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갈색왜성

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목차

1. 개요

갈색왜성은 질량이 작아 수소 핵융합을 할 수 없는 천체로, 흑색왜성, 적색왜성과 구별되는 개념이다. 1960년대 이론이 제시되었고, 1975년 '갈색왜성'이라는 용어가 제안되었다. 갈색왜성은 수소 핵융합이 일어나지 않아 리튬을 소모하지 않으며, 1990년대 이후 테이데 1, 글리제 229B 등의 발견으로 연구가 활발해졌다. 갈색왜성은 M, L, T, Y형 등 다양한 분광형으로 분류되며, 대기 특징과 관측 기술을 통해 연구된다. 갈색왜성 주위에는 행성이 형성될 수 있으며, 여러 갈색왜성들이 발견되었고, 한국에서도 관련 연구가 진행되고 있다.

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갈색왜성
기본 정보
갈색 왜성과 같은 2MASSJ22282889-431026의 상상도
T형 갈색 왜성의 상상도
갈색 왜성과 목성의 크기 비교
대부분의 갈색 왜성은 부피가 목성보다 약간 크지만(15~20%), 밀도가 더 커서 질량은 최대 80배 더 크다. 그림은 축척에 맞게 그려졌으며, 목성의 반지름은 지구의 11배, 태양의 반지름은 목성의 10배이다.
질량2.5 × 10^28 kg ~ 1.5 × 10^29 kg (MJup)
다른 이름갈색 왜성(褐色矮星)
특징
정의행성보다 크지만 별이 되기에는 질량이 부족한 천체
색갈색이 아닌 적색 또는 오렌지색
표면폭풍 발생
질량 및 크기
질량 범위목성 질량의 약 13배에서 80배 사이
반지름목성과 유사
스펙트럼 분류
종류L, T, Y형 왜성
특징낮은 표면 온도, 메탄 흡수선
형성
형성 과정별과 유사한 방식으로 가스 구름에서 형성
탐색
탐색 방법적외선 망원경을 통해 탐색
발견1995년 처음 확인
위치
HR 다이어그램
HR 다이어그램
HR 다이어그램

2. 역사

적색왜성글리제 229A를 공전하는 갈색왜성 글리제 229B의 이미지. 작은 천체가 글리제 229B이며, 목성 질량의 20~50배의 질량을 가진다. 토끼자리에 있는 천체이며, 지구로부터의 거리는 약 19광년이다.


1960년대 시브 S. 쿠마르가 현재 '갈색왜성'이라 불리는 천체에 대한 이론을 처음 제시했고, 이후 1975년 질 타터가 '갈색왜성'이라는 용어를 제안했다.[5][9][10] 초기에는 '흑색왜성'으로 불렸으나, 다른 천체를 지칭하는 용어로 이미 사용되고 있었고, 명칭에 혼란을 줄 수 있다는 여러 문제점으로 인해[210][213][214] '갈색왜성'으로 변경되었다.

초기 이론에 따르면, 태양 질량의 7% 미만인 항성종족 I 천체나 태양 질량의 9% 미만인 항성종족#종족 II 천체는 일반적인 항성진화를 겪지 않고 축퇴될 것이라고 예측되었다.[12] 수소를 태울 수 있는 천체의 최소 질량은 태양 질량의 7~8% 사이였다.[14][15]

1980년대 후반, 중수소 연소와 먼지 생성 가능성이 제기되면서 기존 이론에 대한 의문이 제기되었다. 그러나 당시 관측 기술의 한계로 갈색왜성을 식별하기 어려웠다. 이후 다양한 관측법을 통해 수많은 갈색왜성이 발견되었다.

1988년 발견된 백색왜성 GD 165의 동반천체 GD 165B는 매우 붉고 기묘한 스펙트럼을 보였으며, 이는 기존에 알려진 어떤 천체와도 달랐다. GD 165B는 ''L''형 왜성의 원형으로 알려져 있다.[218][219]

1995년 발견된 글리제 229B는 메테인 흡수 밴드가 명확하게 보이는 최초의 갈색왜성이었다. 이는 목성형 행성에서만 관측되던 특징으로, 글리제 229B는 ''T''형 왜성의 원형이 되었다.[220]

최초로 검증된 갈색왜성은 1994년 스페인 천체물리학자 라파엘 레볼로가 이끄는 연구진이 플레이아데스 성단 내에서 발견한 테이데 1이다.[222][220][223] 네이처지는 이 발견을 대서특필했다. 테이데 1은 리튬 시험을 통해 갈색왜성임이 확인되었다.

2. 1. 초기 이론

1960년대 시브 S. 쿠마르가 현재 '갈색왜성'이라 불리는 천체에 대한 이론을 처음 제시했다. 처음에는 '흑색왜성'으로 불렸는데,[212] 이는 우주 공간을 떠돌아다니며 질량이 작아 수소 핵융합을 할 수 없는 어두운 준항성 천체를 의미했다. 그러나 '흑색왜성'은 이미 차갑게 식은 백색왜성을 지칭하는 용어로 사용되고 있었고, 적색왜성은 수소 핵융합을 하며, 이 천체들은 탄생 직후 얼마 동안 가시광선 파장에서 빛을 낼 수 있다는 문제점이 있었다.[210][213][214] 이러한 이유로 '플래니타'(planetar)나 '준항성'(substar)과 같은 다른 명칭들이 제시되었다. 1975년, 질 타터는 '갈색'을 대략적인 색채로 사용하여 '갈색왜성'이라는 용어를 제안했다.[5][9][10]

'흑색왜성'이라는 용어는 여전히 '더 이상 많은 양의 빛을 뿜지 않을 정도로 식은 백색왜성'을 의미하는 용어로 쓰인다. 하지만 질량이 가장 작은 백색왜성조차 빛을 내지 않을 정도로 식는 데 걸리는 시간은 현재 우주의 나이보다 길기 때문에, 흑색왜성은 아직 존재하지 않는 것으로 추정된다.[11]

초저질량 항성의 본질과 수소 연소 한계에 대한 초기 이론에 따르면, 태양 질량의 7% 미만인 종족 I 천체나 태양 질량의 9% 미만인 항성종족#종족 II 천체는 일반적인 항성진화를 겪지 않고 완전히 축퇴될 것이라고 예측했다.[12] 수소를 태울 수 있는 천체의 최소 질량을 자체 모순 없이 계산한 최초의 결과는 종족 I 천체의 경우 태양 질량의 7~8% 사이였다.[14][15]

행성, 갈색왜성, 항성 (축척 없음)

2. 2. 중수소 융합

1980년대 후반, 태양 질량의 1.2% 이상인 천체에서 중수소 연소가 가능하다는 것과 갈색왜성의 차가운 바깥쪽 대기에서 먼지가 생겨날 수 있다는 연구 결과가 나왔다. 이 발견은 기존 갈색왜성 이론에 대한 의문을 제기했다. 그러나 갈색왜성은 가시광선을 거의 뿜지 않고 적외선 스펙트럼에서 에너지를 가장 강하게 뿜는데, 당시 지상 관측 적외선 탐지기는 정확도가 낮아 갈색왜성을 식별하기 어려웠다.

