관 시설은 NASA 휴스턴 JSC에 있다.

적외선은 우주 먼지 구름을 통과할 수 있으므로 별 형성 지역과 은하 중심부를 들여다볼 수 있다. NASA의 스피처 우주 망원경은 제임스 웹 우주 망원경 발사 전까지 가장 큰 적외선 우주 망원경이었다.

또 다른 감지 메커니즘은 편광 측정법이다. 먼지 알갱이는 구형이 아니며 성간 자기장에 정렬되는 경향이 있어, 먼지 구름을 통과하는 별빛을 우선적으로 편광시킨다.

2019년 연구자들은 국부 성간 구름과 관련된 남극에서 성간 먼지를 발견했다. 남극에서 성간 먼지를 감지한 것은 가속기 질량 분석법에 의해 철-60과 망가니즈-53의 방사성 핵종을 측정하여 수행되었다.[23]

우주진 입자의 크기는 0.01마이크로미터에서 1밀리미터 정도이며, 먼지 자체는 지상에서는 전혀 보이지 않지만, 전자기파를 흡수하거나 산란, 반사하기 때문에, 극히 대규모의 집합은 다양한 성운으로 시인된다. 이러한 성운은 다른 별의 빛을 가리거나, 적외선 등을 흡수 산란하기 때문에 천체 관측의 대상이 되고 있다. 전파 망원경 등으로 관측되고 있다. 또한, 탐사선에 의해 우주진을 채취하려는 시도도 있다. 2006년 1월 15일에는 미국의 NASA가 스타더스트 탐사선을 사용하여 비르트 2 혜성의 우주진을 지구로 가져오는 데 세계 최초로 성공했다. 또한, 로켓이나 기구 등을 띄워 고층 대기 중에서 실제로 우주진을 채취하여 분석하는 시도도 이루어지고 있다.

국내 아마추어들이 지표에 강하하는 구형의 우주진을 채집하는 경우, 유성진이라는 명칭으로 보고되는 경우가 많다.

3. 2. 직접 탐지 (현장 탐지)

우주 먼지는 다양한 수집 방법과 위치를 사용하여 직접('현장') 감지할 수 있다. 지구 대기권으로 유입되는 외계 물질의 일일 유입량은 5~300톤으로 추정된다.[18][19]

NASA는 성층권 비행 항공기의 날개 아래에 있는 판 수집기를 사용하여 지구 대기에서 별 먼지 입자를 수집한다. 먼지 시료는 거대한 지구 빙상(남극과 그린란드/북극)과 심해 퇴적물에서 표면 퇴적물로부터 수집되기도 한다.

도널드 E. 브라운리(Donald E. Brownlee)는 1970년대 후반에 수집된 먼지 입자의 외계 기원을 처음으로 신뢰성 있게 확인했다. 또 다른 출처는 그 안에서 추출된 별 먼지를 포함하는 운석이다. 별 먼지 알갱이는 개별 태양 이전 별의 단단한 내화 조각이다.

행성간 공간에서 행성 탐사선에 먼지 감지기가 제작되어 비행해 왔으며, 현재 일부가 비행 중이고, 더 많은 장치가 비행을 위해 제작되고 있다. 행성간 공간에서 먼지 입자의 큰 궤도 속도(일반적으로 10km/s–40km/s)로 인해 입자 포집이 어려워진다. 대신, 현장 먼지 감지기는 일반적으로 기기에 대한 먼지 입자의 고속 충격과 관련된 매개변수를 측정하도록 고안된 다음, 실험실 보정을 통해 입자의 물리적 특성(일반적으로 질량과 속도)을 도출한다. 수년에 걸쳐 먼지 감지기는 특히 충격 광섬광, 음향 신호 및 충격 이온화를 측정했다. 최근 스타더스트의 먼지 장치는 저밀도 에어로젤에 입자를 온전하게 포획했다.

과거의 먼지 감지기는 ''HEOS 2'', ''헬리오스'', ''파이오니어 10'', ''파이오니어 11'', ''지오토'', ''갈릴레오, 율리시스'' 및 ''카시니'' 우주 임무, 지구 궤도 LDEF, EURECA 및 고리드 위성에서 사용되었으며, 일부 과학자들은 거대한 랭뮤어 탐침으로 ''보이저 1호''와 ''보이저 2호'' 우주선을 사용하여 우주 먼지를 직접 샘플링했다. 현재 먼지 감지기는 ''율리시스'', 프로바, ''로제타'', ''스타더스트'' 및 ''뉴 호라이즌스'' 우주선에서 비행 중이다. 지구에서 수집되거나 우주에서 더 멀리 수집되어 샘플 반환 우주 임무에 의해 반환된 먼지는 전 세계의 해당 연구소에서 먼지 과학자들에 의해 분석된다. 우주 먼지를 위한 대형 보관 시설은 NASA 휴스턴 JSC에 있다.

2019년 연구자들은 국부 성간 구름과 관련된 남극에서 성간 먼지를 발견했다. 남극에서 성간 먼지를 감지한 것은 가속기 질량 분석법에 의해 철-60과 망가니즈-53의 방사성 핵종을 측정하여 수행되었다.[23]

2006년 1월 15일에는 미국의 NASA가 스타더스트 탐사선을 사용하여 비르트 2 혜성의 우주진을 지구로 가져오는 데 세계 최초로 성공했다. 또한, 로켓이나 기구 등을 띄워 고층 대기 중에서 실제로 우주진을 채취하여 분석하는 시도도 이루어지고 있다.

국내 아마추어들이 지표에 강하하는 구형의 우주진을 채집하는 경우, 유성진이라는 명칭으로 보고되는 경우가 많다.

3. 3. 우주 탐사선

행성간 공간에서 행성 탐사선에 먼지 감지기가 제작되어 비행해 왔으며, 현재 일부가 비행 중이고, 더 많은 장치가 비행을 위해 제작되고 있다. 행성간 공간에서 먼지 입자의 큰 궤도 속도(일반적으로 10km/s–40km/s)로 인해 입자 포집이 어려워진다. 대신, 현장 먼지 감지기는 일반적으로 기기에 대한 먼지 입자의 고속 충격과 관련된 매개변수를 측정하도록 고안된 다음, 실험실 보정을 통해 입자의 물리적 특성(일반적으로 질량과 속도)을 도출한다(예: 알려진 특성을 가진 가속 입자를 먼지 감지기의 실험실 복제본에 충돌시키는 것). 수년에 걸쳐 먼지 감지기는 특히 충격 광섬광, 음향 신호 및 충격 이온화를 측정했다. 최근 스타더스트의 먼지 장치는 저밀도 에어로젤에 입자를 온전하게 포획했다.

과거의 먼지 감지기는 ''HEOS 2'', ''헬리오스'', ''파이오니어 10'', ''파이오니어 11'', ''지오토'', ''갈릴레오, 율리시스'' 및 ''카시니'' 우주 임무, 지구 궤도 LDEF, EURECA 및 고리드 위성에서 사용되었으며, 일부 과학자들은 거대한 랭뮤어 탐침으로 ''보이저 1호''와 ''보이저 2호'' 우주선을 사용하여 우주 먼지를 직접 샘플링했다. 현재 먼지 감지기는 ''율리시스'', 프로바, ''로제타'', ''스타더스트'' 및 ''뉴 호라이즌스'' 우주선에서 비행 중이다. 지구에서 수집되거나 우주에서 더 멀리 수집되어 샘플 반환 우주 임무에 의해 반환된 먼지는 전 세계의 해당 연구소에서 먼지 과학자들에 의해 분석된다. 우주 먼지를 위한 대형 보관 시설은 NASA 휴스턴 JSC에 있다.

2006년 1월 15일에는 미국의 NASA가 스타더스트 탐사선을 사용하여 비르트 2 혜성의 우주진을 지구로 가져오는 데 세계 최초로 성공했다.

3. 4. 적외선 관측

스피처 우주 망원경이 적외선으로 관측한 안드로메다 은하의 우주 먼지.


