갈색왜성
1. 개요
褐色倭星 / Brown Dwarf
'''갈색왜성'''은 태양의 1.2~7.5% 질량[1]을 가진 쉽게 말하자면 별이 되는 데에 실패한 준항성체이다.
2. 특징
목성형 행성보다는 크나, 결국 주계열성까지 성장하지 못한 상태인 갈색왜성들은 그 질량이 매우 가볍기 때문에 핵에서 연속적인 수소 핵융합 반응을 일으키지 못하고 중수소나 리튬만을 매우 느리게 태우며[2] 이 때문에 갈색왜성이 발산하는 에너지는 진짜 별인 주계열성들에 비하면 상당히 가냘픈 편이다.
이들 대부분은 행성처럼 모항성을 공전하는 경우가 많다. 목성 질량의 13배 이하인 천체는 준갈색왜성이라고 부르는데, 일부 학자들은 그저 크기가 큰 행성으로 보기도 한다. 갈색왜성은 표면온도가 낮아 보통 적외선 영역을 위주로 빛을 발산하므로 적외선 영역으로 관측하며, 표면온도가 낮기 때문에 광도는 매우 어두워 고성능 망원경으로만 관측이 가능하다.
3. 종류
L형은 표면 온도가 가장 뜨거워 1,300K~2,000K 정도이고, T형은 700~1300K, 가장 차가운 Y형의 경우 ~700K 의 온도를 갖는다.
추가로 Late-M dwarf라 하여 M형 분광형 뒤쪽에 붙어있는 갈색 왜성들도 있다.[3] 이러한 별들은 태어나지 얼마 되지 않아 수축하는 수축열로 인해 뜨겁다. 덕분에 갈색왜성들은 태어나지 얼마 되지 않은 별들은 분광형 M을 나타내며 질량에 따라 온도도 다른데 큰 질량은 수축열도 크므로 분광형 M5까지도 나타나며 작은 질량은 수축열도 작아 M8을 나타낸다. 이후 나이가 들면서 점점 식어 M9을 거쳐 L형으로 내려가게 된다.[4] 하지만 모든 L형이 갈색 왜성은 아니다. 초거성 중 차가운 별들은 M9를 거쳐 L로 내려가기도 한다. 외뿔소자리 V838이 대표적인 경우다. 또한 갈색 왜성과 종이 한 장 차이의 질량으로 항성이 된 매우 가벼운 항성들도 L형 분광형을 가지는 경우가 있는데 2MASS J0523-1403이 그러한 경우중 하나로, L2.5V의 분광형을 가진다.
4. 밀도
갈색왜성은 질량이 커질수록 밀도가 커진다. 수소 핵융합을 못하기 때문에 핵융합으로 인한 확장력이 작다. 즉 리튬과 중수소를 태우는 정도로는 내부의 확장력이 작다는 뜻. 예를 들어 13MJ[목성질량]의 갈색왜성의 지름은 보통 목성의 2배이지만 40MJ가 넘어가면 반지름은 1.4배로 줄어든다. 질량이 70MJ를 넘어가면 반지름은 1.1배로 줄어든다.
$$\displaystyle\rho=\frac{m}{V} \approx \frac{m}{R^3} = \frac{70M_J}{(1.1R_J)^3} = \frac{70}{1.331}\rho_J$$
$$\rho$$: 갈색왜성의 밀도
$$M$$: 갈색왜성의 질량
$$R$$: 갈색왜성의 반지름
$$\rho_J$$: 목성의 밀도 (≈ 1.33 g/cm3)
$$M_J$$: 목성질량 (≈ 1.8986×10^27 kg)
$$R_J$$: 목성반지름 (≈ 71,492 km)
위 식에서 목성의 밀도는 1.33이므로, 70MJ를 가진 갈색 왜성의 평균 밀도는 약 70이나 된다.