이후 시야 내 항성들을 다색촬영법으로 탐사하거나, 주계열성과 백색왜성의 희미한 동반천체를 촬영하여 연구하거나, 젊은 성단을 조사하거나, 근접동반천체의 시선속도를 측정하는 등 다양한 관측법을 통해 수많은 갈색왜성이 발견되었다.

2. 3. GD 165B와 분광형 L

1988년 백색왜성 GD 165의 희미한 동반천체 GD 165B가 발견되었다. GD 165B의 스펙트럼은 매우 붉고 기묘했으며, 질량 작은 적색왜성에서 나타나는 특징들을 보이지 않았다. GD 165B는 당시 알려졌던 가장 온도 낮은 분광형 M형 왜성보다 훨씬 더 차가운 천체로 분류될 필요가 있었다. 2MASS가 유사한 색과 분광 특질을 보이는 천체들을 다수 발견하기 전까지 거의 10년 동안 GD 165B는 독특한 존재로 남아 있었다.

현재 GD 165B는 ''''L''''형 왜성'의 원형으로 알려져 있다.[218][219]

GD 165B 발견 이후 다른 갈색왜성 후보들이 보고되었으나, 이들 대다수는 리튬이 없어서 보통 항성으로 판명되었다. 항성은 1억 년 남짓한 시간 내에 리튬을 소모하지만, 갈색왜성은 리튬을 태우지 못한다. 따라서 1억 년을 넘는 천체의 대기에서 리튬이 검출되면 그 천체는 갈색왜성임이 확실하다.

2. 4. 메테인 왜성 글리제 229B와 분광형 T

1995년 글리제 229B의 발견은 갈색왜성 연구에 큰 변화를 가져왔다. 글리제 229B의 근적외선 스펙트럼에서는 2μm에서 메테인의 흡수 밴드가 명확하게 보였다.[221] 이 특징은 거대 가스 행성과 토성의 위성타이탄의 대기에서만 관측되었던 것이었다. 주계열성의 경우 어떤 온도에서도 메테인 흡수는 보이지 않는다. 이 발견으로 L형 왜성보다 더 저온인 새로운 분광형 ''''T'''형 왜성' 개념이 정립되었고, 글리제 229B는 T형 왜성의 원형이 되었다.[220]

2. 5. 최초의 M 분광형 갈색왜성 테이데 1

최초로 검증된 갈색왜성은 1994년 스페인 천체물리학자 라파엘 레볼로가 이끄는 연구진이 플레이아데스 산개성단 내에서 발견했으며, '테이데 1'이라는 이름을 붙였다.[222][220][223] 네이처 지는 해당 호 표지에 "갈색왜성이 공식적으로 발견되었다."라는 문구를 기재했다.

테이데 1은 IAC 팀이 테이데 천문대 소재 80 cm 망원경(IAC 80)을 이용하여 모은 사진들에서 1994년 1월 6일 발견되었으며, 테이데 1의 스펙트럼은 로크 데 로스 무차초스 천문대 소재 4.2 m 윌리엄 허셜 망원경 관측을 통해 1994년 12월 최초로 기록되었다.[224] 이 천체는 젊은 플레이아데스 성단의 구성원이었기 때문에 지구로부터의 거리, 화학적 조성, 나이를 알아낼 수 있었다. 연구팀은 당시 기준으로 가장 진보된 항성 및 준항성 진화 모형을 이용하여 테이데 1의 질량을 목성의 55 ± 15 배로 추정했는데, 이는 항성질량의 하한선 아래 값이다.

이론상으로 목성질량 65배 이하의 갈색왜성은 진화과정 내내 열핵융합으로 리튬을 태울 수 없다. 이 사실은 낮은 광도에 낮은 표면온도를 보이는 준항성을 판별하는 데 사용하는, 리튬 시험의 원칙들 중 하나이다.

1995년 11월 켁 1 망원경이 찍은 고품질 분광자료는 테이데 1이 자신 및 플레이아데스 항성들이 태어난 분자구름에 있던 리튬을 내부에 그대로 갖고 있음을 보여줬으며, 동시에 테이데 1 중심핵에서는 열핵반응이 일어나지 않고 있음이 증명되었다. 이 관측으로 테이데 1이 갈색왜성이라는 사실과, 분광 리튬 시험이 효율적임이 보다 확실해졌다.

발견 후 얼마 동안 테이데 1은 직접 관측을 통해 발견한 태양계 밖 천체들 중 가장 작은 존재라는 지위를 유지했다.

3. 이론

항성 탄생 과정은 가스와 먼지로 이루어진 차가운 성간구름이 중력에 의해 붕괴되면서 시작된다. 구름은 수축하면서 켈빈-헬름홀츠 기작에 의해 뜨거워진다. 과정 초반에 수축하는 가스는 빠르게 에너지를 방출하여 붕괴가 지속되게 만든다. 결국 중심부는 충분히 밀집되어 에너지가 밖으로 나가기 힘들게 된다. 붕괴된 구름 중심부의 온도와 밀도는 시간이 지나면서 극적으로 올라가 수축 속도를 늦추며, 이 과정은 원시별의 중심핵이 충분히 뜨겁고 조밀해져서 열핵반응이 일어날 때까지 계속된다. 항성 중심부에서 일어나는 열핵융합 반응으로 가스압과 복사압이 발생하여 항성이 중력 때문에 수축하는 것을 막게 되는데, 이렇게 정역학 평형이 이루어지고 별은 주계열로서 남은 일생 대부분을 수소를 융합하여 헬륨으로 바꾸면서 살게 될 것이다.

