한국천문연구원 김상철 박사가 주도하는 초신성 탐사 관측 연구진은 이제까지 발견된 왜소신성과 비교해 거리가 가장 먼 왜소신성을 발견했습니다. <The Astrophysical Journal>에 게재된 논문에 따르면 이번에 한국천문연구원 연구진이 발견한 왜소신성 'KSP-OT-201611a'는 거리가 우리은하 중심으로부터는 약 45,000광년(지구에서 약 24,000광년)이며 우리은하 평면에서 5,500광년이나 떨어져 있어 우리은하 헤일로에 존재하는 것으로 밝혀졌다고 합니다. 여기서 헤일로란 은하를 감싸고 있는 영역을 가리킵니다.
왜소신성과 헤일로
우주 속 별들의 절반 이상은 두 개 이상이 함께 존재하고 태양처럼 혼자 존재하는 경우는 소수입니다. 별의 진화 연구에는 혼자 있는 별보다 둘 또는 여럿이 존재하며 상호작용하는 사례가 더 유용하죠. 쌍성계의 한 별이 동반성으로부터 빛을 만들 수 있는 물질을 재공급 받으면 별이 갑자기 밝아지는데요. 이런 별을 신성(新星, nova)이라고 합니다. 밝아지는 정도가 신성보다 낮으면 왜소신성, 훨씬 크면 초신성이 됩니다.
위의 왜소신성의 메커니즘 상상도로 자세히 볼까요? 위의 그림과 같이 두 개의 별이 쌍성을 이루고 있고 둘 중 질량이 조금 더 큰 별이 먼저 종말을 맞아 백색왜성이 됐습니다. 태양과 비슷한 동반성(짝별)에서 수소나 헬륨 같이 빛을 만들 수 있는 물질이 백색왜성으로 유입되면 물질이 빙글빙글 돌면서 강착원반을 형성하고 물질 유입 중 강착원반이 갑자기 밝아지는 경우가 생기는데요. 폭발적으로 밝기가 밝아지는 천체를 왜소신성이라고 부릅니다.
유입되는 물질이 백색왜성 주위에 원반을 만들고 원반에 물질이 쌓이면서 밝아지면 왜소신성, 유입되는 물질이 많아서 태양처럼 핵융합 반응을 통해 많은 빛을 만들면 신성입니다. 백색왜성이 부서질 정도로 격렬하게 핵융합 반응을 해서 엄청난 빛을 생산하면 초신성이 됩니다.
왜소신성은 신성이나 초신성에 비해 덜 밝아 가까운 거리에 있어야 발견하기 쉽습니다. 때문에 이제까지 알려진 왜소신성들은 대부분 지구로부터의 거리가 3,000광년보다 가까운 태양계 부근에서 발견됐죠. 이들은 우리은하의 세 구성성분인 원반, 중앙 팽대부, 헤일로 중 원반에 속한 것으로 알려져 있습니다.
'외계행성탐색시스템'으로 찾아
연구팀은 외계행성탐색시스템(KMTNet, Korea Microlensing Telescope Network)을 이용한 초신성 탐사 관측 중 헤일로의 왜소행성을 발견했습니다. 한국천문연구원과 토론토대학교의 연구진은 우리나라가 남반구의 세 대륙(남아메리카의 칠레, 오세아니아의 오스트레일리아, 아프리카의 남아프리카공화국)에 설치한 KMTNet 1.6m 광시야 망원경 3기를 이용해 초신성 탐사 관측 연구를 진행하고 있습니다.
초신성 탐사 관측 연구진은 우리은하 또는 외부은하의 초신성을 찾고 수백일 동안 정밀 관측해 별의 종말 단계의 폭발 과정, 탄소·산소·철·금·우라늄 같은 무거운 원소들의 생성 과정, 블랙홀·중성자별의 탄생 과정, 중력파·중성미자의 방출 과정 등을 연구하기 위한 탐색을 수행 중인데요. 이 과정에는 동일천체에 대해 중단 없는 24시간 연속 관측이 필수입니다. 망원경이 1기뿐이면 지구가 자전해서 관측할 수 없는 낮 시간 동안 별이 폭발할 수 있기 때문이죠.
이러한 24시간 지속 관측을 통해서 연구팀은 초신성뿐만 아니라, 신성, 왜소신성, 각종 변광성, 비(非)주기 변광성을 찾아낼 수 있고 관측한 모든 영상을 합치면 마치 수백 시간 이상 관측한 것과 같은 효과를 발휘해 아주 어두운 은하나 별, 성단도 찾아낼 수 있습니다. KMTNet은 1년 중 약 6개월은 우리은하 중심부를 집중 관측해서 태양계 밖의 외계행성을 탐색하고 우리은하 중심의 반대 방향을 보는 나머지 반년 동안은 초신성, 태양계 소천체, 외부은하 등을 관측합니다. 현재 초신성 탐사 관측 연구는 토론토대학교의 문대식 교수가 이끌고 있고, 한국천문연구원에서는 김상철, 박홍수, 이영대 박사 등이 참여하고 있습니다.
연구진이 촬영한 관측영상의 가운데에는 KSP-OT-201611a가 존재합니다. 위의 그림에서 Ⓐ는 왜소신성 폭발 전 단계를 나타냅니다. 관측한 한 장의 영상으로는 왜소신성을 구분하기 어렵죠. Ⓑ는 왜소신성이 폭발하여 밝기가 최대인 단계입니다. 한 장의 영상으로도 왜소신성을 구분할 수 있죠. Ⓒ는 왜소신성 폭발이 없을 때의 영상 170장을 합성했는데요. 밝아지지 않았을 때의 왜소신성을 겨우 구분해서 볼 수 있습니다.
과학자들은 헤일로를 주로 구상성단이나 거문고자리 RR형 변광성, 행성상 성운 등으로 연구했는데요. 이번처럼 헤일로에서 발견되는 왜소신성의 수가 늘어난다면 헤일로를 연구할 수 있는 새로운 도구를 찾은 셈이나 다름없다고 합니다.
이 뿐만이 아닙니다. 왜소신성이 우리은하의 원반 내부 또는 태양계 근처에 있는 경우에는 백색왜성과 짝을 이루는 동반성이 태양과 별로 다르지 않습니다. 하지만 왜소신성이 헤일로에 존재한다면 동반성은 원반에 있는 경우보다 별 내부의 중원소(금속) 함량이 적고 나이도 많을 것으로 기대됩니다. 이번 발견과 같이 새로 발견한 헤일로 왜소신성의 관측자료들은 동반성의 중원소 함량이 적은 경우를 설명하는 왜소신성의 이론과 모형들을 개선하는 데 중요한 역할을 할 수 있습니다.
이번 연구를 이끈 한국천문연구원 광학천문본부 이영대 박사는 "우리은하 헤일로 천체의 관측이 쉽지 않은데 헤일로를 연구할 수 있는 새로운 도구를 찾아 기쁘다"며 "이 연구는 24시간 연속 관측이 가능한 KMTNet의 영향력을 보여주는 대표적인 경우"라고 전했습니다.
김상철 박사는 "망원경의 시간을 막대하게 투자해야 하는 탐사 관측은 목적했던 바를 이룰 수 있게 해줄 뿐만 아니라 전혀 예상하지 못한 새로운 발견도 가능케 한다"며 "초신성을 관측하던 중 이 특별한 왜소신성을 발견한 것처럼, 앞으로 KMTNet을 이용한 초신성 탐사 관측이 또 어떤 새로운 흥분을 가져다줄지 기대하고 있다"고 말했습니다.
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