적외선은 우주 먼지 구름을 통과할 수 있기 때문에 별 형성 지역과 은하 중심부를 관측하는 데 사용된다. NASA의 스피처 우주 망원경은 제임스 웹 우주 망원경 발사 전까지 가장 큰 적외선 우주 망원경이었다. 스피처는 임무 동안 3~180 마이크로미터 사이의 파장에서 우주에 있는 물체가 방출하는 열 복사를 감지하여 이미지와 스펙트럼을 얻었다. 이 적외선 복사의 대부분은 지구 대기에 의해 차단되어 지상에서는 관측할 수 없다. 스피처의 발견은 우주 먼지 연구를 활성화시켰다. 한 보고서에 따르면 우주 먼지가 초대질량 블랙홀 근처에서 형성된다는 증거가 일부 나타났다.[20]



우주진은 전자기파를 흡수하거나 산란, 반사하기 때문에, 극히 대규모의 집합은 다양한 성운으로 보이게 된다. 이러한 성운은 다른 별의 빛을 가리거나, 적외선 등을 흡수 산란하기 때문에 천체 관측의 대상이 된다.

3. 5. 편광 측정법

편광 측정법은 우주 먼지를 감지하는 또 다른 메커니즘이다. 먼지 알갱이는 구형이 아니며 성간 자기장에 정렬되는 경향이 있어, 먼지 구름을 통과하는 별빛을 우선적으로 편광시킨다. 성간 적색화가 감지될 만큼 강하지 않은 인근 성간 공간에서 고정밀 광학 편광 측정을 사용하여 국부 거품 내의 먼지 구조를 파악할 수 있다.[22]

3. 6. 방사성 핵종 측정

우주진을 연구하는 데는 다양한 방법이 사용된다. 우주진은 전자기파의 복사 특성을 이용하는 원격 감지 방법을 통해 감지할 수 있으며, 예를 들어 황도광 측정이 있다.

우주진은 또한 다양한 수집 방법과 다양한 수집 위치를 사용하여 직접('현장') 감지할 수 있다. 지구 대기권으로 유입되는 외계 물질의 일일 유입량은 5~300톤으로 추정된다.[18][19]

NASA는 성층권 비행 항공기의 날개 아래에 있는 판 수집기를 사용하여 지구 대기에서 별 먼지 입자를 수집한다. 먼지 시료는 또한 거대한 지구 빙상(남극과 그린란드/북극)과 심해 퇴적물에서 표면 퇴적물로부터 수집된다.

도널드 E. 브라운리(Donald E. Brownlee)는 1970년대 후반에 수집된 먼지 입자의 외계 기원을 처음으로 신뢰성 있게 확인했다. 또 다른 출처는 그 안에서 추출된 별 먼지를 포함하는 운석이다. 별 먼지 알갱이는 개별 태양 이전 별의 단단한 내화 조각이다. 이들은 극한의 동위원소 조성을 통해 인식되며, 이는 성간 매질과 혼합되기 전 진화한 별 내에서만 발생할 수 있다. 이 알갱이는 별에서 벗어나 식으면서 별 물질에서 응축되었다.

행성간 공간에서 행성 탐사선에 먼지 감지기가 제작되어 비행해 왔으며, 현재 일부가 비행 중이고, 더 많은 장치가 비행을 위해 제작되고 있다. 행성간 공간에서 먼지 입자의 큰 궤도 속도(일반적으로 10km/s–40km/s)로 인해 입자 포집이 어려워진다. 대신, 현장 먼지 감지기는 일반적으로 기기에 대한 먼지 입자의 고속 충격과 관련된 매개변수를 측정하도록 고안된 다음, 실험실 보정을 통해 입자의 물리적 특성(일반적으로 질량과 속도)을 도출한다(예: 알려진 특성을 가진 가속 입자를 먼지 감지기의 실험실 복제본에 충돌시키는 것). 수년에 걸쳐 먼지 감지기는 특히 충격 광섬광, 음향 신호 및 충격 이온화를 측정했다. 최근 스타더스트의 먼지 장치는 저밀도 에어로젤에 입자를 온전하게 포획했다.

과거의 먼지 감지기는 ''HEOS 2'', ''헬리오스'', ''파이오니어 10'', ''파이오니어 11'', ''지오토'', ''갈릴레오, 율리시스'' 및 ''카시니'' 우주 임무, 지구 궤도 LDEF, EURECA 및 고리드 위성에서 사용되었으며, 일부 과학자들은 거대한 랭뮤어 탐침으로 ''보이저 1호''와 ''보이저 2호'' 우주선을 사용하여 우주 먼지를 직접 샘플링했다. 현재 먼지 감지기는 ''율리시스'', 프로바, ''로제타'', ''스타더스트'' 및 ''뉴 호라이즌스'' 우주선에서 비행 중이다. 지구에서 수집되거나 우주에서 더 멀리 수집되어 샘플 반환 우주 임무에 의해 반환된 먼지는 전 세계의 해당 연구소에서 먼지 과학자들에 의해 분석된다. 우주 먼지를 위한 대형 보관 시설은 NASA 휴스턴 JSC에 있다.

적외선은 우주 먼지 구름을 통과할 수 있으므로 별 형성 지역과 은하 중심부를 들여다볼 수 있다. NASA의 스피처 우주 망원경은 제임스 웹 우주 망원경 발사 전까지 가장 큰 적외선 우주 망원경이었다. 임무 동안 스피처는 3~180 마이크로미터 사이의 파장에서 우주에 있는 물체가 방출하는 열 복사를 감지하여 이미지와 스펙트럼을 얻었다. 이 적외선 복사의 대부분은 지구 대기에 의해 차단되어 지상에서는 관측할 수 없다. 스피처의 발견은 우주 먼지 연구를 활성화시켰다. 한 보고서에 따르면 우주 먼지가 초대질량 블랙홀 근처에서 형성된다는 증거가 일부 나타났다.[20]

또 다른 감지 메커니즘은 편광 측정법이다. 먼지 알갱이는 구형이 아니며 성간 자기장에 정렬되는 경향이 있어, 먼지 구름을 통과하는 별빛을 우선적으로 편광시킨다. 성간 적색화가 감지될 만큼 강하지 않은 인근 성간 공간에서 고정밀 광학 편광 측정을 사용하여 국부 거품 내의 먼지 구조를 파악했다.[22]

2019년 연구자들은 국부 성간 구름과 관련된 남극에서 성간 먼지를 발견했다. 남극에서 성간 먼지를 감지한 것은 가속기 질량 분석법에 의해 철-60과 망가니즈-53의 방사성 핵종을 측정하여 수행되었다.[23]

4. 복사 특성

먼지 입자는 전자기파와 상호작용하며, 이는 입자의 단면적, 전자기파의 파장, 그리고 굴절률, 크기와 같은 입자의 특성에 따라 달라진다. 개별 입자에 대한 복사 과정은 입자의 '방사율'이라고 하며, 입자의 '효율 계수'에 따라 달라진다. 방사율 과정에는 소광, 산란, 흡수, 편광 등이 포함된다. 방사선 방출 곡선의 특징은 방출 또는 흡수하는 먼지 입자의 조성을 알려준다.[24]

4. 1. 빛의 산란과 소광

HH 151은 복잡하고 오렌지색을 띤 가스와 먼지 깃털을 따라가는 빛나는 물질의 밝은 제트이다.
[24]

먼지 입자는 전자기파와 상호 작용하며, 이는 입자의 단면적, 전자기파의 파장, 그리고 입자의 특성(굴절률, 크기 등)에 따라 달라진다. 개별 입자에 대한 복사 과정은 입자의 '방사율'이라고 하며, 입자의 '효율 계수'에 따라 달라진다. 방사율 과정에 대한 추가적인 사양에는 소광, 산란, 흡수, 또는 편광이 포함된다. 방사선 방출 곡선에서 몇 가지 중요한 특징은 방출 또는 흡수하는 먼지 입자의 조성을 식별한다.

먼지 입자는 빛을 불균일하게 산란시킬 수 있다. 전방 산란된 빛은 회절에 의해 경로에서 약간 벗어난 빛이고, 후방 산란된 빛은 반사된 빛이다.

복사의 산란과 소광("어둡게 함")은 먼지 입자 크기에 대한 유용한 정보를 제공한다. 예를 들어, 관측 대상이 후방 산란된 가시광선보다 전방 산란된 가시광선에서 몇 배나 더 밝으면, 입자의 상당 부분이 직경이 약 1마이크로미터라는 것을 알 수 있다.

