과학자들은 지구에서 멀리 떨어진 천체를 관측해 초기 우주의 모습을 연구한다. 멀리 떨어진 천체일수록 더 오래전의 모습이기 때문이다. 예를 들어 110억 광년 떨어진 은하를 관측하면 빛이 지구에 도달하는 데 걸린 시간인 110억 전의 모습을 볼 수 있다. 당연히 더 강력하고 비싼 망원경일수록 더 멀리 있는 천체를 포착할 수 있다. 따라서 인류 역사상 가장 비싸고 강력한 망원경인 제임스 웹 우주 망원경의 주요 목표는 가장 멀리 떨어진 희미한 은하와 블랙홀을 관측하는 것이었다. 하지만 그렇다고 해서 제임스 웹 우주 망원경이 가까운 천체를 관측하지 않는 것은 아니다. 태양계에 있지만, 너무 어두워서 관측이 어려운 희미한 소행성과 태양계의 행성, 위성도 관측 대상이다. 사실 제임스 웹 우주 망원경에 첫 1년 관측 프로젝트의 7%가 태양계 관측에 사용됐다. 센트럴 플로리다 대학(UCF) 연구팀은 제임스 웹 우주 망원경이 관측한 것 가운데 가장 작은 형태의 천체를 연구했다. 바로 소행성이다. 태양계 외곽에 있는 소행성은 너무 어두워 지구에서 관측하면 대부분 희미하고 작은 점처럼 보인다. 따라서 하지만 제임스 웹 우주 망원경의 강력한 성능 덕분에 연구팀은 해왕성과 3:2 궤도 공명을 하는 소행성 쌍성계 341520 모르스-소무스(Mors–Somnus)을 분석할 수 있었다. 모르스-소무스는 지름 60km 정도의 소행성 두 개가 2만 1000km 거리에서 서로를 공전하는 쌍성계 소행성으로 해왕성 궤도와 그 밖을 타원형으로 공전하는 얼음 소행성이다. 이 소행성은 과학자들이 차가운 클래식 TNO(trans-Neptunian objects)로 분류한 소행성 중 하나로 태양계 초기의 물질을 많이 갖고 있는 얼음 천체로 생각된다. 하지만 너무 먼 거리에 있어 정확한 구성 물질을 파악하기 어려웠다.연구팀은 제임스 웹 우주 망원경의 분광 데이터를 이용해서 질소, 산소, 수소, 탄소 등 여러 가지 원소의 비율을 확인할 수 있었다. 그리고 이 소행성의 밀도가 물의 절반 정도인 0.5 g/㎤ 정도에 불과하다는 것도 확인했다. 해왕성 궤도에 있는 태양계 외곽 소행성인 TNO와 이보다 좀 더 먼 거리에 있는 카이퍼 벨트 소행성들은 이렇게 대부분 낮은 온도에서 얼은 물질들이 엉성하게 모인 얼음 천체로 보인다. 사실 정확한 크기와 밀도, 구성 물질을 확인하기 위해서는 뉴허라이즌스호가 확인한 소행성 486958 아로코트(Arrokoth)처럼 직접 탐사선을 보내 확인하는 것이 가장 정확하다. 하지만 현실적으로 해왕성이나 명왕성보다 더 멀리 떨어진 작은 소행성에 일일이 탐사선을 보내는 것은 가능하지 않은 일이다. 제임스 웹 우주 망원경은 직접 가서 확인할 수 없는 차가운 얼음 소행성을 관측해 아직도 많은 미스터리를 간직한 태양계 외곽의 비밀을 풀고 있다.