이렇게 밀도가 높은 이유는 갈색 왜성의 질량에 비해 핵융합에 의한 팽창력이 매우 약하기 때문이다.[5]
하지만 이것도 내부에 연료가 있을 때의 이야기이다. 갈색 왜성은 질량이 13MJ가 넘으면 중수소와 헬륨-3를 태울 수 있고 65MJ를 넘으면 리튬, 70MJ를 넘으면 붕소와 베릴륨을 태워 헬륨-4로 만들 수 있다. 하지만 이런 소량의 연료가 고갈되면 갈색왜성은 덩치가 더 줄어 더 이상 압축되지 않을 때까지 줄어들게 된다.
대략 13MJ의 갈색왜성은 목성 지름의 1.5배까지, 40MJ의 갈색 왜성은 목성 지름의 94%까지 줄어 오히려 더 작아진다. 70MJ를 가진 갈색 왜성은 지름이 10만km까지 줄어드는데 이는 목성의 70% 수준이다. 따라서 연료가 고갈된 70MJ 갈색 왜성의 밀도는 260까지 높아진다는 뜻이 된다. 하지만 갈색왜성은 질량이 작기 때문에 내부 중심 밀도나 평균 밀도가 그렇게 많이 차이나지는 않는다. 연료가 고갈된 최대 질량 갈색 왜성의 내부 밀도는 950을 넘지 않기 때문에 평균 밀도와 최고 중심부의 밀도가 3.7배가 채 되지 않는다.
5. 기타
우리 은하의 주계열성은 약 2천억개 정도가 존재하는데, 현대 초기질량함수 이론은 그 중 약 74%가 적색왜성으로 추정하고 있다. 그런데, 갈색왜성의 수는 적색왜성의 수를 넘어서 주계열성의 수와 비슷할 것으로 추정하고 있다. 하지만, 크기가 작고 광도가 어둡기 때문에 발견하기 힘들어 현재까지 확인된 갈색왜성의 수는 2015년 12월 기준으로 2,850개에 불과하다.
지구 멸망 시나리오에서, 태양의 쌍성인 갈색 왜성 때문에 오르트 구름에서 혜성 샤워가 쏟아져서 주기적인 대멸종을 일으킨다는 네메시스 가설이 있다.
미래에 우주의 중원소 함량이 충분히 높아지면 태양 질량의 4% 이상인 갈색왜성들도 수소 핵융합을 할 수 있을 것으로 예상된다. 중원소가 단열재 역할을 하여 핵이 식지 않도록 만들기 때문. 그러나 이들은 핵융합으로 내놓는 열이 매우 적기 때문에 표면 온도가 0℃에 불과할 것으로 예측되며, 이로 인해 얼어붙은 별(Frozen Star)이라는 이름을 가지고 있다.
갈색왜성끼리 서로 충돌하거나 성간 가스를 오랜 세월에 걸쳐 축적하여 태양 질량의 8%를 넘게 되면 수소 핵융합을 성공하여 결국 항성이 될 것으로 예상된다.
6. 나무위키에 문서가 있는 갈색 왜성
[1] 목성 질량의 12.8 ~ 79배.[2] 목성 질량의 13배부터 중수소를 태울 수 있고, 65배 이상이면 리튬도 태울 수 있다.[3] 티가든의 별 등이 있다.[4] 분광형은 별의 여부보다는 색으로 결정하는 것이다.[목성질량] [5] 제대로 된 수소 핵융합을 함에도 불구하고 목성보다 크기가 작은 '항성'도 있다. 2016년에 발견된 '2MASS-J0523-1403'와 2017년에 발견된 'EBLM J0555-57Ab'는 모두 초저질량 항성인데, 각각의 질량은 0.08, 0.085 태양질량, 분광형은 L2.5V, 불명이고, 반지름이 약 6만 km밖에 되지 않는다. 2MASS-J0523-1403의 밀도는 141.77 g/cm3인데, 그 밀도가 금 밀도의 약 7.35배, 오스뮴 밀도의 약 6.28배에 달한다.