그러나 만약 원시별의 질량이 태양의 8%(목성 질량의 75~80배) 미만이라면 중심핵에서 일반적인 수소 열핵융합 반응이 일어나지 않는다. 중력 수축은 작은 원시별을 그다지 효율적으로 가열시키지 못하며, 중심핵의 온도가 핵융합을 할 수 있는 수준만큼 뜨거워지기 전, 전자가 빼곡하게 뭉쳐 전자 축퇴압을 발생시키는 수준까지 밀도가 올라간다.

이 조건을 만족하는 원시별은 질량이 크지 않고 밀도가 높지 않아 수소 융합을 유지하는 데 필요한 조건에 이르지 못할 것임을 알 수 있다. 전자 축퇴압은 유입되는 물질이 수소 융합에 필요한 밀도와 압력에 이르는 것을 방해한다.

중력 수축은 더 이상 일어나지 않으며, 원시별은 내부 열에너지를 단순히 밖으로 뿜어내면서 식어가는 '실패한 별' 또는 갈색왜성이 된다.

경수소의 핵융합이 시작되려면 핵의 온도가 300만~400만 K을 넘어야 한다. 그 이하의 질량을 가진 별에서는 경수소에 의한 핵융합 반응은 일어나지 않지만, 중수소(H) 및 리튬(Li)의 핵융합은 일어난다.

갈색왜성 내부에서는 중수소의 핵융합이 발생하지만, 중수소의 존재 비율이 낮기 때문에 핵융합 반응은 단기간에 중단되고, 그대로 냉각된다.

현재 '갈색왜성'으로 불리는 천체들은 1960년대 시브 S. 쿠마르가 이론을 세웠다. 처음 명칭은 '흑색왜성'이었으나,[212] '흑색왜성'은 차갑게 식은 백색왜성을 일컫는 단어로 이미 쓰이고 있었으며, 적색왜성은 수소 핵융합을 하는데다 이 천체들은 태어난 후 얼마 동안은 가시광선 파장에서 밝게 보일 수 있다는 문제점이 있었다. 이러한 이유로 '플래니타'(planetar)나 '준항성'(substar)처럼 이들을 정의하는 다른 명칭들이 제시되었다. 1975년 질 타터는 '''갈색왜성'''(brown dwarf) 단어를 제시했다. '갈색'은 대략적인 색채를 뜻한다.[210][213][214]

초저질량 항성의 본질 및 수소 연소 한계를 다룬 초창기 이론에서는, 태양 질량 7% 미만의 종족 I 천체나 태양 질량 9% 미만의 종족 II 천체는 평범한 항성 진화 과정을 절대 겪지 않고 완전 축퇴 항성으로 진화할 것이라 추측했다.[215] 수소를 태울 수 있는 천체의 최소 질량을 자체 모순 없는 계산식을 이용하여 최초로 구한 값은, 종족 I 천체의 경우 태양 질량의 7%에서 8% 사이에 있었다.[216][217]

갈색왜성의 전형적인 내부 밀도, 온도, 압력은 다음과 같다.


  • 10\,\mathrm{g/cm^3} \,\lesssim\, \rho_c \,\lesssim\, 10^3\,\mathrm}
  • T_c \lesssim 3 \times 10^6\,\mathrm{K}
  • P_c \sim 10^5\,\mathrm{Mbar}.

3. 1. 고질량 갈색왜성 vs 저질량 항성

리튬은 갈색왜성에는 일반적으로 존재하지만 저질량 항성에는 존재하지 않는다. 수소 핵융합에 필요한 고온에 도달하는 항성은 리튬을 빠르게 고갈시킨다. 리튬-7과 양성자의 핵융합이 일어나 두 개의 헬륨-4 핵이 생성된다. 이 반응에 필요한 온도는 수소 핵융합에 필요한 온도보다 약간 낮다. 저질량 항성의 대류는 결국 항성 전체 부피의 리튬을 고갈시킨다. 따라서 후보 갈색왜성에서 리튬 스펙트럼 선이 존재하는 것은 그것이 실제로 항성보다 질량이 작은 천체임을 강력하게 나타낸다.[225]

갈색왜성 후보를 저질량 항성과 구별하는 데 리튬을 사용하는 방법은 일반적으로 '''리튬 시험'''이라고 하며, 라파엘 레볼로, 에두아르도 마르틴, 안토니오 마가주가 개척했다. 그러나 리튬은 아직 모두 태울 만큼 충분한 시간이 지나지 않은 매우 어린 별에서도 관측된다.[225]

태양과 같은 더 무거운 별들도 리튬을 융합할 만큼 충분히 뜨겁지 않은 외층에 리튬을 보유할 수 있으며, 대류층이 리튬이 빠르게 고갈되는 중심부와 혼합되지 않는다. 그러나 이러한 더 큰 별들은 크기와 광도로 갈색왜성과 쉽게 구별된다.[225]

반대로, 질량 범위의 상한에 있는 갈색왜성은 어릴 때 리튬을 고갈시킬 만큼 충분히 뜨거울 수 있다. 목성 질량 65배보다 무거운 갈색왜성은 5억 년이 될 때까지 리튬을 태울 수 있다.[28][178] 따라서 리튬 시험은 완벽하지 않다.

3. 2. 저질량 갈색왜성 vs 고질량 행성

갈색왜성은 크기가 목성과 비슷하지만, 핵융합, 열 스펙트럼 등에서 차이를 보인다. 현재 국제천문연맹(IAU)은 중수소 핵융합 가능 여부를 기준으로 갈색왜성과 행성을 구분한다. (목성 질량 13배)[230]

  • 질량: 갈색왜성은 목성 질량의 13배에서 75~80배 사이의 질량을 가진다.[174] 이보다 가벼우면 준갈색왜성 혹은 떠돌이 행성, 무거우면 적색왜성이 된다.
  • 핵융합: 목성 질량 13배 이하의 왜성은 중수소를 융합할 수 없고, 목성 질량 60배 정도의 무거운 왜성도 빠르게 식어 핵융합을 멈춘다.
  • 스펙트럼: 엑스선과 적외선 스펙트럼은 갈색왜성의 특징이다. 일부는 엑스선을 방출하고, '따뜻한' 갈색왜성은 행성처럼 1000 켈빈 이하로 식을 때까지 적색 및 적외선 스펙트럼에서 강하게 빛난다.
  • 대기: 나이 많은 갈색왜성 중 일부는 대기가 차가워 메테인이 존재한다. (예: 글리제 229B)
  • 공전: 항성처럼 홀로 태어나거나 다른 항성 가까이에서 생겨날 수 있다. 일부는 항성을 공전하며 행성처럼 타원형 궤도를 그릴 수 있다.


