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준갈색왜성

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목차

1. 개요

준갈색왜성은 별과 유사하게 가스 구름의 붕괴로 형성되지만, 천문학자들 사이에서는 행성으로 분류할 때 형성 과정을 고려해야 하는지에 대한 합의가 이루어지지 않은 천체이다. 자유 부동 상태로 형성되거나 별 또는 갈색 왜성을 공전하며, 질량 범위는 갈색 왜성의 질량 이하이며 행성의 범위에 해당한다. 준갈색왜성은 형성 과정에 따라 행성과 구분되며, 국제 천문 연맹의 행성 가(假) 정의에 따라 자유 부동 행성으로 불리기도 한다. 대표적인 예시로는 2M1207b, SCR 1845-6357 B, Cha 110913-773444 등이 있다.

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준갈색왜성
개요
HR 다이어그램
준갈색왜성의 HR도상의 위치
정의행성 질량의 천체이지만 별 주위를 공전하지 않고 형성된 천체
질량 범위13 목성 질량
특징
형성과정별처럼 가스 구름에서 직접 형성될 수 있음
행성처럼 원반에서 형성되어 쫓겨날 수 있음
스펙트럼갈색 왜성과 유사한 스펙트럼 특징을 가짐
온도매우 차가운 표면 온도를 가짐 (약 250K 까지)
예시
CFBDSIR2149-0403AB 도라두스 운동성군의 일원일 가능성이 있는 4~7 목성 질량의 떠돌이 행성
WISE 0855−0714태양으로부터 2pc 거리에 있는 ~250 K의 갈색 왜성

2. 정의

준갈색왜성은 별과 유사하게 가스 구름이 중력으로 붕괴하여 형성되는 천체이지만, 질량이 매우 작아 갈색 왜성으로 분류되기에는 부족하다.[4] 천문학자들 사이에서는 천체를 행성으로 분류할 때 형성 과정을 고려해야 하는지에 대한 합의가 아직 이루어지지 않았다.[4]

태양계 외 행성 IAU 실무 그룹(WGESP)은 준갈색왜성을 "갈색 왜성의 질량 하한선 미만이면서 젊은 성단에서 발견되는 자유 부동 천체"로 정의했다.[5] 이 정의는 준갈색왜성이 별 형성 과정을 통해 독립적으로 생성된다는 점을 강조한다. 이는 원시 행성계 원반의 물질이 뭉쳐지거나(강착) 핵이 붕괴하여 생성되는 행성의 형성 과정과는 구별된다.[16]

하지만 준갈색왜성과 행성을 명확히 구분하는 것은 어렵다. 자유롭게 떠다니는 준갈색왜성은 원래 별 주위에서 형성되었다가 궤도에서 이탈된 방랑 행성과 관측적으로 구별하기 어렵고[4], 독립적으로 형성된 준갈색왜성이 나중에 별의 중력에 포획되어 행성처럼 보일 수도 있다.[4]

다른 정의로는, 갈색 왜성보다 질량이 작고 행성 질량 범위에 속하면서 특정 항성의 중력 영향을 받지 않는 천체를 준갈색왜성으로 보기도 한다. 이러한 천체는 일반적으로 '자유 부동 행성'이라고 불리며, 이는 국제 천문 연맹(IAU)의 행성 임시 정의에 따른 용어이다.[17]

2. 1. 형성 과정

준갈색왜성은 별과 유사하게 가스 구름의 붕괴를 통해 형성된다. 이 과정에는 광-침식이 영향을 미칠 수 있다.[4] 하지만 천체를 행성으로 분류할 때 형성 과정을 기준으로 삼아야 하는지에 대해서는 천문학자들 사이에 아직 합의가 이루어지지 않았다.[4]

준갈색왜성은 관측적으로 구별하기 어려운 경우가 많다. 예를 들어, 자유롭게 떠다니는 준갈색왜성은 원래 별 주위에서 형성되었다가 궤도를 벗어난 방랑 행성과 구별하기 어렵다. 또한, 성단에서 자유롭게 형성된 준갈색왜성이 나중에 별의 중력에 포획되어 궤도를 돌게 되면, 거대한 행성과의 구분이 모호해진다.