장시간 노출된 가시광선 사진에서 먼지 입자의 빛 산란은 반사 성운에서 매우 눈에 띄며, 개별 입자의 빛 산란 특성에 대한 단서를 제공한다. X선 파장에서 많은 과학자들이 성간 먼지에 의한 X선 산란을 조사하고 있으며, 일부는 천문학적 X선원이 먼지로 인해 확산된 헤일로를 가질 것이라고 제안했다.[25]

4. 2. X선 산란

먼지 입자는 전자기파와 상호 작용하며, 이는 입자의 단면적, 전자기파의 파장, 그리고 입자의 특성(굴절률, 크기 등)에 따라 달라진다. 개별 입자에 대한 복사 과정은 입자의 '방사율'이라고 하며, 입자의 '효율 계수'에 따라 달라진다. 방사율 과정에 대한 추가적인 사양에는 소광, 산란, 흡수, 또는 편광이 포함된다. 방사선 방출 곡선에서 몇 가지 중요한 특징은 방출 또는 흡수하는 먼지 입자의 조성을 식별한다.

먼지 입자는 빛을 불균일하게 산란시킬 수 있다. 전방 산란된 빛은 회절에 의해 경로에서 약간 벗어난 빛이고, 후방 산란된 빛은 반사된 빛이다.

복사의 산란과 소광("어둡게 함")은 먼지 입자 크기에 대한 유용한 정보를 제공한다. 예를 들어, 어떤 물체가 후방 산란된 가시광선보다 전방 산란된 가시광선에서 몇 배나 더 밝으면, 입자의 상당 부분이 직경이 약 1마이크로미터라는 것을 알 수 있다.

장시간 노출된 가시광선 사진에서 먼지 입자의 빛 산란은 반사 성운에서 매우 눈에 띄며, 개별 입자의 빛 산란 특성에 대한 단서를 제공한다. X선 파장에서 많은 과학자들이 성간 먼지에 의한 X선 산란을 조사하고 있으며, 일부는 천문학적 X선원이 먼지로 인해 확산된 헤일로를 가질 것이라고 제안했다.[25]

5. 태양 생성 전 입자 (별 먼지)

별 생성 전 입자는 별 먼지라고도 불리며, 운석 속에 포함되어 지구의 실험실에서 추출할 수 있다. 탄소질 콘드라이트는 별 생성 전 물질이 특히 풍부한 운석이다.[28] "별 먼지" 또는 "별 생성 전 별 먼지"라는 용어는 단일 별에서 나온 입자를 집합된 성간 먼지 입자와 구별하기 위해 사용되기도 한다.[26][27]

별 생성 전 입자는 행성 원반이 형성된 40억 년 전보다 더 이전에 존재했던 물질이다. 각 입자를 구성하는 화학 원소의 동위원소 조성이 매우 특이하여 여러 유형의 별 생성 전 입자가 확인되었다. 운석 물질을 산에 용해하는 과정을 통해 휘발성 화합물은 손실되고, 불용성 내화성 광물만이 남는다.

별 생성 전 입자의 주요 구성 요소는 탄화 규소, 흑연, 산화 알루미늄, 알루미늄 스피넬 등이다. 이들은 항성풍이나 초신성 내부와 같이 냉각되는 가스에서 고온에서 응축되는 고체들이다. 핵합성에 대한 새로운 사실들이 별 생성 전 입자 내의 동위원소 비율을 통해 발견되었다.[29]

별 생성 전 입자는 동위원소가 성간 매질과 섞여 희석되기 전, 개별 별의 가스에서 응축되었다는 특징을 갖는다. 예를 들어, 탄화 규소(SiC) 입자 내의 중원소는 거의 순수한 S-과정 동위원소인데, 이는 AGB 별이 S-과정 핵합성의 주요 원천임을 보여준다.

초신성 응축물(SUNOCON)은 또 다른 예시이다. SUNOCON은 44Ca를 과도하게 포함하고 있는데, 이는 방사성 44Ti가 풍부한 상태에서 응축되었음을 의미한다. 티타늄-44는 65년의 반감기를 가지므로, SUNOCON은 팽창하는 초신성 내부에서 약 1년 이내에 응축될 때 여전히 방사성을 띠고 있었다. AGB 별에서 온 SiC 별 먼지에 비해, 초신성에서 유래한 SiC SUNOCON의 수는 약 1%에 불과하다.

별 먼지(SUNOCON, AGB 입자)는 응축된 우주 먼지의 일부이며, 전체 성간 고체 질량의 0.1% 미만을 차지한다. 별 생성 전 입자는 항성 진화 및 핵합성 과학에 새로운 정보를 제공하여 높은 관심을 받고 있다. 1970년대에는 태양계가 고온 가스로 시작되어 고체가 거의 남아있지 않을 것이라는 예측이 있었으나,[33] 별 생성 전 입자의 존재는 이 예측이 틀렸음을 증명했다.[32]

5. 1. 별 먼지의 특징

우주 먼지는 한때 천문학자들에게 관측을 방해하는 성가신 존재로 여겨졌다. 그러나 적외선 천문학의 발전으로 먼지 입자는 천체 물리학적 과정에서 중요하고 필수적인 구성 요소로 인식되기 시작했다. 먼지 입자를 분석하면 태양계 형성과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다.[15] 예를 들어, 우주 먼지는 별이 생의 말년에 이를 때 질량 손실을 일으키고, 별 형성 초기에 관여하며, 행성을 형성하기도 한다. 태양계에서 먼지는 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.

우주 먼지에 대한 연구는 물리학 (고체 물리학, 전자기 이론, 표면 물리학, 통계 물리학, 열역학), 프랙탈 수학, 먼지 입자 표면의 표면 화학, 운석학, 천문학, 천체 물리학 등 다양한 과학 분야를 아우른다.[17] 이처럼 다양한 연구 분야는 우주 먼지 입자가 화학적, 물리적, 역학적으로 주기적인 진화를 거친다는 사실로 연결된다. 먼지의 진화는 생산, 저장, 처리, 수집, 소비, 폐기 등 우리에게 익숙한 재활용 단계와 유사하게 우주가 물질을 재활용하는 과정을 보여준다.

성간 매질의 구름, 분자 구름, 젊은 별체 주변의 별 주위 먼지, 태양계와 같은 행성계 등 다양한 영역에서 우주 먼지를 관측하고 측정하면 우주의 재활용 과정에 대한 중요한 통찰력을 얻을 수 있다. 천문학자들은 먼지 생애의 다양한 단계에서 관측한 '스냅샷'을 모아, 우주의 복잡한 재활용 단계를 보여주는 더 완전한 그림을 만들어낸다.

먼지 입자가 먼지 감지기에 도달하는 데에는 입자의 초기 운동, 물질 특성, 플라스마 및 자기장과 같은 변수가 영향을 미친다. 이 중 하나만 약간 바뀌어도 먼지의 역학적 거동은 크게 달라질 수 있다. 따라서, 이러한 변수를 분석하면 먼지 입자가 어디에서 왔는지, 그리고 주변 환경이 어떠한지를 파악할 수 있다.

5. 2. 별 먼지의 기원

우주 먼지는 한때 천문학자들에게 관측을 방해하는 성가신 존재로 여겨졌지만, 적외선 천문학의 발전으로 천체 물리학적 과정에서 중요하고 필수적인 구성 요소로 인식되기 시작했다. 우주 먼지 입자를 분석하면 태양계 형성과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다.[15] 우주 먼지는 별이 생의 말년에 접어들 때 질량 손실을 유발하고, 별 형성 초기 단계에 관여하며, 행성을 형성하는 데 중요한 역할을 한다. 태양계에서 우주 먼지는 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.[15]

우주 먼지에 대한 연구는 물리학 (고체 물리학, 전자기 이론, 표면 물리학, 통계 물리학, 열역학), 프랙탈 수학, 먼지 입자 위의 표면 화학, 운석학, 천문학, 천체 물리학 등 다양한 과학 분야를 통합하는 학제 간 연구이다.[17]

별 생성 전 입자는 운석 내에 포함되어 있으며, 지구의 실험실에서 추출할 수 있다. "별 먼지" 또는 "별 생성 전 별 먼지"라는 용어는 단일 별에서 나온 입자를 집합된 성간 먼지 입자와 구별하기 위해 사용되기도 한다.[26][27] 별 생성 전 물질은 운석에 포함되기 전 성간 매질 내 먼지의 구성 요소였다. 운석은 40억 년 전에 행성 원반 내에서 처음 형성된 이후로 이러한 별 생성 전 입자를 보관해 왔으며, 탄소질 콘드라이트는 특히 별 생성 전 물질이 풍부하다. 별 생성 전 입자는 지구가 형성되기 이전에 존재했다는 정의를 가지고 있다.[28]

각 별 생성 전 입자를 구성하는 화학 원소의 매우 특이한 동위원소 조성을 통해 여러 유형의 별 생성 전 입자가 확인되었다. 이러한 내화성 광물 입자는 이전에 휘발성 화합물로 덮여 있었을 수 있지만, 운석 물질을 산에 용해하는 과정에서 손실되어 불용성 내화성 광물만 남게 된다.