항성 HD 29587의 동반천체인 갈색왜성 HD 29587 b의 개념도. b의 질량은 목성의 약 55배이다.


준갈색왜성은 항성, 갈색왜성과 같은 방식으로 태어나지만, 질량이 중수소 핵융합 최소 질량(목성 질량 13배)보다 작다.[234] 이들은 자유부유행성으로 불리기도 한다.[235]

4. 관측

갈색왜성은 1960년대 시브 S. 쿠마르에 의해 이론적으로 제시되었으며, 처음에는 '흑색왜성'으로 불렸다.[212] 그러나 이 명칭은 이미 차갑게 식은 백색왜성을 지칭하는 용어로 사용되고 있었고, 적색왜성은 수소 핵융합을 한다는 점, 그리고 이 천체들이 초기에는 가시광선 파장에서 밝게 보일 수 있다는 점 때문에 다른 명칭이 필요했다. 1975년 질 타터가 '갈색왜성'이라는 용어를 제안했고, 이는 대략적인 색채를 의미한다.[210][213][214]

초창기 이론에 따르면, 태양 질량의 7% 미만(종족 I 천체) 또는 9% 미만(종족 II 천체)의 천체는 평범한 항성진화 과정을 겪지 않고 완전축퇴 항성으로 진화할 것이라 예측되었다.[215] 수소를 태울 수 있는 천체의 최소 질량은 종족 I 천체의 경우 태양 질량의 7~8% 사이로 계산되었다.[216][217]

나이든 갈색왜성은 매우 긴 시간에 걸쳐 충분히 저온이 되어 고온의 천체에서는 존재할 수 없는 메테인이 관측 가능한 양으로 존재할 수 있다. 이 방법으로 확인된 갈색왜성의 예로는 글리제 229B가 있다.

1980년대 후반, 갈색왜성 이론에 대한 의문이 제기되었지만, 가시광선을 거의 방출하지 않아 발견이 어려웠다. 이후 다양한 관측법을 통해 수많은 갈색왜성이 발견되었다. 대표적인 관측법은 다음과 같다.


  • 시야 내 항성들을 다색촬영법으로 탐사
  • 주계열성과 백색왜성의 희미한 동반천체 촬영
  • 젊은 성단 조사
  • 근접동반천체의 시선속도 측정


코로나그래프는 밝은 항성 주변의 희미한 천체를 식별하는 데 사용된다. 글리제 229B는 이 방법으로 발견된 대표적인 갈색왜성이다.

CCD를 장착한 고성능 망원경은 멀리 떨어진 성단 내 희미한 천체를 찾는 데 사용되며, 테이데 1이 대표적인 사례이다.

광각탐사를 통해 어둡고 독립적인 천체들이 발견되었으며, 케일루-1은 지구로부터 약 30광년 떨어져 있다.

갈색왜성은 외계 행성 탐사 중 자주 발견되며, 외계행성 탐색 방식이 갈색왜성 탐사에도 활용된다.

갈색왜성은 강한 자기장을 지녀 강력한 전파 방출원이 될 수 있다. 아레시보 천문대와 장기선 간섭계의 관측 프로그램에서 십여 개가 발견되었으며, 이들은 초저온 왜성이라고도 불린다.[252] 전파 관측을 통해 자기장 세기를 직접 측정할 수 있다. 갈색왜성은 최대 6킬로가우스의 강한 자기장을 유지할 수 있다.

4. 1. 갈색왜성의 분광형

갈색왜성의 분광형은 1960년대 시브 S. 쿠마르가 처음 이론을 세웠으며, 초기에는 '흑색왜성'으로 불렸다. 그러나 이 명칭은 이미 차갑게 식은 백색왜성을 지칭하는 데 사용되고 있었고, 적색왜성은 수소 핵융합을 한다는 점, 그리고 이 천체들이 초기에는 가시광선을 방출할 수 있다는 점 때문에 부적합했다. 1975년 질 타터가 '갈색왜성'이라는 용어를 제안했으며, 이는 대략적인 색채를 의미한다.[210][213][214]

초창기 이론에 따르면, 태양 질량의 7% 미만(종족 I 천체) 또는 9% 미만(종족 II 천체)의 천체는 항성 진화를 겪지 않고 축퇴될 것이라고 예측되었다.[215] 수소 핵융합이 가능한 최소 질량은 종족 I 천체의 경우 태양 질량의 7~8% 사이로 계산되었다.[216][217]

갈색왜성은 항성처럼 단독으로 생성되거나 다른 항성 근처에서 생성될 수 있다. 그러나 항성과 달리 질량이 작아 핵융합을 일으키지 못한다. 일부 갈색왜성은 항성을 공전하며 행성처럼 타원 궤도를 가질 수 있다.

최초의 T형 갈색왜성은 1994년 캘리포니아 공과대학교와 존스홉킨스 대학교의 과학자들에 의해 발견되었으며, 1995년에 글리제 229의 항성계 외곽 천체인 글리제 229B로 확인되었다. 이는 테이데 1과 함께 갈색왜성의 존재를 명확히 보여주는 첫 사례였다. 이 천체들은 리튬 선(670.8 nm)의 존재로 확인되었으며, 글리제 229B는 항성보다 낮은 온도와 광도를 가졌다. 글리제 229B의 근적외선 스펙트럼에서는 2 마이크로미터의 메탄 흡수대가 나타났는데, 이는 이전까지 거대 행성과 토성의 위성 타이탄에서만 관측되던 특징이었다. 이 발견으로 L형보다 차가운 T형 갈색왜성 분류가 확립되었고, 글리제 229B가 그 원형이 되었다.