태양계 외 행성 IAU 실무 그룹은 "준갈색왜성"을 갈색 왜성의 질량 하한선보다 가벼우면서 젊은 성단에서 자유롭게 떠다니는 천체로 정의했다.[5]

형성 과정을 좀 더 자세히 보면, 준갈색왜성은 분자 구름이 중력으로 붕괴하는 별 형성 과정을 통해 만들어진다. 이는 원시 행성계 원반에서 물질이 뭉치거나(강착) 핵이 붕괴하여 만들어지는 행성의 형성 과정과는 다르다. 따라서 천문학자들은 준갈색왜성과 행성을 주로 형성 과정의 차이로 구분한다.[16]

다른 정의도 존재하는데, 갈색 왜성보다 질량이 작고 다른 항성의 중력 영향을 받지 않는 천체를 준갈색왜성으로 보기도 한다. 이러한 천체는 보통 자유 부동 행성이라고 불리며, 이는 국제 천문 연맹(IAU)의 행성 임시 정의에 따른 것이다.[17]

2. 2. 질량 범위

가스 구름이 붕괴하여 준갈색왜성을 형성할 수 있는 최소 질량은 약 1 목성 질량(MJ)으로 추정된다.[6] 이는 천체가 중력 수축으로 붕괴하는 과정에서 열 에너지를 방출해야 하는데, 이 방출 과정이 가스의 불투명도에 의해 제한되기 때문이다.[7] 2007년에는 약 3 MJ 질량을 가진 준갈색왜성 후보가 보고되기도 했다.[8]

준갈색왜성은 분자 구름이 중력으로 붕괴하는 별 형성 과정을 거쳐 탄생한다. 이는 원시 행성계 원반 내 물질이 뭉쳐지거나(강착) 핵이 붕괴하여 생성되는 행성과는 형성 방식이 다르다. 따라서 준갈색왜성과 행성을 천체 자체의 물리적 특성만으로 명확히 구분하기는 어려우며, 천문학자들은 주로 형성 과정을 기준으로 이 둘을 구분한다.[16]

다른 정의에 따르면, 준갈색왜성은 갈색 왜성보다는 질량이 작고 행성과 비슷한 질량 범위를 가지면서도 특정 항성의 중력적 영향권에 속하지 않는 독립적인 천체를 의미하기도 한다. 이러한 천체들은 일반적으로 '자유 부동 행성'이라고 불리며, 이는 국제 천문 연맹(IAU)의 행성 분류 기준에 따른 용어이다.[17]

2. 3. 궤도 특성

준갈색왜성은 특정 항성의 중력에 묶이지 않고 성단이나 분자 구름 내에서 자유롭게 움직이는 자유 부동 천체로 발견되는 경우가 많다. 태양계 외 행성 IAU 실무 그룹(WGESP)은 준갈색왜성을 젊은 성단에서 발견되며, 갈색 왜성으로 분류되기에는 질량이 작은 자유 부동 천체로 정의하기도 했다.[5][17] 이러한 천체들은 별과 유사하게 가스 구름이 중력으로 붕괴하는 과정을 통해 형성된 것으로 추정된다.[4][16]

또한, 원래 별 주위를 공전하는 행성처럼 형성되었다가 어떤 상호작용을 통해 궤도에서 벗어나 우주 공간을 떠도는 방랑 행성과 관측적으로 구별하기 어렵다는 특징이 있다.[4] 반대로, 처음에는 자유 부동 상태로 형성된 준갈색왜성이 나중에 별의 중력에 포획되어 그 주위를 도는 궤도를 가질 수도 있다.[4] 이러한 가능성 때문에 준갈색왜성과 질량이 매우 큰 행성을 명확히 구분하는 것은 쉽지 않다.

천문학계에서는 천체를 행성으로 분류할 때 그 형성 과정을 고려해야 하는지에 대해 아직 완전히 합의된 기준은 없다.[4] 일반적으로 준갈색왜성은 별 형성과 비슷한 과정을 거치는 반면, 행성은 원시 행성계 원반 내에서 물질이 뭉쳐지거나(강착) 핵이 먼저 형성된 후 주변 가스를 끌어모으는(핵 붕괴) 방식으로 만들어진다고 보기 때문에[16], 형성 과정은 궤도 상태와 더불어 준갈색왜성을 정의하고 분류하는 데 중요한 요소로 논의되고 있다.