핵합성에 대한 많은 새로운 측면이 별 생성 전 입자 내의 동위원소 비율에서 발견되었다.[29] 별 생성 전 입자의 중요한 특징은 단단하고 내화성이며 고온이라는 점이다. 주요 구성 요소는 탄화 규소, 흑연, 산화 알루미늄, 알루미늄 스피넬 및 기타 이와 유사한 고체로, 항성풍이나 초신성 내부의 감압과 같이 냉각되는 가스에서 고온에서 응축된다.

또한 성간 매질에서는 어디에도 존재할 것으로 예상되지 않는 극단적인 동위원소 조성도 중요하다. 이는 별 생성 전 입자가 동위원소가 성간 매질과 혼합되어 희석되기 전에 개별 별의 가스에서 응축되었음을 시사한다. 예를 들어, 탄화 규소(SiC) 입자 내의 중원소는 거의 순수한 S-과정 동위원소이며, 이는 AGB 별이 S-과정 핵합성의 주요 원천임을 나타낸다.

또 다른 예는 초신성 응축물(SUNOCON)인데, 이는 칼슘에 과도하게 많은 44Ca를 포함하고 있어, 방사성 44Ti가 풍부하게 포함되어 응축되었음을 보여준다. 티타늄-44는 65년의 반감기를 가지므로, SUNOCON이 팽창하는 초신성 내부에서 약 1년 이내에 응축될 때 여전히 방사성을 띄고 있었다. SiC SUNOCON (초신성에서 유래)의 수는 AGB 별에서 온 SiC 별 먼지의 약 1%에 불과하다.

별 먼지 자체(특정 별에서 온 SUNOCON 및 AGB 입자)는 응축된 우주 먼지의 일부에 불과하며, 전체 성간 고체의 질량의 0.1% 미만을 형성한다. 별 생성 전 입자에 대한 높은 관심은 항성 진화 및 핵합성 과학에 새로운 정보를 제공했기 때문이다.

실험실에서는 지구가 형성되기 전에 존재했던 고체를 연구했다.[32] 1970년대에는 우주 화학자들이 태양계가 고온 가스로 시작되었다고 확신하여 고체들이 거의 남아 있지 않았을 것이라고 생각했지만,[33] 별 생성 전 입자의 존재는 이러한 그림이 잘못되었음을 증명했다.

6. 주요 특성

우주진은 먼지 알갱이로 구성되어 있으며, 불규칙한 모양을 가지고 있고, 다공성은 '솜털'에서 '조밀함'까지 다양하다. 조성, 크기 및 기타 특성은 먼지가 발견되는 위치에 따라 다르다. 일반적인 확산 성간 매질 먼지, 밀집 구름의 먼지 알갱이, 행성 고리 먼지 및 별 주위 먼지는 각각 다른 특성을 보인다. 예를 들어, 밀집 구름의 알갱이는 얼음 외피를 얻었으며, 평균적으로 확산 성간 매질의 먼지 입자보다 크다. 행성간 먼지 입자는 일반적으로 더 크다.

입자의 초기 운동, 물질 특성, 개입하는 플라스마 및 자기장과 같은 매개변수는 먼지 입자가 먼지 감지기에 도달하는 데 영향을 미친다. 이러한 매개변수 중 하나를 약간 변경하면 먼지의 역학적 거동이 크게 달라질 수 있다. 따라서, 그 물체가 어디에서 왔는지, 그리고 개입하는 매질이 무엇인지 (또는 아닌지) 알 수 있다.

기타 특정 먼지 특성은 다음과 같다.


  • '''별 주위 먼지''': 천문학자들은 CO, 탄화 규소, 비정질 규산염, 다환 방향족 탄화수소, 물 얼음 및 폴리포름알데히드 등의 분자 신호를 발견했다 (확산 성간 매질에는 규산염 및 탄소 알갱이의 증거가 있다).
  • '''혜성 먼지''': 일반적으로 소행성 먼지와 다르지만 겹치는 부분도 있다. 소행성 먼지는 탄소질 콘드라이트 운석과 유사하다. 혜성 먼지는 규산염, 다환 방향족 탄화수소 및 물 얼음을 포함할 수 있는 성간 알갱이와 유사하다.


2020년 9월, 성간 매질에 고체 상태 물이 존재한다는 증거, 특히 우주진 알갱이에 물 얼음이 규산염 알갱이와 섞여 있다는 증거가 제시되었다.[35]

화학적 조성에 따라 규산질과 철질로 크게 분류된다.[60] 석질 운석과 유사한 규산질은 규소(Si) (규산염), 탄소(C) (흑연), 마그네슘(Mg) 등으로 구성된다. 철질은 철(Fe)과 니켈(Ni) 등의 철 운석과 유사한 조성을 띤다. 이들은 얼음과 섞여 있거나 덮여 있다. 주로 수소로 이루어진 성간 가스와 함께 주요한 성간 물질이지만, 성간 물질 전체 질량의 1% 정도로 매우 적다.[61] 우주 공간에서는 비결정질로 존재하지만, 지표에서 채집되는 것은 고층 대기와의 마찰로 2500°C 정도로 가열되기 때문에 휘발성이 높은 원소는 증발하여 손실되고 구상으로 변화한다.[60][62]

태양계 내의 행성 간 공간에서, 항성을 공전하는 혜성의 꼬리에서 뿜어져 나온 물질(지구의 대기권에 진입하면 유성이 된다)이나, 황도광으로 보이는 먼지를 가리키기도 한다.

6. 1. 조성 및 기원

우주진은 한때 천문학자들에게 관측을 방해하는 성가신 존재였으나, 적외선 천문학의 발달로 천체 물리학적 과정의 중요하고 필수적인 구성 요소로 인식되기 시작했다. 우주진 분석을 통해 태양계 형성[15]과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다. 우주진은 별이 생의 말년에 접어들 때 질량 손실을 유발하고, 별 형성 초기 단계에 관여하며, 행성을 형성한다.[15] 태양계에서 우주진은 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.[15]

우주진에 대한 연구는 물리학(고체 물리학, 전자기 이론, 표면 물리학, 통계 물리학, 열역학), 프랙탈 수학, 먼지 입자 위의 표면 화학, 운석학, 천문학, 천체 물리학 등 다양한 과학 분야를 통합한다.[17] 우주 먼지 입자는 화학적, 물리적, 역학적으로 주기적으로 진화하며, 이는 우주가 물질을 재활용하는 경로를 추적하는 데 중요한 단서를 제공한다.

성간 매질의 구름, 분자 구름, 젊은 별체의 별 주위 먼지, 행성계 등 다양한 영역에서 우주진을 관측하고 측정함으로써 우주의 재활용 과정에 대한 통찰력을 얻을 수 있다. 천문학자들은 먼지 생애의 다양한 단계에서 관측 '스냅샷'을 축적하여 우주의 복잡한 재활용 단계를 이해하려 노력한다.

