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성간물질
성간물질(星間物質)은 별과 별 사이의 공간에 떠 있는 극히 희박한 물질을 말한다. 성간 가스, 우주진, 유성 물질 따위가 있다. 성간매질(星間媒質, interstellar medium, ISM)이라고도 한다.
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개요[편집]
성간물질 또는 성간매질은 말 그대로, 별과 별 사이(일반적인 우주 공간)에 있는 물질들의 총칭이다. 이게 일정 이상 밀도로 모여 있어 관측이 되면 성운이라 불린다. 또한, 천문학에서 은하 내의 항성 사이나 항성 바로 근처에 존재하는 물질이나 에너지를 나타낸다. 성간매질은 천체물리학에서 중요한 역할을 하는데, 특히 항성과 은하 사이에서 중요한 역할을 한다. 항성은 성간매질의 차가운 영역에서 생겨나며, 반대로 항성풍이나 초신성과 같은 것을 통해 성간매질을 풍부하게 만든다. 이러한 항성과 성간매질 사이의 상호작용은 은하가 가스 매질을 소진하는 속도를 결정하며, 즉 새로이 항성을 만들어 내는 은하의 수명을 결정한다.
일반인의 인식에는 성간물질이라고 하면 뭔가 신비로운 느낌의 단어로 들리는 것 같다. 실제로 사진 찍어놓은 것을 보면 예쁘긴 하다. 천문학자에게는 굉장히 골치아픈 물질이다. 전공 분야가 성간물질이 아니라면. 실제로 이 성간물질들이 천문학 연구에 굉장히 도움을 주면서도 짜증나는 존재이다. 전파를 제외한 전자기파를 이용하는 거의 모든 천문학 영역에서 성간물질을 잘 다뤄야 한다. 성간매질의 기체성분을 성간기체, 고체성분을 성간진이라 부른다. 성간진은 우주먼지 또는 우주진, 성간기체는 우주가스 또는 성간가스로 부르기도 한다.
성간매질은 지구상의 개념으로 봤을 때 극단적으로 희박한 플라스마, 즉 원자와 분자, 먼지, 전자기 복사, 우주선, 자기장으로 이루어져 있다. 성간매질은 일반적으로 99%의 가스 입자와 1%의 먼지로 구성되어 있다. 이러한 물질은 항성 간 우주를 채우고 있다. 이러한 농도는 일반적으로 매우 낮아서, 일반적으로 1 세제곱센티미터에 몇 입자에서 몇 백 입자가 존재하는 수준이다. 원시 핵 합성의 결과로, 이 가스는 대략 90%의 수소와 10%의 헬륨, 여기에 약간의 추가적인 원소(천문학에서 말하는 "금속")로 구성되어 있다.[1][2]
특징[편집]
성간물질은 별과 별 사이의 공간, 즉 성간공간에 존재하는 물질의 총칭이다. 우주진(宇宙塵)이라고도 한다. 은하는 수천억개의 별이 서로 중력으로 유지되고 있는 계인데 이러한 별과 별 사이의 공간인 성간공간은 진공의 상태가 아니라 여러가지 상태의 물질이 존재하고 있다. 성간물질은 성간공간에 있는 물질로 성간가스·성간티끌·자기장·우주선 등으로 이루어져 있고, 주로 성간가스(interstellar gas)와 성간티끌(interstellar dust)로 되어 있다. 이들은 대부분 성간운의 형태로 분포하고 있다. 성간물질은 별의 평균밀도(10 ㎏/㎥)나 지구상의 대기의 밀도(1.6㎏/㎥)와 비교하면 매우 희박한 상태이다. 성간물질은 별을 만드는 재료를 제공하고, 별에서 나오는 에너지를 받아서 모습을 바꾸기도 한다. 즉 이 물질들이 서로 뭉쳐져서 별이 탄생하며, 수명이 다한 별은 흩어져 성간물질로 된다. 이렇게 별의 탄생과 사멸에 크게 관계한다. 그래서 성간물질은 은하의 진화를 알아내는 데 가장 중요한 물질이다.