최초로 확인된 M형 갈색왜성은 1994년 스페인 천체물리학자들에 의해 발견되어 테이데 1으로 명명되었다. 이 발견은 1995년 ''네이처''에 발표되었다. 테이데 1은 1994년 1월 테이데 천문대의 망원경으로 발견되었고, 12월 로케 데 로스 무차초스 천문대에서 스펙트럼이 기록되었다. 테이데 1의 질량은 미만의 갈색왜성은 리튬을 핵융합으로 태울 수 없다. 이는 저광도 및 저표면온도 천체의 준항성 특성을 판단하는 리튬 검사 원리 중 하나이다. 1995년 11월 케크 1 망원경으로 얻은 데이터는 테이데 1이 초기 리튬 풍부도를 유지하고 있음을 보여주어, 핵융합이 일어나지 않음을 증명했다.[25]

이후 1,800개가 넘는 갈색왜성이 확인되었으며, 지구와 가까운 엡실론 인디 Ba, Bb,[26] 루만 16 등도 발견되었다.





표준적인 항성 탄생 메커니즘은 차갑고 성간 공간에 있는 기체와 먼지 구름의 중력 붕괴를 통해 이루어진다. 구름이 수축하면서 켈빈-헬름홀츠 메커니즘에 의해 가열되고, 초기에는 빠르게 에너지를 방출한다. 중심 영역은 복사를 가둘 정도로 밀도가 높아져 온도와 밀도가 급격히 증가하고, 원시별 중심에서 열핵 반응이 일어날 수 있을 만큼 뜨겁고 밀도가 높아지면 핵융합 반응이 시작된다. 일반적인 별은 정역학 평형을 이루고 주계열성으로서 수명을 보낸다.

그러나 원시별의 초기 질량이 약 보다 작으면, 중심부에서 수소 핵융합 반응이 시작되지 않는다. 중력 수축은 작은 원시별을 효과적으로 가열하지 못하고, 핵융합이 시작되기 전에 전자가 밀집되어 전자 축퇴압을 생성한다. 갈색왜성 내부 모델에 따르면, 중심부의 밀도는 , 온도는 , 압력은 정도일 것으로 예상된다.

이는 원시별이 수소 핵융합에 필요한 조건에 도달하지 못함을 의미한다. 전자 축퇴압이 유입되는 물질을 막아 추가적인 중력 수축이 방지되고, 결과적으로 내부 열에너지를 방출하며 식어가는 갈색왜성이 된다.

주계열성은 식어가지만, 핵융합을 통해 유지할 수 있는 최소 광도에 도달한다. 이 광도는 별마다 다르지만, 일반적으로 태양의 0.01% 이상이다. 반면 갈색왜성은 수명 동안 꾸준히 식고 어두워져, 충분히 오래되면 감지할 수 없을 정도로 희미해진다.

초기 T형 갈색왜성 SIMP J0136+09 및 2MASS J2139+02 (왼쪽 두 패널)과 후기 T형 갈색왜성 2M0050–3322의 구름 모델


후기 L형 갈색왜성에서는 철 수소화물(FeH) 스펙트럼 선이 약화되는데, 이는 철 구름이 상층 대기에서 FeH를 고갈시키고 하층 대기의 시야를 차단하기 때문이다. 중기~후기 T형 갈색왜성의 더 차가운 온도에서는 불안정한 구름이 형성되어 FeH를 포함하는 대기의 더 깊은 층을 관측할 수 있게 한다.[29] 젊은 L/T형 갈색왜성(L2-T4)은 높은 변광성을 보이는데, 이는 구름, 고온점, 자기적 오로라, 열화학적 불안정성 등으로 설명된다.[30] 이 갈색왜성의 구름은 두께가 다른 철 구름 또는 아래쪽의 두꺼운 철 구름층과 위쪽의 규산염 구름층으로 설명되며, 규산염 구름층은 석영, 엔스타타이트, 강옥, 포스터라이트 등으로 구성될 수 있다.[31][32] 규산염 흡수는 8~12 μm의 중적외선에서 관측할 수 있으며, 스피처 IRS 관측 결과 L2-L8 갈색왜성에서 흔하지만 보편적이지는 않다.[34] MIRI는 행성 질량 동반 천체 VHS 1256b에서 규산염 흡수를 관측했다.[35]

대기 대류 과정의 일부인 '''철비'''는 작은 별에서는 불가능하지만 갈색왜성에서는 가능하다. 철비에 대한 분광학 연구는 진행 중이지만, 모든 갈색왜성이 이러한 특징을 보이는 것은 아니다. 2013년, 루만 16계의 B 성분 주변에서 이질적인 철 함유 대기가 관측되었다.[36]

후기 T형 갈색왜성에서는 크롬과 염화칼륨, 황화물(황화망간(II), 황화나트륨, 황화아연)로부터 얇은 구름층이 형성될 것으로 예측된다.[37] 변광성 T7형 갈색왜성 2M0050–3322은 염화칼륨, 황화나트륨, 황화망간 구름층을 가지고 있는 것으로 설명되며, 상위 두 구름층의 얼룩덜룩한 구름은 메탄과 수증기 띠 변화의 원인일 수 있다.[38]

Y형 갈색왜성 WISE 0855-0714의 가장 낮은 온도에서는 황화물과 물 얼음 구름이 표면의 50%를 덮을 수 있다.[39]

4. 1. 1. 분광형 M

차가운 M형 왜성의 상상화


분광형 M6.5 혹은 그보다 차가운 갈색왜성은 '차가운 M형 왜성'으로도 불린다. 천문학자들에 따라서는 이들을 적색왜성으로 분류할 수 있다고도 한다.[210]

4. 1. 2. 분광형 L

L형 갈색왜성의 상상도


오랫동안 사용되어 온 고전적인 항성 분류에서 가장 저온인 스펙트럼형인 M형은, 가시광선에서의 스펙트럼이 이산화티탄(TiO)과 이산화바나듐(VO) 분자의 흡수띠로 채워져 있다. 그러나 백색왜성의 저온 동반성인 GD 165B는 M형 왜성의 현저한 특징인 TiO에 의한 흡수가 보이지 않았다. 이후 GD 165B와 같은 천체가 다수 발견되면서 '''L형'''이라는 새로운 스펙트럼 분류가 만들어졌다. L형은 가시광선의 붉은 파장 스펙트럼에서 TiO와 VO 금속 산화물의 흡수띠가 아닌, 금속 수소화물(철 수소화물(FeH), 크롬 수소화물(CrH), 마그네슘 수소화물(MgH), 수소화칼슘(CaH))의 방출띠와 알칼리 금속 원자(NaI, KI, CsI, RbI)의 현저한 스펙트럼 선의 존재로 정의된다.