매끄러운 콘드라이트 우주진 입자


우주진은 먼지 알갱이로 구성되어 있으며, 이들은 불규칙한 모양을 가지고 있고, 다공성은 '솜털'에서 '조밀함'까지 다양하다. 조성, 크기 및 기타 특성은 먼지가 발견되는 위치에 따라 다르다. 일반적인 확산 성간 매질 먼지, 밀집 구름의 먼지 알갱이, 행성 고리 먼지 및 별 주위 먼지는 각각 다른 특성을 보인다. 예를 들어, 밀집 구름의 알갱이는 얼음 외피를 얻었으며 평균적으로 확산 성간 매질의 먼지 입자보다 크다.

200개의 성층권 행성간 먼지 입자의 주요 원소


지구에 떨어지는 외계 물질의 대부분은 지름이 50~500마이크로미터, 평균 밀도가 (다공성은 약 40%)인 유성체이다. 지구 성층권에서 포획되는 유성 기원의 총 유입률은 1g/cm3~3g/cm3 범위이며, 평균 밀도는 약 이다.[34]

별 주위 먼지에서 천문학자들은 CO, 탄화 규소, 비정질 규산염, 다환 방향족 탄화수소, 물 얼음, 폴리포름알데히드 등의 분자 신호를 발견했다. 확산 성간 매질에는 규산염 및 탄소 알갱이의 증거가 있다. 혜성 먼지는 일반적으로 소행성 먼지와 다르지만 겹치는 부분도 있다. 소행성 먼지는 탄소질 콘드라이트 운석과 유사하며, 혜성 먼지는 규산염, 다환 방향족 탄화수소 및 물 얼음을 포함할 수 있는 성간 알갱이와 유사하다.

2020년 9월, 성간 매질에 고체 상태 물이 존재한다는 증거, 특히 우주진 알갱이에 물 얼음이 규산염 알갱이와 섞여 있다는 증거가 제시되었다.[35]

화학적 조성에 따라 규산질과 철질로 크게 분류된다.[60] 석질 운석과 유사한 규산질은 규소(Si) (규산염), 탄소(C) (흑연), 마그네슘(Mg) 등으로 구성된다. 철질은 철(Fe)과 니켈(Ni) 등의 철 운석과 유사한 조성을 띤다. 이들은 얼음과 섞여 있거나 덮여 있다. 주로 수소로 이루어진 성간 가스와 함께 주요한 성간 물질이지만, 성간 물질 전체 질량의 1% 정도로 매우 적다.[61] 우주 공간에서는 비결정질로 존재하지만, 지표에서 채집되는 것은 고층 대기와의 마찰로 2500°C 정도로 가열되기 때문에 휘발성이 높은 원소는 증발하여 손실되고 구상으로 변화한다.[60][62]

태양계 내의 행성 간 공간에서, 항성을 공전하는 혜성의 꼬리에서 뿜어져 나온 물질(지구의 대기권에 진입하면 유성이 된다)이나, 황도광으로 보이는 먼지를 가리키기도 한다.

우주진은 지표에 매년 100톤 정도 쏟아지는 것으로 추정되며, 오래된 빌딩 옥상 등에는 지상에서 날아온 먼지와 섞여 많이 쌓여 있다. 우주진은 조성과 형태에 따라 세분화되어 분류된다. 심해저와 남극의 얼음 속에서도 발견되고 있으며[63], 연구가 계속 진행되고 있다.

6. 2. 행성간 먼지 입자 (IDP)

행성간 먼지 입자(IDP)는 일반적으로 크기가 더 크다. 지구에 떨어지는 외계 물질의 대부분은 지름이 50~500마이크로미터 범위이고 평균 밀도가 (다공성은 약 40%)인 유성체이다.[34] 대부분의 IDP가 포획되는 지구 성층권의 유성 기원의 총 유입률은 1g/cm3~3g/cm3 범위이며, 평균 밀도는 약 이다.[34]

우주진은 먼지 알갱이로 구성되어 있으며, 먼지 입자로 뭉쳐져 있다. 이 입자들은 불규칙한 모양을 가지며, 다공성은 '솜털'에서 '조밀함'까지 다양하다. 조성, 크기 및 기타 특성은 먼지가 발견되는 위치에 따라 다르며, 반대로 먼지 입자의 조성 분석을 통해 먼지 입자의 기원에 대해 많은 것을 알 수 있다. 일반적인 확산 성간 매질 먼지, 밀집 구름의 먼지 알갱이, 행성 고리 먼지 및 별 주위 먼지는 각각 특성이 다르다. 예를 들어, 밀집 구름의 알갱이는 얼음 외피를 얻었으며 평균적으로 확산 성간 매질의 먼지 입자보다 크다.

기타 특정 먼지 특성: *별 주위 먼지*에서 천문학자들은 CO, 탄화 규소, 비정질 규산염, 다환 방향족 탄화수소, 물 얼음 및 폴리포름알데히드 등의 분자 신호를 발견했다 (확산 성간 매질에는 규산염 및 탄소 알갱이의 증거가 있다). *혜성 먼지*는 일반적으로 *소행성 먼지*와 다르다(겹침). 소행성 먼지는 탄소질 콘드라이트 운석과 유사하다. 혜성 먼지는 규산염, 다환 방향족 탄화수소 및 물 얼음을 포함할 수 있는 성간 알갱이와 유사하다.

화학적 조성에 따라 규산질과 철질로 크게 분류된다.[60] 석질 운석과 유사한 규산질은 규소(Si) (규산염), 탄소(C) (흑연), 마그네슘(Mg) 등으로 구성된다. 철질은 철(Fe)과 니켈(Ni) 등의 철 운석과 유사한 조성을 띤다. 이들은 얼음과 섞여 있거나 덮여 있다. 주로 수소로 이루어진 성간 가스와 함께 주요한 성간 물질이지만, 성간 물질 전체 질량의 1% 정도로 압도적으로 적다.[61] 우주 공간에서는 비결정질로 존재하지만, 지표에서 채집되는 것은 고층 대기와의 마찰로 2500℃ 정도로 가열되기 때문에 휘발성이 높은 원소는 증발하여 손실되고 구상으로 변화한다.[60][62]

태양계 내의 행성 간 공간에서, 항성을 공전하는 혜성의 꼬리에서 뿜어져 나온 물질 (지구의 대기권에 진입하면 유성이 된다)이나, 황도광으로 보이는 먼지를 가리키기도 한다.

7. 먼지 입자 형성

적외선 천문학의 발달과 함께, 우주 먼지 입자는 천체 물리학적 과정에서 중요하고 필수적인 구성 요소로 관찰되기 시작했다. 먼지 입자 분석을 통해 태양계 형성과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다.[15] 예를 들어, 우주 먼지는 별이 생의 말년에 접어들 때 질량 손실을 유발하고, 별 형성의 초기 단계에 관여하며, 행성 형성에 기여한다. 태양계에서 먼지는 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.

먼지에 대한 연구는 물리학 (고체 물리학, 전자기 이론, 표면 물리학, 통계 물리학, 열역학), 프랙탈 수학, 먼지 입자 위의 표면 화학, 운석학, 그리고 모든 분과의 천문학 및 천체 물리학 등 다양한 과학 분야를 통합하는 학제 간 연구이다.[17]

미국 항공 우주국(NASA), 유럽 우주국(ESA), 캐나다 우주국(CSA)의 제임스 웹 우주 망원경은 최초로 적색편이 z ≈ 7에서 탄소질 먼지 입자의 화학적 특징을 관측했는데, 이는 우주의 탄생 후 약 10억 년에 해당한다. 이 관측은 우주 먼지의 생성과 우리 우주에서 가장 초기의 별 개체군에 대한 흥미로운 연구의 길을 제시한다.