은하 내에 있는 성간물질의 질량 등을 관측함으로써 그 은하의 진화상태를 추정할 수 있다. 타원은하에서는 온도가 낮은 성간운은 거의 발견되지 않는다. 이러한 사실은 타원은하에는 성간물질이 매우 적고, 젊은 별도 없다는 것을 나타내고 있다. 실제로 이러한 은하에는 붉게 보이는 오래된 별만 있고, 푸르게 보이는 젊은 별은 거의 없다. 타원은하는 진화가 많이 진척된 늙은 은하라고 할 수 있다. 나선팔이 선명하게 보이는 나선은하에는 분자운과 중성수소운이 많이 발견되고, 거기서 생기는 푸른색의 젊은 별도 많이 있다. 이러한 성간운과 갓 생겨난 젊은 별이 소용돌이 모양으로 배열되어 있는 은하가 나선은하이다. 나선은하에는 물질의 대부분이 별이 되어 있으나, 아직은 성간물질에서 별이 생겨나고 있는 장년의 진화단계에 있다고 할 수 있다. 이와 같이 성간물질이 얼마나 많이 존재해 있는가를 관측하면, 그 은하가 젊은 은하인지 늙은 은하인지를 짐작할 수 있다.
성간물질은 은하계 총질량의 약 3분의 1을 차지하지만, 별의 총질량의 약 20분의 1 정도된다. 또한 성간물질의 평균밀도는 1㎤당 수소원자 1개 정도로 극히 진공에 가깝다. 별의 평균밀도 10⁴㎏/㎥나 지구상의 대기밀도 1.6㎏/㎥와 비교하면 매우 희박한 상태다. 성간물질 중 성간티끌의 평균밀도는 이보다 더 희박하여, 1백만 ㎥당 티끌이 1개 정도다. 20세기 중반 이후부터 생겨난 전파천문학을 비롯하여, 적외선·자외선·X선 등의 새로운 관측수단에 의하여 성간물질의 존재가 확인되었다. 그래서 성간물질의 다양한 모습과 특징이 서서히 밝혀지고 있다.[3]
성간기체의 발견
1904년 하트만(Johannes Hartmann)은 쌍성의 스펙트럼 중에서 첫번 째 전리된 칼슘의 흡수선이 도플러이동(도플러효과)을 보이지 않고 정지해 있음을 관측하였다. 쌍성은 서로의 질량 중심을 돌고 있기 때문에, 칼슘 흡수선이 별의 대기에서 일어났다면, 흡수선의 파장은 쌍성의 운동에 따라 주기적으로 변화하는 도플러 이동 모습을 보여야만 한다. 이러한 모순을 해결하기 위하여, 하트만은 별의 대기에 존재하는 칼슘이 아니라 쌍성과 관측자 사이의 성간 공간에 존재하는 칼슘에 의하여 흡수선이 발생하였다고 주장하였다. 그의 주장이 이후 사실로 확인됨에 따라, 하트만은 처음으로 성간기체를 발견한 사람으로 인정받았다.
성간기체의 상태
성간기체의 평균 밀도 1 분자 cm-3는 실험실에서 만들 수 있는 진공 상태의 밀도 1010 분자 cm-3 보다 휠씬 작다. 그럼에도 불구하고 성간기체는, 넓은 영역에 분포하기 때문에, 중력 수축으로 별을 만들어낸다. 성간기체는 온도에 따라서 세 가지 안정한 상태가 존재한다고 알려져 있다. 절대 온도 약 100K를 갖고 있는 차가운 기체, 약 10,000K의 미지근한 기체, 그리고 106 K의 뜨거운 기체가 있다. 기체들이 여러 가지 상태로 존재하는 것은 성간 조건에서 기체의 냉각 과정과 가열 과정이 평형을 이루는 온도가 여러 가지 있기 때문이다.
성간먼지의 발견
성간먼지의 존재는 약 200년 전에 윌리엄 허셀(William Herschel)에 의하여 예견되었다. 그는 밤 하늘에서 별이 거의 보이지 않는 부분이 있는데 이를 '하늘의 구멍'이라고 기술하였다. 성간먼지는 로버트 트럼플러(Robert Trampler, 1915~1956)에 의해 발견되었다. 우리은하에 있는 산개성단들의 크기와 밝기가 크게 차이가 나지 않는다면, 산개성단의 크기와 겉보기밝기(겉보기등급)가 서로 비례관계를 가져야만 한다. 즉, 산개성단이 가까이에 있으면 크고 밝게, 멀리 있으면 작고 어둡게 보여야 한다. 그러나 실제 관측에서는 멀리 떨어져 있는 성단은 예상보다 더 어둡게 관측되었다. 트럼플러는, 그의 관측 결과를, 멀리 떨어져 있는 성단으로부터 나온 빛은 성간 공간에 있는 먼지에 의해서 더 많은 소광을 받기 때문에 예상보다 더 어둡게 보인다고 해석하였다. 그의 해석이 이후 옳다고 인정되어, 트럼플러가 처음으로 성간먼지를 발견한 사람으로 알려져 있다.