3. 분류

준갈색왜성은 그 존재 환경과 형성 과정에 따라 여러 방식으로 분류될 수 있다. 주요 분류 기준으로는 다른 천체(항성 또는 갈색왜성) 주위를 공전하는지, 아니면 홀로 우주 공간을 떠다니는지 여부가 있다. 항성이나 갈색왜성 주위를 도는 경우, 동반 천체와의 질량비 등이 추가적인 분류 기준으로 고려되기도 한다. 홀로 떠다니는 준갈색왜성은 방랑 행성 또는 자유 부동 행성으로 불리기도 한다.

하지만 이러한 천체들을 행성으로 분류해야 할지, 준갈색왜성으로 분류해야 할지에 대해서는 국제천문연맹(IAU)의 정의를 포함하여 천문학계 내에서 아직 명확한 합의가 이루어지지 않은 상태이다. 이는 준갈색왜성이 질량 면에서는 거대 행성과 유사하지만, 형성 과정은 항성과 더 비슷할 수 있기 때문이다. 구체적인 분류 사례와 논의는 하위 문단에서 더 자세히 다룬다.

3. 1. 항성 주위를 공전하는 준갈색왜성

다음은 항성 또는 갈색왜성 주위를 공전하는 천체 중 준갈색왜성으로 여겨지거나 그럴 가능성이 있는 후보들이다.

이러한 천체들이 준갈색왜성인지 아니면 행성으로 분류되어야 하는지에 대해서는 아직 천문학자들 사이에 명확한 합의가 이루어지지 않았다.

3. 2. 갈색왜성 주위를 공전하는 준갈색왜성

2022년경 국제천문연맹(IAU)의 외계 행성에 대한 정의는 이러한 천체를 행성으로 분류하지 않는다.[9] 적절한 명칭은 준갈색왜성이지만, 더 자주 행성 질량 천체라고 불린다. NASA 엑소행성 아카이브 또는 태양계 외 행성 백과사전과 같은 다른 정의에서는 이러한 천체를 외계 행성으로 포함한다. 갈색 왜성의 이러한 동반 천체를 준갈색왜성으로 간주해야 하는지 행성으로 간주해야 하는지에 대한 합의는 없다.

WISE J0336−0143B는 갈색 왜성 또는 준갈색왜성을 공전한다. 주성은 질량이 8.5~18 목성 질량이고 부성은 5~11.5 목성 질량이다. 이 천체는 외계 행성에 대한 국제천문연맹(IAU)의 작동 정의에 부합하지 않는다.[9] 이 정의는 약 q<0.04의 질량비를 요구하지만, WISE J0336−0143AB의 질량비는 q=0.61±0.05이다.[10] 또한, 갈색 왜성(또는 준갈색왜성일 수 있음)에 중력적으로 묶여 있기 때문에 떠돌이 행성의 정의에도 부합하지 않는다. 따라서 준갈색왜성의 정의에만 부합한다.

2M1207b는 원반을 가진 어린 갈색 왜성 2M1207을 공전하며, 자체적으로도 원반에 둘러싸여 있을 가능성이 높다. 질량비는 외계 행성의 상한선인 q=0.04를 훨씬 넘는다.[11]

준갈색왜성을 공전하는, 동반 천체의 질량(MB)이 13 목성 질량 미만이고 질량비(q)가 0.04를 초과하는 다른 행성 질량 천체의 예는 다음과 같다:

천체동반 천체 질량 (목성 질량)질량비 (q)출처
CFHTWIR-Oph 98B11.6 +0.4/−0.80.509 +0.017/−0.023[12]
2MASS J04414489+2301513Bb9.8 ± 1.8q = MBb / MBa > 0.36[13]
2MASS J0249-0557ABc11.6 +1.3/−1.0q = Mc / MAB = 0.13[14]


3. 3. 자유 부동 준갈색왜성 (방랑 행성)

국제천문연맹(IAU)은 2022년경 외계 행성 정의에서 항성 주위를 돌지 않고 홀로 떠다니는 준갈색왜성을 행성으로 분류하지 않는다.[9] 이 천체들의 공식 명칭은 준갈색왜성이지만, 행성 질량 천체라고 불리는 경우가 더 많다. 반면, NASA 외계 행성 아카이브나 외계 행성 백과사전과 같은 일부 데이터베이스에서는 이러한 천체들을 외계 행성 목록에 포함시키기도 한다. 이처럼 갈색 왜성 주변을 도는 천체뿐만 아니라 홀로 떠다니는 천체를 준갈색왜성으로 봐야 할지, 행성으로 봐야 할지에 대해서는 아직 천문학계의 통일된 합의가 이루어지지 않았다.