7. 1. 내화성 코어 형성

성간 공간의 큰 입자는 복잡할 가능성이 높으며, 차갑고 밀도가 높은 성간 구름에 들어가는 동안 획득한 층으로 덮인 별의 유출구 내에서 응축된 내화성 코어를 가지고 있다. 구름 밖에서 성장과 파괴의 이러한 주기적 과정은 코어가 먼지 질량의 평균 수명보다 훨씬 오래 지속됨을 보여주기 위해 모델링되었다.[36][37] 이러한 코어는 대부분 차갑고 산소가 풍부한 적색 거성의 대기에서 응축되는 규산염 입자와 차갑고 탄소별의 대기에서 응축되는 탄소 입자로 시작된다. 적색 거성은 주계열성에서 진화하거나 변형되어 진화의 거성 단계에 들어갔으며, 은하계에서 내화성 먼지 입자 코어의 주요 원천이다. 이러한 내화성 코어는 별에서 방출될 때 별의 가스 내에서 열적으로 응축된 우주 먼지의 작은 부분을 지칭하는 과학 용어인 별 먼지라고도 한다. 내화성 입자 코어의 몇 퍼센트는 우주의 감압 챔버 유형인 초신성의 팽창 내부에서 응축되었다. 내화성 별 먼지(운석에서 추출)를 연구하는 운석학자들은 종종 이를 태양전 먼지라고 부르지만, 운석 내의 태양전 먼지는 모든 태양전 먼지의 작은 부분일 뿐이다. 별 먼지는 은하의 어두운 분자 구름에서 기존의 먼지에 차갑게 부착되는 우주 먼지 전체의 응축 화학과는 상당히 다른 응축 화학을 통해 별 내에서 응축된다. 이러한 분자 구름은 매우 차갑고 일반적으로 50K 미만이므로 많은 종류의 얼음이 입자에 부착될 수 있으며, 방사선과 승화로 인해 가스 성분으로 파괴되거나 분리될 수도 있다. 마지막으로 태양계가 형성되면서 많은 성간 먼지 입자는 행성 강착 원반에서 병합과 화학 반응을 통해 더욱 변형되었다. 초기 태양계에서 다양한 유형의 입자의 역사는 복잡하며 부분적으로만 이해된다.

천문학자들은 먼지가 특정 관측 신호로부터 진화된 별의 외피에서 형성된다는 것을 알고 있다. 적외선에서는 9.7마이크로미터의 방출이 차갑고 진화된 산소가 풍부한 거성에서 규산염 먼지의 특징이다. 11.5마이크로미터의 방출은 차갑고 진화된 탄소가 풍부한 거성에서 탄화 규소 먼지의 존재를 나타낸다. 이는 우주에 있는 작은 규산염 입자가 이러한 별의 방출된 외부 외피에서 왔다는 증거를 제공하는 데 도움이 된다.[38][39]

성간 공간의 조건은 일반적으로 규산염 코어 형성에 적합하지 않다. 가능하다 하더라도 달성하는 데 과도한 시간이 소요될 것이다. 관측된 전형적인 입자 직경 ''a''가 주어지고, 입자가 ''a''에 도달하는 데 걸리는 시간, 그리고 성간 가스의 온도가 주어지면, 성간 입자가 형성되는 데 우주의 나이보다 훨씬 더 오래 걸릴 것이다.[40] 반면에 입자는 근처 별, 신성과 초신성의 방출체, 가스와 먼지를 모두 포함하는 개별 구름을 방출하는 것으로 보이는 R 코로나 보레알리스 변광성에서 최근에 형성된 것이 관찰된다. 따라서 별의 질량 손실은 입자의 내화성 코어가 형성된 곳임에 틀림없다.

7. 2. 태양 성운에서의 먼지 진화



우주 먼지는 한때 천문학자들에게 관측을 방해하는 성가신 존재로 여겨졌으나, 적외선 천문학의 발달로 천체 물리학적 과정에서 중요하고 필수적인 구성 요소로 인식되기 시작했다. 우주 먼지 입자를 분석하면 태양계 형성과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다.[15] 우주 먼지는 별이 생의 말년에 이를 때 질량 손실을 유발하고, 별 형성 초기 단계에 관여하며, 행성 형성에도 중요한 역할을 한다. 태양계에서 먼지는 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.

성간 공간의 큰 먼지 입자는 복잡한 구조를 가질 가능성이 높다. 차갑고 밀도가 높은 성간 구름에 들어갈 때 층으로 덮인 별의 유출물 내에서 응축된 내화성 코어를 가지고 있다. 이러한 주기적인 성장과 파괴 과정은 코어가 먼지 질량의 평균 수명보다 훨씬 오래 지속됨을 보여준다.[36][37] 코어는 대부분 차갑고 산소가 풍부한 적색 거성의 대기에서 응축되는 규산염 입자와 차갑고 탄소별의 대기에서 응축되는 탄소 입자로 시작된다. 적색 거성은 주계열성에서 진화하여 거성 단계에 들어간 별로, 은하계에서 내화성 먼지 입자 코어의 주요 원천이다. 이러한 내화성 코어는 별에서 방출될 때 별의 가스 내에서 열적으로 응축된 우주 먼지의 작은 부분을 지칭하는 별 먼지라고도 불린다. 내화성 입자 코어의 몇 퍼센트는 초신성의 팽창 내부에서 응축된다. 운석에서 추출한 내화성 별 먼지를 연구하는 운석학자들은 종종 이를 태양전 먼지라고 부르지만, 운석 내의 태양전 먼지는 모든 태양전 먼지의 작은 부분일 뿐이다. 별 먼지는 은하의 어두운 분자 구름에서 기존의 먼지에 차갑게 부착되는 우주 먼지 전체의 응축 화학과는 상당히 다른 응축 화학을 통해 별 내에서 응축된다. 분자 구름은 매우 차가워(보통 50K 미만) 많은 종류의 얼음이 입자에 부착될 수 있으며, 방사선과 승화로 인해 가스 성분으로 파괴되거나 분리될 수도 있다. 태양계가 형성되면서 많은 성간 먼지 입자는 행성 강착 원반에서 병합과 화학 반응을 통해 더욱 변형되었다. 초기 태양계에서 다양한 유형의 입자 역사는 복잡하고 부분적으로만 이해된다.

먼지는 특정 관측 신호로부터 진화된 별의 외피에서 형성된다는 것이 밝혀졌다. 적외선에서 9.7 마이크로미터의 방출은 차갑고 진화된 산소가 풍부한 거성에서 규산염 먼지의 특징이며, 11.5 마이크로미터의 방출은 차갑고 진화된 탄소가 풍부한 거성에서 탄화 규소 먼지의 존재를 나타낸다. 이는 우주에 있는 작은 규산염 입자가 이러한 별의 방출된 외부 외피에서 왔다는 증거를 제공한다.[38][39]

성간 공간의 조건은 일반적으로 규산염 코어 형성에 적합하지 않으며, 달성하는 데 과도한 시간이 소요된다. 관측된 전형적인 입자 직경과 입자가 그 직경에 도달하는 데 걸리는 시간, 성간 가스의 온도를 고려하면, 성간 입자가 형성되는 데 우주의 나이보다 훨씬 더 오래 걸릴 것이다.[40] 반면, 입자는 근처 별, 신성과 초신성의 방출체, 가스와 먼지를 모두 포함하는 개별 구름을 방출하는 R 코로나 보레알리스 변광성에서 최근에 형성된 것이 관찰된다. 따라서 별의 질량 손실은 입자의 내화성 코어가 형성된 곳임에 틀림없다.

태양계의 대부분의 먼지는 고도로 가공된 먼지이며, 태양계가 형성된 물질에서 재활용되어 미행성체에 수집되고 혜성과 소행성과 같은 남은 고체 물질에서 재형성되었으며 각 물체의 충돌 수명에서 재형성된다. 태양계 형성 역사 동안 가장 풍부한 원소는 (그리고 여전히) H2였다. 암석 행성의 주요 성분인 금속 원소(마그네슘, 실리콘, 철)는 행성 원반의 가장 높은 온도에서 고체로 응축되었다. CO, N2, NH3, 자유 산소와 같은 일부 분자는 가스 상태로 존재했다. 흑연(C)과 SiC와 같은 일부 분자는 행성 원반에서 고체 입자로 응축될 것이다. 그러나 운석에서 발견된 탄소와 SiC 입자는 행성 원반 형성보다는 동위원소 조성을 기준으로 태양전 먼지이다. 또한 일부 분자는 복잡한 유기 화합물을 형성하고 일부 분자는 냉동 얼음 껍질을 형성했으며, 이는 "내화성"(Mg, Si, Fe) 입자 코팅을 할 수 있다. 별 먼지는 내화성 결정질 광물로서 별 내에서 열적으로 응축된 이후 완전히 가공되지 않은 것으로 보이기 때문에 일반적인 추세와는 다르다. 흑연의 응축은 초신성의 내부가 팽창하고 냉각될 때 발생하며, 탄소보다 더 많은 산소를 포함하는 가스에서도 발생한다.[41] 초신성의 강렬한 방사성 환경으로 인해 가능한 놀라운 탄소 화학 반응이 발생한다.