2013년 시점에서는 900개가 넘는 L형 갈색왜성이 주로 2MASS와 DENIS, 슬론 디지털 스카이 서베이와 같은 광시야 탐사에 의해 확인되었다. 갈색왜성보다 무거운 질량(80목성질량 이상)을 가지지만 가장 저온인 주계열성은 L2 또는 L3 스펙트럼형을 가지므로, 이 스펙트럼형은 갈색왜성만을 포함하는 것은 아니다.

4. 1. 3. 분광형 T

글리제 229B는 L형 왜성에 이어 두 번째로 등장한 분광형인 '''T형 왜성'''의 원형별이다. L형 왜성의 근적외선 스펙트럼을 물(H2O)와 일산화 탄소(CO)의 흡수대(帶)가 압도하는 것과는 달리, 글리제 229B의 스펙트럼에는 태양계의 가스행성이나 타이탄에서만 발견되는 메테인(CH4)의 흡수대가 뚜렷하게 나타난다.[236][237] 글리제 229B의 색은 CH4, H2O, 분자수소(H2)의 충돌유도흡수(CIA)로 인해 푸른 근적외선 색을 보여준다. 이 천체의 가파르게 경사지고 붉은 광학 스펙트럼에는 L형 왜성을 상징하는 FeH, CrH 띠가 없으며 대신 알칼리 금속 나트륨과 칼륨에서 나오는 넓은 흡수선들이 나타난다. 커크패트릭은 이 차이들로부터 'H-와 K-대 CH4 흡수'가 나타나는 T 분광형을 제안했다. 2013년 기준으로 등록된 T형 왜성은 355개이다. Adam Burgasser와 Tom Geballe는 T형 왜성의 근적외선 분류계획을 만들었다. 이론상 L형에는 초저질량 항성과 준항성 천체(갈색왜성)가 섞여 있지만 T형에는 갈색왜성만 속해 있다. T형 왜성 스펙트럼 중 초록색 부분에서 나트륨과 칼륨의 흡수가 일어나기 때문에 사람의 눈에 보이는 T형 왜성의 실제 색은 갈색이 아니라 자홍색이다.[236][237] WISE 0316+4307과 같이 지구에서 100 광년 떨어져 있는 T형 갈색왜성들이 발견된 바 있다.

T형 왜성의 상상도.

4. 1. 4. 분광형 Y

Y형 왜성은 T형 왜성보다 훨씬 차가울 것으로 예상되는 천체이다.[238][243] 이 분광형은 모형화는 되었으나,[239] 아직 제대로 정의된 스펙트럼 계열이나 원형 별은 없다.

2009년 당시 기준으로 가장 차가운 갈색왜성들의 유효온도가 500 ~ 600 켈빈으로 측정되어 분광형 T9를 받았다. 여기에 해당되는 사례는 CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2, ULAS J003402.77−005206.7 세 천체가 있었다.[240] 이 천체들의 스펙트럼은 1.55 마이크로미터 근처에서 흡수 피크가 형성된다.[240] Delorme 연구진은 이 특징이 암모니아에 의한 흡수 때문이며, 이를 T형에서 Y형으로 전이되는 것으로 받아들여서 이런 천체들에 분광형 Y0을 부여해야 한다고 주장했다.[240][241] 그러나 상기 특징은 물과 메테인에 의한 흡수와 구별하기 어려우며,[240] Y0 분광형을 부여하는 것은 시기상조라는 주장도 나왔다.[238]

2010년 4월 새로 발견된 극저온 준갈색행성 두 개(UGPS 0722-05, SDWFS 1433+35)를 Y0 분광형의 원형별로 삼아야 한다는 주장이 나왔다.[242]

2011년 2월 루만 연구진은 지구에서 가까운 백색왜성의 '갈색왜성' 동반천체를 발견했다. 이 천체의 온도는 300 켈빈에 질량은 목성의 7배 수준이었다.[243] 로드리게스 연구진은 이 천체가 행성급 질량임에도 불구하고 평범한 행성들과 같은 과정을 거쳐 태어나지는 않은 것 같다고 주장했다.[244]

이후 Liu 연구진은 또다른 초저질량 갈색왜성을 도는 '아주 차가운'(대략 370 켈빈) 천체 CFBDS J1458+10B를 발견했으며 "낮은 광도, 이례적인 색, 낮은 온도로 볼 때 이 천체는 가설화된 Y 분광형의 유력한 후보이다."라고 주장했다.[245]

2011년 8월 NASA의 광역적외선탐사위성(WISE)으로부터 얻은 자료를 이용한 과학자들은 'Y형 왜성' 여섯 개를 발견했는데, 이들의 온도는 인간의 체온과 비슷한 수준이었다.[246][247]

WISE 0458+6434는 WISE가 최초로 발견한 극저온 갈색왜성(초록색 점)이다. 사진의 초록색과 파란색은 적외선 파장을 눈에 보이는 색들로 바꿔 놓은 것이다.


WISE의 자료로부터 새로운 갈색왜성 수백 개가 발견되었다. 이들 중 Y형 왜성으로 분류된 천체는 14개였다. Y형 왜성 중 하나인 WISE 1828+2650은 2011년 8월 기준으로 가장 차가운 갈색왜성 기록을 보유했고 가시광선을 전혀 발산하지 않는다. 이런 천체 유형은 항성보다는 자유부유행성에 가깝다. WISE 1828+2650은 원래 대기온도가 300 켈빈보다 차가운 것으로 측정되었다.[248] 참고로 실온의 상한선은 298 켈빈(섭씨 25도)이다. 이 천체의 온도 예측치는 이후 250 ~ 400 켈빈(섭씨 −23 ~ 127도) 사이로 수정되었다.[249]

2014년 4월 천문학자들은 WISE 0855−0714의 예상 온도 범위를 225 ~ 260 켈빈(섭씨 −48 ~ −13도)으로, 질량은 목성의 3 ~ 10배로 예측했다.[250] 이 천체의 시차 역시 평범하지 않아 계산된 지구로부터의 거리는 7.2 ± 0.7 광년에 불과했다.