성간먼지의 화학성분
성간먼지는 주로 규산염(silicate), 탄소 등과 같은 내열성 광물(refractory minerals)로 이루어져 있다. 또한 파(PAH; Polycyclic Aromatic Hydrocarbon)라고 불리우는 탄소와 수소로 이루어진 유기화합물 형태의 성간먼지도 존재한다. 파는 초기 생명체의 기원과 관련있다고 믿고 있다. 먼지는 주로 나이가 오래된 별의 대기에서 형성되어 항성풍에 의해서 성간 공간으로 불려나온다. 이 먼지는 다시 별 또는 행성 생성의 중요한 구성 물질이 된다. 성간먼지는 주로 먼지의 크기보다 짧은 별 빛을 산란 또는 흡수하기 때문에, 멀리 떨어져 있는 별을 가시광을 포함한 짧은 파장으로 관측하면 어둡게 관측된다.[4]
종류[편집]
성분이나 온도, 운동 상태에 따라서 종류를 나눈다. 크기에 따라서는 티끌(Dust), 가스로 나눈다.
성간티끌[편집]
티끌이라는 이름에 걸맞게 분자로 구성되어 있으며, 그 크기도 장난이 아닌데, 실제로 가시광 영역의 관측을 자주 방해한다. 가시광선에서는 밀도가 조금만 높아져도 거의 100%에 이르는 소광효과를 보여주기 때문에 이것이 존재하는 지역은 관측 자체가 불가능할 정도다. 주로 얼음이나 규산염, 흑연, 탄화수소 덩어리 등으로 이루어져있다. 간단히 말하면 얼음 + 모래다.
암흑성운
성간티끌이 매우 높은 밀도로 뭉쳐있으면 발생하는 일종의 우주 구름이다. 보통 은하의 나선팔 부분에 많이 존재하며, 우리 은하의 경우엔 그 양도 굉장히 풍부한 편이다. 그야말로 암흑성운이다보니 이게 있다면 그 방향으로 가시광 관측은 불가능하다. 적외선으로 보면 다르게 보인다. 다만 이 암흑성운은 굉장히 디테일이 살아있는 편이라 눈요기에 굉장히 좋다. 대표적인 암흑성운은 오리온 자리의 말머리 성운, 수리 성운의 창조의 기둥이다. 물질들의 밀도가 굉장히 높기 때문에 별이 많이 태어나는 곳이기도 하다.
반사성운
암흑성운과는 달리 빛을 모조리 흡수하지 않고 산란을 시키는 성운이다. 흔히 푸른색으로 빛이 나는 성운인 경우가 많은데, 광원 역할을 하는 별의 색깔에 따라 붉은색을 띠는 경우도 있다. 대표적으로 안타레스를 감싸고 있는 성운은 반사 성운임에도 붉은색이다. 가장 유명한 반사성운으로는 플레이아데스 성단을 감싸고 있는 NGC 1435이다.
성간가스[편집]
가스다보니 밀도 면에서는 상대적으로 적지만 총량으로 치면 성간먼지보다 훨씬 많다. 별이 아닌 우주의 대부분의 물질은 성간 가스이기 때문이다. 주로 거의 70%를 차지하는 대부분이 수소 원자, 수소 이온, 수소 분자로 이루어져 있고, 나머지 30%의 대부분을 헬륨이 차지한다. 이보다 무거운 원소의 비율은 매우 낮다. 그나마 우주에 풍부하다고 하는 탄소조차도 1%조차 안 되니 수소가 얼마나 많은지 새삼 느낄 수 있다. 온도가 낮은 성간가스의 경우는 관측하는 방법이 거의 수소에 의존하게 된다. 가장 대중적인 방법으로는 H-α 선을 관측하는 방법과 21cm 파를 관측하는 방법. 온도가 높은 성간가스의 경우는 다양한 중금속 원소들의 이온화 파장을 볼 수 있기 때문에 그것들을 이용해서 다양한 운동학적인 관측까지 수행할 수 있다.