전구체 분자의 행성 원반 형성은 태양 성운의 온도에 크게 의존했다. 태양 성운의 온도는 태양 중심 거리에 따라 감소했으므로, 과학자들은 입자의 재료에 대한 지식을 통해 먼지 입자의 기원을 추론할 수 있다. 일부 재료는 고온에서만 형성될 수 있었고, 다른 입자 재료는 훨씬 더 낮은 온도에서만 형성될 수 있었다. 단일 행성간 먼지 입자의 재료는 종종 입자 원소가 태양 성운에서 다른 위치와 다른 시간에 형성되었음을 보여준다. 원래 태양 성운에 존재했던 대부분의 물질은 이후 사라졌다. 태양으로 끌려 들어가거나, 성간 공간으로 방출되거나, 행성, 소행성 또는 혜성의 일부로 재처리되었다.

고도로 가공된 특성으로 인해 IDP(행성간 먼지 입자)는 수천에서 수백만 개의 광물 입자 및 비정질 성분으로 구성된 미세 입자 혼합물이다. IDP는 태양 성운과 태양 성운 형성 이전에 서로 다른 시간과 장소에서 형성된 요소가 포함된 물질의 "매트릭스"로 묘사할 수 있다. 우주 먼지 내의 포함된 요소의 예로는 GEMS, 콘드률 및 CAI가 있다.

7. 3. 유기 분자 형성

천문학자들은 특정한 관측 신호를 통해 먼지가 진화된 별의 외피에서 형성된다는 것을 알고 있다. 적외선에서 9.7 마이크로미터의 방출은 차갑고 진화된 산소가 풍부한 거성에서 규산염 먼지의 특징을 나타낸다. 11.5 마이크로미터의 방출은 차갑고 진화된 탄소가 풍부한 거성에서 탄화 규소 먼지의 존재를 나타낸다. 이는 우주에 있는 작은 규산염 입자가 이러한 별의 방출된 외부 외피에서 왔다는 증거를 제공한다.[38][39]

성간 공간의 조건은 일반적으로 규산염 코어 형성에 적합하지 않으며, 시간이 오래 걸린다. 관측된 전형적인 입자 직경과 성간 가스의 온도가 주어지면, 성간 입자가 형성되는 데 우주의 나이보다 훨씬 더 오래 걸릴 것이다.[40] 반면에 입자는 근처 별, 신성과 초신성의 방출체, 가스와 먼지를 모두 포함하는 개별 구름을 방출하는 것으로 보이는 R 코로나 보레알리스 변광성에서 최근에 형성된 것이 관찰된다. 따라서 별의 질량 손실은 입자의 내화성 코어가 형성된 곳이다.[40]

태양계의 대부분의 먼지는 고도로 가공된 먼지이며, 태양계가 형성된 물질에서 재활용되어 미행성체에 수집되고 혜성과 소행성과 같은 남은 고체 물질에서 재형성되었으며 각 물체의 충돌 수명에서 재형성된다. 흑연(C)과 SiC와 같은 일부 분자는 행성 원반에서 고체 입자로 응축될 것이다. 그러나 운석에서 발견된 탄소와 SiC 입자는 행성 원반 형성보다는 동위원소 조성을 기준으로 태양 이전 먼지이다. 또한 일부 분자는 복잡한 유기 화합물을 형성하고 일부 분자는 냉동 얼음 껍질을 형성했으며, 이는 "내화성"(Mg, Si, Fe) 입자 코팅을 할 수 있다. 별 먼지는 내화성 결정질 광물로서 별 내에서 열적으로 응축된 이후 완전히 가공되지 않은 것으로 보이기 때문에 일반적인 추세에 다시 한 번 예외를 제공한다. 흑연의 응축은 초신성의 내부가 팽창하고 냉각될 때 발생하며, 탄소보다 더 많은 산소를 포함하는 가스에서도 발생한다.[41]

8. 지구로의 유입

초기 태양계에서 현재의 탄소질 먼지로 이어지는 먼지 궤적


그림은 수집된 행성 간 먼지 입자(IDP)에서 초기 태양 성운으로 이어지는 한 가지 가능한 경로를 보여준다. 그림에서 오른쪽으로 궤적을 따라가면 가장 휘발성이 높고 원시적인 원소를 포함하는 IDP를 추적할 수 있다. 이 궤적은 행성 간 먼지 입자에서 운석성 IDP로 이어진다.

우주진은 화학적 조성에 따라 규산질과 철질로 크게 분류된다.[60] 규산질은 규소(Si) (규산염), 탄소(C) (흑연), 마그네슘(Mg) 등으로 구성되어 석질 운석과 유사하다. 철질은 철(Fe)과 니켈(Ni) 등으로 구성되어 철 운석과 유사한 조성을 띤다. 이들은 얼음과 섞여 있거나 덮여 있다. 우주진은 주로 수소로 이루어진 성간 가스와 함께 주요한 성간 물질이지만, 전체 질량의 1% 정도로 매우 적다.[61] 우주 공간에서는 비결정질로 존재하지만, 지표에서 채집되는 것은 고층 대기와의 마찰로 2500℃ 정도로 가열되기 때문에 휘발성이 높은 원소는 증발하여 손실되고 구상으로 변화한다.[60][62]

태양계 내 행성 간 공간에서는 혜성 꼬리에서 뿜어져 나온 물질(지구 대기권에 진입하면 유성이 된다)이나, 황도광으로 보이는 먼지를 가리키기도 한다.

우주진은 지표에 매년 100톤 정도 쏟아지는 것으로 추정되며, 오래된 빌딩 옥상 등에는 지상에서 날아온 먼지와 섞여 많이 쌓여 있다. 심해저와 남극 얼음 속에서도 발견되며 연구가 계속 진행되고 있다.[63]

8. 1. 운석성 IDP

행성 과학자들은 운석성 행성 간 먼지 입자(IDP)를 산화 정도가 감소하는 순서로 분류하여 탄소질, 일반 및 엔스타타이트 운석의 세 가지 주요 그룹으로 나눈다. 탄소질 운석은 탄소가 풍부하며, 많은 운석은 H, C, N, O의 동위 원소 풍부도에 이상이 있다.[43] 탄소질 운석은 거의 완전히 산화되었으며 가장 낮은 응축 온도 원소("휘발성" 원소)와 가장 많은 유기 화합물을 포함한다. 따라서 이러한 원소를 가진 먼지 입자는 태양계 초기에 형성된 것으로 생각된다. 휘발성 원소는 약 500 K 이상의 온도를 경험한 적이 없으므로 IDP 입자 "매트릭스"는 매우 원시적인 태양계 물질로 구성된다. 이러한 시나리오는 혜성 먼지의 경우에 해당한다.[44]

8. 2. 핵 손상 궤적, 무정형 림, 스팔로제닉 핵

핵 손상 궤적은 태양 플레어에서 나오는 이온 플럭스에 의해 발생한다. 태양풍 이온이 입자 표면에 충돌하여 입자 표면에 무정형 방사선 손상 림을 생성한다. 스팔로제닉 핵은 은하 및 태양 우주선에 의해 생성된다. 카이퍼 벨트(40 AU에서 시작)의 먼지 입자는 주 소행성대에서 시작된 먼지 입자보다 궤적 밀도가 훨씬 더 많고, 무정형 림이 더 두꺼우며, 적분 선량이 더 높다.