2019년 WISE 카탈로그를 조사하여 갈색왜성 CWISEP J1935-1546을 발견했다. 이 천체의 온도는 매우 차가운 갈색왜성의 반열에 들어갈 수준으로 그 값은 270 ~ 360 켈빈이다.[251]

4. 2. 갈색왜성의 분광형 및 대기 특징

갈색왜성의 대기 온도는 최고 2,200,000에서 최저 750,000 정도이다.[236] 항성과 달리 갈색왜성은 시간이 지나면서 빠르게 식는데, 질량이 클수록 식는 속도는 느리다.

L형, T형 왜성에서 방출되는 대부분의 빛은 1~2.5 마이크로미터의 근적외선 범위에 있다. 온도가 낮아지면서, 중성 원자의 좁은 선부터 분자 물질의 넓은 띠까지 다양한 근적외선 스펙트럼을 보인다. 이러한 스펙트럼은 온도, 중력, 금속 함량에 따라 달라진다. 낮은 온도에서는 가스가 응축되어 낟알 구조를 형성하기 쉽다.[236]

나이 많은 갈색왜성 중 일부는 대기가 차가워 메테인이 축적될 수 있는데, 이는 뜨거운 천체에서는 생성될 수 없다. 이러한 예로는 글리제 229B가 있다.[226]

'철이 비 형태로 내리는 것'은 갈색왜성 대기의 대류 현상 중 하나로, 적색왜성에서는 일어나지 않는다. 이에 대한 분광학 연구가 진행 중이지만, 모든 갈색왜성이 이러한 대기 상태를 유지하는 것은 아니다. 2013년 루만 16 항성계의 동반천체 B에서 철을 포함한 여러 물질이 섞여 있는 것이 밝혀졌다.[226]

4. 3. 관측 기술

1980년대 후반, 갈색왜성 이론에 대한 의문이 제기되었지만, 가시광선을 거의 방출하지 않아 발견이 어려웠다. 당시 적외선 탐지기는 정확도가 낮아 갈색왜성 식별이 불가능했다. 이후 다양한 관측법을 통해 수많은 갈색왜성이 발견되었다. 대표적인 관측법은 다음과 같다:

  • 시야 내 항성들을 다색촬영법으로 탐사
  • 주계열성과 백색왜성의 희미한 동반천체 촬영
  • 젊은 성단 조사
  • 근접동반천체의 시선속도 측정


코로나그래프는 밝은 항성 주변의 희미한 천체를 식별하는 데 사용된다. 글리제 229B는 이 방법으로 발견된 대표적인 갈색왜성이다.

CCD를 장착한 고성능 망원경은 멀리 떨어진 성단 내 희미한 천체를 찾는 데 사용되며, 테이데 1이 대표적인 사례이다.

광각탐사(Wide-field search)를 통해 어둡고 독립적인 천체들이 발견되었으며, 케일루-1은 지구로부터 약 30광년 떨어져 있다.

갈색왜성은 외계 행성 탐사 중 자주 발견되며, 외계행성 탐색 방식이 갈색왜성 탐사에도 활용된다.

갈색왜성은 강한 자기장을 지녀 강력한 전파 방출원이 될 수 있다. 아레시보 천문대와 장기선 간섭계의 관측 프로그램에서 십여 개가 발견되었으며, 이들은 초저온 왜성이라고도 불린다.[252] 전파 관측을 통해 자기장 세기를 직접 측정할 수 있다. 갈색왜성은 최대 6킬로가우스의 강한 자기장을 유지할 수 있다.

4. 4. 주요 발견 및 연구 성과


  • 1995년
  • 테이데 1 발견: 갈색왜성의 존재가 최초로 실증되었다. 카나리아 천체물리학 연구소 로케 데 로스 무차초스 천문대의 망원경 CCD로 플레이아데스 성단에 있는 M8형 천체인 테이데 1을 발견했다.[253]
  • 글리제 229B 발견: 메테인의 특징을 보이는 갈색왜성의 존재가 최초로 실증되었다. 팔로마 천문대에 있는 1.5미터 반사망원경의 적응광학을 이용한 코로나그래프 관측으로 20광년 거리에 있는 적색왜성 글리제 229 A를 공전하는 갈색왜성 글리제 229B를 발견했다. 이후, 5미터 구경의 헤일 망원경을 이용한 적외선 추가 분광 관측을 통해 메테인이 존재함이 밝혀졌다.
  • 1998년: X선을 방출하는 갈색왜성이 최초로 발견되었다. 카멜레온자리에 있는 암흑성운 Chamaeleon I에 있는 M8형 천체 Cha Hα 1이 대류를 일으키는 후기형 항성과 마찬가지로 X선 방출원임이 밝혀졌다.
  • 1999년 12월 15일: 갈색왜성에서 X선 플레어가 최초로 검출되었다. 캘리포니아 대학교 연구팀이 찬드라를 이용하여 16광년 떨어진 곳에 있는 60 목성 질량의 천체 LP 944-20을 관측하여 2시간에 걸친 플레어를 포착했다.[253]

LP 944-20의 플레어 발생 전(왼쪽)과 발생 중(오른쪽) 찬드라 X선 관측 위성 이미지

  • 2000년 7월 27일: 갈색왜성으로부터의 전파 방출 (플레어 및 정온 상태)이 최초로 검출되었다. 초장기선 간섭계의 학생팀이 LP 944-20으로부터의 전파 방출을 검출했다.[254]
  • 2014년 4월 25일: 당시 기준으로 지구에서 가장 가까운 갈색왜성이 발견되었다. WISE 0855-0714는 지구로부터 7.2광년 떨어져 있었고(지구로부터 7번째 가까운 항성계) 유효온도는 -48℃에서 -13℃ 사이였다.[255]


최근 연구에서는 갈색왜성 주변에서 행성계 형성, 극심한 바람, 구름 패턴 등이 발견되고 있다.