H Ⅱ 영역
수소가 전자를 잃은 이온 상태. 즉, 양성자들이 있는 영역이다. 특히 어린 OB형 별 주변에 분포하는데, 높은 표면 온도의 별에서 나온 자외선 광자 때문에 이온화가 되어 전자가 날아가버린 상태로 수소가 존재하는 영역이다. 발광성운이기도 하다. 붉은색의 빛(H 알파)을 내뿜기 때문에 구분하기도 쉽다. 가장 대표적인 발광성운인 오리온 대성운이다. 육안으로도 보일 정도로 밝고 거대한 것이 특징으로 겨울철 좋은 날에 오리온 자리 칼집 끝에서 새빨갛게 빛난다. 도심에서는 희미하게 보여서 회색 혹은 노란색으로 빛나는데 봤을 때 저게 맞는지 굉장히 모호하다는 것이 또 하나의 재미다.
성간분자[편집]
티끌이랑 비슷해 보여도 조금 다른데, 성간티끌이 가시광에서 발견되는 반면 이쪽은 주로 자외선, 가시광은 물론 전파 영역에서 발견 된다. 종류로는 CH (메틸리딘) CN (시아나/시아노겐) 일산화탄소 등의 분자들이다. OH라거나 CS 등의 간단한 분자는 물론이고 암모니아, 시안산(시안화 수소), 포름산, 알코올 등의 꽤나 무거운 분자들도 제법 많이 발견 된다. 이 제법이라는 말이 꽤 애매하긴 한데, 대충 어느 정도냐면 에탄올이 발견 되는 성운의 에탄올을 모조리 가져다가 지구를 덮어버릴 정도의 술을 만들 수도 있다... 물론 우주의 크기에 비하면 한 없이 적은 양이긴 하다.
행성상성운[편집]
항성의 흔적인 행성상성운 역시 성간 물질에 포함 된다.
초신성 잔해[편집]
초신성이 터지고 남은 잔해로 굉장히 큰 질량의 별이 터진 흔적이기 때문에 그 양도 엄청나고 밀도가 높다. 성분은 중금속 함량이 높은 뜨거운 성간 기체와 약간의 티끌로 구성되어 있다. 이 물질의 속도는 굉장히 빠르기 때문에 지나가는 방향에 있는 물질들을 모조리 때리면서 지나가는데, 그 과정에서 충격파를 형성하게 되고, 충격파로 밀도가 높아진 기체가 다른 물리적 과정으로 온도가 쉽게 낮아진다면 별 생성을 촉발할 수 있다. 그렇지만 주위에 이미 밀도가 높은 성간 구름이 있었던 경우에는 그것을 파괴해서 별 생성을 방해할 수 있다. 초신성 잔해 중에선 가장 유명한 게 성운인데, 그 전파 속도가 워낙 빠르다보니 현재는 꽤 많이 변해있다.
그 외[편집]
코로나와 태양에서 방출되는 입자들 역시 성간 물질이다. 이와 같이 빠른 속도를 가지는 별에서 나오는 입자를 항성풍 (Stellar Wind) 라고 한다. 항성풍과 우주선 (Cosmic Ray) 이 어떻게 성간 물질과 상호작용하는지는 흥미로운 연구 주제이다.[1]
성간 소광[편집]
성간물질은 별로부터 주로 관측되는 빛의 세기를 감소시키거나 파장을 이동시키는 소광이나 적색화 작용을 한다. 이 효과들은 광자의 흡수와 산란에 의해 일어나며, 어두운 하늘에서 성간물질을 맨눈으로 관측할 수 있는 원인이 된다. 별로 된 원반인 우리은하의 띠에서 볼 수 있는 명백한 틈새는 지구로부터 수천광년 떨어진 분자운에 의해 주위 배경 별빛이 흡수된 것이다.
원자외선 영역의 빛은 성간물질의 중성 성분에 의해 효과적으로 흡수될 수 있다. 예를 들면 수소의 대표적인 흡수선인 라이먼-알파선의 파장은 121.6 nm이다. 그러므로 지구에서 수백광년 이상 떨어진 별에서 이 파장의 빛을 내면 이 빛은 지구로 오는 동안 중성 수소에 의해 대부분 흡수되기 때문에 거의 관측할 수가 없다.[2]
동영상[편집]
각주[편집]
참고자료[편집]
같이 보기[편집]