8. 3. 유기 화합물 형성



2012년 컴퓨터 모델 연구에 따르면, 지구 형성 이전에 태양을 둘러싼 원시행성 원반의 먼지 입자에서 생명(외계 유기 분자)에 필요한 복잡한 유기 분자가 형성되었을 수 있다.[45] 이와 동일한 과정이 행성을 획득하는 다른 별 주변에서도 발생할 수 있다는 연구 결과도 있다.[45]

2012년 9월, 미국 항공우주국(NASA) 과학자들은 다환 방향족 탄화수소(PAH)가 성간 매질(ISM) 조건에서 수소 첨가 반응, 산소화 및 수산화를 통해 더 복잡한 유기물로 변환된다는 것을 보고했다. 이는 아미노산과 뉴클레오티드, 즉 단백질과 DNA의 원료로 가는 경로의 한 단계이다.[46][47]

2014년 2월, NASA는 우주에서 다환 방향족 탄화수소 (PAH)를 감지하고 모니터링하기 위한 개선된 데이터베이스를 발표했다.[48][49] NASA 과학자에 따르면, 우주에 있는 탄소의 20% 이상이 PAH와 관련되어 있으며, 이는 생명의 형성을 위한 시작 물질일 수 있다.[49] PAH는 빅뱅 직후에 형성된 것으로 보이며, 우주에 풍부하고, 새로운 별과 외계 행성과 관련되어 있다.[49]

2015년 3월, NASA 과학자들은 유성에서 발견되는 피리미딘과 같은 시작 화학 물질을 사용하여 우주 공간 조건에서 실험실에서 우라실, 시토신, 티민을 포함한 생명의 복잡한 DNA 및 RNA 유기 화합물이 처음으로 형성되었다고 보고했다. 과학자들에 따르면, 다환 방향족 탄화수소 (PAH)와 마찬가지로 우주에서 발견되는 가장 탄소 함량이 높은 화학 물질인 피리미딘은 적색 거성 또는 성간 먼지와 가스 구름에서 형성되었을 수 있다.[53]

9. 우주의 먼지 구름

우주 먼지는 과거 천문학자들에게는 관측을 방해하는 존재였지만, 적외선 천문학의 발전으로 천체 물리학적 과정에서 중요하고 필수적인 요소로 인식되기 시작했다. 우주 먼지 입자를 분석하면 태양계 형성과 같은 현상에 대한 정보를 얻을 수 있다.[15] 예를 들어, 우주 먼지는 별이 생의 말년에 접어들 때 질량 손실을 유발하고, 별 형성 초기 단계에 관여하며, 행성을 형성한다. 태양계에서 먼지는 황도광, 토성의 B 고리 방사형 구조, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 바깥쪽 희미한 행성 고리와 혜성에서 중요한 역할을 한다.[15]

우주 먼지에 대한 연구는 물리학(고체 물리학, 전자기 이론, 표면 물리학, 통계 물리학, 열역학), 프랙탈 수학, 먼지 입자 위의 표면 화학, 운석학, 천문학, 천체 물리학 등 다양한 학문 분야를 아우른다.[17] 이러한 연구들을 통해 우주 먼지 입자가 화학적, 물리적, 역학적으로 주기적인 진화를 거듭하며, 이는 우주가 물질을 재활용하는 과정(생산, 저장, 처리, 수집, 소비, 폐기)을 추적하는 데 중요한 단서를 제공한다.

성간 매질의 구름, 분자 구름, 젊은 별체의 별 주위 먼지, 행성계 등 다양한 영역에서 우주 먼지를 관측하고 측정함으로써 우주의 재활용 과정에 대한 통찰력을 얻을 수 있다. 천문학자들은 먼지 생애의 다양한 단계에서 관측 '스냅샷'을 축적하여 우주의 복잡한 재활용 단계를 보여주는 '영화'를 만들어낸다.

먼지 입자의 초기 운동, 물질 특성, 플라스마 및 자기장과 같은 매개변수들은 먼지 입자가 먼지 감지기에 도달하는 과정에 영향을 미친다. 이 매개변수들의 작은 변화는 먼지의 역학적 거동을 크게 변화시켜, 해당 먼지가 어디에서 왔고 어떤 매질을 거쳤는지 추정할 수 있게 한다.

9. 1. 다양한 유형의 성운



물리적인 원인과 과정이 다른 여러 종류의 성운이 있는데, 예를 들어 확산 성운, 적외선(IR) 반사 성운, 초신성 잔해, 분자 구름, HII 영역, 광해리 영역, 암흑 성운 등이 있다.

이러한 성운 유형 간의 차이점은 작용하는 복사 과정이 다르다는 것이다. 예를 들어, 오리온 성운과 같이 많은 별 형성이 진행 중인 H II 영역은 열 방출 성운으로 특징지어진다. 반면에 게 성운과 같은 초신성 잔해는 비열 방출(싱크로트론 복사)로 특징지어진다.

우주에서 더 잘 알려진 먼지가 많은 지역으로는 메시에 목록에 있는 확산 성운이 있는데, 예를 들어 M1, M8, M16, M17, M20, M42, M43 등이 있다.[54]

더 큰 먼지 목록으로는 Sharpless (1959)의 HII 영역 목록, Lynds (1965)의 밝은 성운 목록, Lynds (1962)의 암흑 성운 목록, van den Bergh (1966)의 반사 성운 목록, Green (1988)의 은하 SNRs의 개정 참조 목록, The National Space Sciences Data Center (NSSDC),[55] 그리고 CDS 온라인 목록이 있다.[56]

9. 2. 주요 먼지 구름 목록

태양계는 자체적인 행성간 먼지 구름을 가지고 있으며, 태양계 외 행성계도 마찬가지이다. 물리적인 원인과 과정이 다른 여러 종류의 성운이 있는데, 예를 들어 확산 성운, 적외선(IR) 반사 성운, 초신성 잔해, 분자 구름, HII 영역, 광해리 영역, 암흑 성운 등이 있다.

이러한 성운 유형 간의 차이점은 작용하는 복사 과정이 다르다는 것이다. 예를 들어, 오리온 성운과 같이 많은 별 형성이 진행 중인 H II 영역은 열 방출 성운으로 특징지어진다. 반면에 게 성운과 같은 초신성 잔해는 비열 방출(싱크로트론 복사)로 특징지어진다.

우주에서 더 잘 알려진 먼지가 많은 지역으로는 메시에 목록에 있는 확산 성운이 있는데, 예를 들어 M1, M8, M16, M17, M20, M42, M43 등이 있다.[54]

더 큰 먼지 목록은 다음과 같다.

  • Sharpless (1959)의 HII 영역 목록
  • Lynds (1965)의 밝은 성운 목록
  • Lynds (1962)의 암흑 성운 목록
  • van den Bergh (1966)의 반사 성운 목록
  • Green (1988)의 은하 SNRs의 개정 참조 목록
  • The National Space Sciences Data Center (NSSDC)[55]
  • CDS 온라인 목록[56]

10. 먼지 샘플 반환

디스커버리 프로그램의 일환으로 스타더스트 임무는 1999년 2월 7일에 발사되어 와일드 2 혜성의 코마와 우주 먼지 샘플을 수집했다. 스타더스트는 2006년 1월 15일 지구로 샘플을 반환했으며, 2007년에는 이 샘플에서 성간 먼지 입자가 회수되었다고 발표되었다.[57]

11. 지구상의 먼지 입자

2017년, 겐지 등은 지구상의 먼지 입자 "도시 수집"에 관한 논문을 발표했다. 연구팀은 옥상에서 미세 유성 500개를 수집했다. 이들은 오슬로와 파리에서 먼지를 수집했으며, "모든 입자는 대기 진입 중에 용융되어 형성되고 마그네슘 감람석의 급랭 결정, 포스테라이트의 잔존 결정, 유리 내 철 함유 감람석으로 구성된, 아형 형태의 규산염 우주 구체(S형)"였다.[58] 영국에서는 과학자들이 캔터베리 대성당, 로체스터 대성당과 같은 대성당 옥상에서 미세 유성을 찾고 있다.[59]

참조

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[4] 웹사이트 Serendipitous Juno Detections Shatter Ideas About Zodiacal Light http://www.nasa.gov/[...] NASA 2021-03-08
[5] 서적 Accretion of Extraterrestrial Matter Throughout Earth's History
[6] 웹사이트 Applications of the Electrodynamic Tether to Interstellar Travel https://ntrs.nasa.go[...] 2005-02
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[8] 웹사이트 Astronomers Discover Complex Organic Matter Exists Throughout the Universe https://www.scienced[...] ScienceDaily 2011-10-26
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[12] 논문 Seven grains of interstellar dust reveal their secrets https://www.science.[...] 2014-08-14
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[22] 논문 The linear polarization of Southern bright stars measured at the parts-per-million level 2016-01
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