우주에는 여러가지 이유로 밝기가 변하는 변광성이 있다. 변광성은 주기적으로 앞을 가리는 동반성의 존재를 의미할 수 있어 쌍성계를 연구하는 데 도움이 된다. 또 세페이드 변광성처럼 밝기를 확인할 수 있는 변광성의 경우에는 거리를 측정하는 용도로 사용할 수도 있어 중요한 관측 목표가 된다. 영국 허트포드셔 대학의 필립 루카가 이끄는 연구팀은 본래 막 태어난 아기별을 연구하던 도중 이전에 학계에 보고된 적이 없는 독특한 형태의 변광성을 발견했다. 막 태어난 아기별은 특정 시기가 되면 주변으로 강한 에너지를 뿜으면서 밝게 빛난다. 연구팀은 본래 이 과정을 포착하기 위해 밝기 변화가 큰 222개의 별을 조사했다. 그런데 이 가운데 21개는 태어난 지 얼마되지 않은 아기별이 아니라 반대로 늙은 적색 거성이었다. 적색거성은 태양 같은 별이 마지막 단계에서 거대하게 부풀어 오른 상태로 본래 지름의 수백 배 이상 커지지만, 반대로 표면 온도는 많이 줄어들어 붉은색이 된다. 거대하게 부푼 적색왜성은 표면 중력이 낮아져 표면의 가스를 붙잡아두기 힘들기 때문에 계속해서 가스를 잃고 크기가 줄어든다. 그리고 마지막엔 중심부에 모인 핵융합 연소 잔해가 뭉친 백색왜성만 남게 된다. 하지만 이 과정에서 우주 공간으로 방출하는 물질이 다음 세대의 별과 행성의 재료가 된다.연구팀이 포착한 적색거성은 대개 은하 중심부에 있었는데, 밝기 변화가 매우 특이했다. 예를 들면 2010년에 포착된 적색거성이 2015년에는 사라졌다가 다시 3년 후에는 모습을 드러냈다. 적색거성처럼 부피가 큰 별을 완전히 가릴 수 있으면서 보이지 않는 동반성은 상상하기 어렵기 때문에 과학자들은 다른 가설을 제시했다. 바로 ‘올드 스모커’(old smoker) 가설이다. 올드 스모커는 파이프 담배를 피는 할아버지처럼 주변에 연기가 가득한 적색거성이다. 이 연기의 정체는 이미 적색거성의 표면에서 떨어져 나간 가스와 먼지들이다. 이 가스와 먼지가 적색거성 주변을 위성처럼 맴돌면서 주기적으로 별을 가리는 것이다. (사진 참조) 이 가스와 먼지는 별에서 분리된 가스와 먼지이기 때문에 온도가 차가워 지구에서 직접 관측되지 않는다. 올드 스모커는 주변으로 서서히 물질을 방출하고 있는 적색거성의 마지막 단계라고 할 수 있다. 파이프 담배를 피는 노인처럼 살날이 얼마 남지 않았지만, 이들이 피우는 연기에는 아주 중요한 물질이 담겨 있다. 이 가스와 먼지가 다음 세대의 행성과 별의 재료가 되기 때문이다. 따라서 지금 우리 몸을 구성하는 물질 중 일부도 이렇게 올드 스모커에서 나온 것일 수 있다. 그리고 50억 년 정도 세월이 흐른 후 우리의 태양도 올드 스모커가 되어 다음 세대를 위해 물질을 뿌리게 될 것이다. 고든 정 과학 칼럼니스트 jjy0501@naver.com

반지를 구성하는 금을 비롯해 보석, 원자력발전소의 연료로 사용되는 우라늄은 중성자별이라고 불리는 두 초밀도 별이 충돌할 때의 폭력적인 조건에서 생성된다. 중성자별들 사이의 충돌은 또한 중력파라는 시공간 파동과, 감마선 폭발이라고 하는 고에너지 방사선 폭발, 지구에서 감지할 수 있는 킬로노바라고 하는 빛의 섬광을 생성한다. 이러한 이벤트의 신호가 2017년 8월 17일에 감지되었다. 막스플랑크 중력물리학연구소와 포츠담 대학 연구원을 포함한 과학자 팀은 첨단 소프트웨어 도구를 사용하여 이 킬로노바 폭발의 특징을 분석한데다 다른 중성자별 폭발의 전파 및 X선 관측 데이터를 비롯해, 지구상의 입자 가속기에서 수행된 충돌 실험에서 얻은 핵물리학 계산 결과를 추가했다. 이러한 노력은 초고밀도의 죽은 별들이 서로 충돌하여 철보다 무거운 중원소를 생성할 수 있는 유일한 환경과 그 생성 과정을 과학자들로 하여금 보다 잘 이해하는 데 도움이 될 수 있다. 막스 플랑크 연구소 연구원인 중력 물리학 과학자 팀 디트리히는 “우리의 새로운 방법은 극도의 고밀도에서 물질의 특성을 분석하는 데 도움이 될 것이며, 또한 이를 통해 우주의 팽창과 중성자별 합병 중 중원소가 어느 정도 형성되는지 더 잘 이해할 수 있게 될 것”이라고 말했다. 극한 우주 실험실…중성자별 충돌 중성자별은 거대한 별이 핵융합을 위한 연료를 소진했을 때 탄생한다. 이로 인해 별의 외층이 방출되는 동안 핵이 빠르게 붕괴되어 태양 질량의 1~2배에 해당하는 약 20km 너비에 달하는 질량의 천체가 남게 되는데, 이것이 바로 중성자별이다. 결과적으로, 중성자별을 구성하는 물질은 너무 밀도가 높아서, 각설탕 한 개 크기의 덩어리가 엠파이어 스테이트 빌딩 3000개 또는 인류 전체의 무게와 맞먹을 정도의 질량이다. 