이러한 자유 부동 천체들은 방랑 행성이라고도 불린다. 준갈색왜성은 행성과는 달리 원시 행성계 원반에서의 강착이나 핵 붕괴 과정을 통해 만들어지는 것이 아니라, 분자 구름이 자체 중력으로 붕괴하는 별 형성 과정을 통해 탄생한다. 따라서 천체 자체의 물리적 성질만으로는 준갈색왜성과 행성을 명확히 구분하기 어려우며, 천문학자들은 주로 생성 과정의 차이를 기준으로 이 둘을 구분한다.[16]

다른 정의에 따르면, 갈색 왜성보다 질량이 작고 행성과 비슷한 질량 범위를 가지면서 다른 항성의 중력적 영향을 받지 않는 천체를 의미하기도 한다. 이러한 천체들은 일반적으로 "자유 부동 행성"이라고 불리며, 이는 국제 천문 연맹의 행성에 대한 잠정적인 정의에 따른 용어이다.[17]

알려진 자유 부동 준갈색왜성(방랑 행성)의 예시는 다음과 같다.

이름질량 (MJ)거리 (광년)
WISE 0855-07143–10약 7
UGPS 0722-0510–2513
Cha 110913-7734445–15163
CFBDSIR 2149−04034–7130
OTS 4411.5550
PSO J318.5−226–8약 80


4. 준갈색왜성 목록

참조

[1] 웹사이트 Working Group on Extrasolar Planets – Definition of a "Planet" http://www.dtm.ciw.e[...] 2006-09-16
[2] 논문 CFBDSIR2149-0403: a 4–7 Jupiter-mass rogue planet in the young moving group AB Doradus ? 2012-12
[3] 논문 Discovery of a ~250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun 2014-04-21
[4] 웹사이트 What is a Planet? Debate Forces New Definition https://web.archive.[...] Robert Roy Britt 2000-11-02
[5] 간행물 'Position Statement on the Definition of "Planet"' http://www.astro.iag[...] IAU WGESP 2003-02-28
[6] 간행물 Nomenclature: Brown Dwarfs, Gas Giant Planets, and ?
[7] 간행물 Substellar Objects in Nearby Young Clusters (Sonyc): The Bottom of the Initial Mass Function in Ngc 1333
[8] 간행물 Dusty disks at the bottom of the IMF
[9] 논문 The IAU Working Definition of an Exoplanet 2022-03-17
[10] 논문 JWST/NIRCam Discovery of the First Y+Y Brown Dwarf Binary: WISE J033605.05-014350.4 2023-04-01
[11] 논문 JWST/NIRSpec Observations of the Planetary Mass Companion TWA 27B 2023-06-01
[12] 논문 A Wide Planetary-mass Companion to a Young Low-mass Brown Dwarf in Ophiuchus 2020-12-01
[13] 논문 Near-infrared Spectroscopy of 2M0441+2301 AabBab: A Quadruple System Spanning the Stellar to Planetary Mass Regimes 2015-10-01
[14] 논문 The Hawaii Infrared Parallax Program. III. 2MASS J0249-0557 c: A Wide Planetary-mass Companion to a Low-mass Binary in the β Pic Moving Group 2018-08-01
[15] 서적 天体観測で探る太陽系外惑星と星惑星形成領域 https://www.wakusei.[...] 日本惑星科学会誌 2007
[16] 웹사이트 What is a Planet? Debate Forces New Definition http://www.space.com[...] Robert Roy Britt 2000-11-02
[17] 웹사이트 Working Group on Extrasolar Planets - Definition of a "Planet" http://www.dtm.ciw.e[...] IAU


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