5. 갈색왜성 주위의 행성



갈색왜성 주위 원반은 항성 주위 원반이 지니는 특징 다수를 똑같이 지니고 있어, 물질의 강착으로 행성들이 태어날 것으로 보인다.[270] 갈색왜성 원반의 질량이 작음을 고려하면 행성 대다수는 가스행성이 아니라 암석행성일 것이다.[271] 만약 가스행성이 갈색왜성과 우리 시선방향 사이를 돈다면 이 둘의 지름은 거의 같기에 통과법으로 행성을 쉽게 감지할 수 있다.[272] 갈색왜성 주변의 행성 강착 영역은 왜성과 매우 가까워 조석력이 강한 영향을 미칠 것이다.[271]

갈색왜성 주변 행성들은 물이 없는 탄소행성일 확률이 높다.[273]

스피처 우주망원경 관측자료에 기반한 2016년 논문에 따르면, 갈색왜성 175개를 조사해야 갈색왜성을 도는 행성 하나를 95% 확률로 발견할 수 있다.[274]

갈색왜성을 도는 가상 행성에 생명체가 살 가능성은 꾸준히 연구되어 왔다. 갈색왜성이 생명체가 살 수 있는 행성을 거느릴 조건은 매우 까다로운데, 생물권이 원래 좁은데다 시간이 지나 갈색왜성이 식으면서 크기가 더 줄어든다. 가상행성이 어머니 갈색왜성의 강력한 조석력을 회피하려면 공전궤도의 이심률이 극도로 낮아야 한다. 왜성의 조석력은 행성에 온실 효과를 발동시켜 생명체가 살 수 없도록 만들 것이다.[275]

6. 주요 갈색왜성 목록


  • WD 0137-349 B: 주성의 적색거성 단계를 견뎌낸 것으로 최초 확인된 갈색왜성이다.[276]
  • 1984년 일부 천문학자들은 확인되지 않은 갈색왜성(네메시스)이 태양을 돌고 있으며, 이 천체는 오르트 구름과 상호작용할 수 있다고 가정했다. 그러나 이 가설은 기각되었다.[277]


최초 갈색왜성 목록
기록이름분광형적경/적위별자리주석
최초로 발견테이데 1 (플레이아데스 산개성단 내)M83h47m18.0s +24°22'31"황소자리1989년, 1994년 촬영
최초로 코로나그래프 촬영글리제 229 BT6.506h10m34.62s −21°51'52.1"토끼자리1994년 발견
행성급 동반천체를 거느린 것으로 확인된 최초 사례2MASSW J1207334-393254M812h07m33.47s −39°32'54.0"센타우루스자리2004년 행성 2M1207b 발견
먼지원반이 있는 최초 사례
쌍극류가 관측된 최초 사례
최초 필드 타입(단독천체)테이데 1M83h47m18.0s +24°22'31"황소자리1995년
평범한 항성의 동반천체로서 최초 발견글리제 229 BT6.506h10m34.62s −21°51'52.1"토끼자리1995년
최초 분광쌍성 갈색왜성PPL 15 A, B[278]M6.5황소자리Basri, Martin. 1999년
최초 식쌍성 갈색왜성2M0535-05[279][280]M6.5오리온자리display-authors=et al. 2006년, 2007년 (거리: ~450 파섹)
최초 T 분광형의 쌍성계 갈색왜성인디언자리 엡실론 Ba, Bb[281]T1 + T6인디언자리거리: 3.626 파섹
최초 삼중성계 갈색왜성DENIS-P J020529.0-115925 A/B/CL5, L8, T002h05m29.40s −11°59'29.7"고래자리display-authors=et al. 1997년[282]
최초 헤일로 갈색왜성2MASS J05325346+8246465sdL705h32m53.46s +82°46'46.5"기린자리display-authors=et al. 2003년
최초 발견된 차가운 M형 분광형테이데 1M83h47m18.0s +24°22'31"황소자리1995년
최초 발견된 L형 분광형
최초 발견된 T형 분광형글리제 229 BT6.506h10m34.62s −21°51'52.1"토끼자리1995년
가장 차가운 T형 분광형ULAS J0034-00T9[283]고래자리2007년
최초 발견된 Y형 분광형CFBDS0059[241]~Y02008년. 이 천체는 다른 T형 왜성과 매우 흡사하기 때문에 T9형 왜성으로도 분류된다.[283]
최초 발견된 X선 발산 천체Cha Halpha 1M8카멜레온자리1998년
최초 발견된 X선 플레어LP 944-20M9V03h39m35.22s −35°25'44.1"화로자리1999년
최초로 전파 방출(플레어 뒤 조용해짐)이 관측된 갈색왜성LP 944-20M9V03h39m35.22s −35°25'44.1"화로자리2000년[254]
전파 플레어를 보이는 갈색왜성 중 가장 차가운 천체2MASSI J10475385+2124234T6.510h47m53.85s +21°24'23.4"사자자리2.7 mJy 폭발을 일으킴. 표면온도는 900K이다.[284]
오로라가 존재할 가능성이 있는 갈색왜성LSR J1835+3259M8.5거문고자리2015년
최초 차등회전이 발견된 갈색왜성TVLM 513-46546M915h01m08.3s +22°50'02"목동자리적도가 양극보다 0.022 라디안 / 일만큼 더 빠름[285]



극단적인 속성의 갈색왜성 목록
기록이름분광형적경/적위별자리주석
최장수
최소나이
최대질량SDSS J010448.46+153501.8[286]usdL1.501h04m48.46s +15°35'01.8"물고기자리거리: 180~290 파섹, 질량: 목성의 88.5~91.7배. 항성면 통과 갈색왜성계.
중원소 풍부
중원소 희박SDSS J010448.46+153501.8[286]usdL1.501h04m48.46s +15°35'01.8"물고기자리거리: 180~290 파섹. 금속함량: ~0.004 ZSol. 항성면 통과 갈색왜성계.
최소질량OTS 44M9.5카멜레온자리거리: ~550 파섹, 질량: 목성의 11.5~15배.
최대반지름
최소반지름EBLM J0555-57Ab[287][288]
최고 자전속도WISEPC J112254.73+255021.5T611h22m54.73s +25°50'21.5"사자자리자전속도: 17분, 35분, 52분[289]
최장거리WISP 0307-7243[290]T4.503h07m45.12s −72°43'57.5"거리: 400파섹
최근거리루만 16거리: ~6.5광년
가장 밝음티가든의 별M6.5jmag=8.4
가장 어두움WISE 1828+2650Y2jmag=23
가장 뜨거움
가장 차가움WISE 0855−0714[291]온도: −48~−13 C
최고밀도COROT-3b[292]지름: 목성의 1.01±0.07배, 질량: 목성의 22배. 항성면 통과 갈색왜성. 표준조건에서 오스뮴보다 근소하게 밀도가 높다.
최저밀도


참조

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