이 죽은 별 물질에는 중성자가 풍부한데, 이 중성자들은 일반적으로 양성자와 함께 원자핵 안에 갇혀 있다. 중성자별이 충돌하면 중성자가 풍부한 물질이 분사되어 우주로 방출된다. 이는 다른 원자에 의해 빠르게 흡수될 수 있는 자유 중성자로 가득 찬 환경을 조성하여 주기율표의 한계를 넘어서는 매우 무거운 원소를 생성한다. 과학자들은 이를 ‘신속 포획 과정’ 또는 ‘r-과정’이라고 부른다.이들 원소는 불안정하여 금이나 우라늄 같은 안정적인 중원소로 붕괴된다. 이러한 붕괴는 킬로노바 섬광을 형성하는 빛인 전자기 복사의 방출을 동반한다. 이는 중성자별 합병 후에 발생하는 킬로노바를 연구하는 것이 가장 무거운 별의 중심부에서도 생성될 수 없는 철 이외의 중원소를 생성하는 물리적 과정을 이해하는 독특한 경로임을 의미한다. 지금까지 수축 쌍성계에서 중성자별의 합병은 단 한 번만 중력파와 전자기 방출에 기록되었다. W170817로 명명된 이 사건은 지구에서 1억 3000만 광년 떨어진 곳에 위치한 두 중성자별이 충돌하면서 발생했으며, 서로 소용돌이치고 합쳐지면서 2017년 지구에서 발견된 신호를 생성했다. 팀은 소프트웨어를 사용하여 충돌하기 전 서로 주위를 도는 중성자별의 마지막 몇 개의 나선에서 나오는 중력파를 비롯해, 충돌이 발생하면서 발사되는 감마선 폭발, 그리고 합병이 발생한 후 며칠에서 몇 년 사이 별에서 방출되는 킬로노바 방출로 구성된 이 사건의 모델을 만들었다. 이를 통해 팀은 1억 3000만 년 전에 발생한 중성자별 합병 중에 발생한 일을 정확하게 자세히 설명할 수 있었고, 이 합병은 금과 우라늄 기타 중원소로 주변 환경을 풍부하게 했을 것이다. 팀이 개발한 모델이 다른 중성자별이 충돌할 때 발생하는 사건을 자세히 설명하는 데 사용하기에 적합해야 한다는 것은 말할 필요도 없다. 이번 조사는 미국의 LIGO와 이탈리아의 Virgo, 일본의 KAGRA 중력파 탐지기가 향후 관측작업에 앞서 업그레이드를 받음에 따라 더욱 강화될 것으로 기대되는데, 그러면 중성자별 충돌로 인해 발생하는 시공간에서 더 많은 파문을 듣게 될 것이다.

태양 표면에서는 플레어 (flare)라는 폭발적인 에너지 분출이 주기적으로 발생한다. 플레어는 보통 흑점과 연관되어 발생하는 데, 막대한 고에너지 입자가 지구까지 쏟아지면 통신 장애를 유발하는 태양 폭풍으로 이어진다. 그리고 심한 경우에는 전력망을 손상시켜 대규모 정전까지 유발할 수 있다. 따라서 과학자들은 태양 활동을 면밀히 관측해 우주 기상을 미리 예보한다.  물론 플레어는 태양에서만 볼 수 있는 현상이 아니다. 과학자들은 우주에 강력한 플레어를 방출하는 별이 많다는 사실을 발견했다. 심지어 태양 폭풍은 애교 수준으로 만드는 초강력 플레어를 만드는 별도 있어 슈퍼 플레어로 따로 분류할 정도다. 이때는 별이 갑자기 밝아지기 때문에 지구에서도 관측이 가능하다. 지구에서 400광년 떨어진 별인 V1355 Orionis도 그중 하나로 쌍성계 중 하나가 이런 슈퍼 플레어를 만드는 RS CVn형 변광성이다. (사진)  일본 교토 대학의 이노우에 슌이 이끄는 연구팀은 3.8m 구경의 세이메이 (Seimei) 망원경과 나사의 행성 사냥꾼 TESS 데이터를 이용해 V1355 Orionis의 슈퍼 플레어의 에너지와 물질 분출 속도를 계산했다.  연구팀에 따르면 이 별에서 슈퍼 플레어가 발생하면 표면 물질이 760-1690km/s의 속도로 분출된다. V1355 Orionis의 중력에서 벗어나 우주 공간으로 빠져나가기 위해서는 350km/s의 속도면 충분하기 때문에 한번 슈퍼 플레어가 폭발할 때마다 막대한 양의 물질이 우주로 분출된다. 연구팀의 추산으로는 슈퍼 플레어가 발생할 때 최소 95억 톤에서 최대 1.4조 톤의 물질이 별의 중력을 이기고 탈출한다.  이렇게 플레어가 별을 둘러싼 가스인 코로나를 벗어나 완전히 우주 공간으로 나가는 현상을 코로나 질량 방출 (Corona mass ejection, CME)이라고 하며 사실 태양에서도 종종 볼 수 있으나 규모 면에서는 슈퍼 플레어보다 작다.  만약 태양에서도 이런 강력한 슈퍼 플레어가 발생한다면 지구 생명체에 엄청난 피해를 줄 수 있다. 모든 생명체가 사라지진 않아도 인간처럼 큰 동물이 심각한 방사선 노출을 걱정하지 않고 지구 표면을 걸어 다닐 순 없을 것이다. 우리에게 충분한 에너지를 주지만, 파괴적인 힘을 보여주지 않는 태양에게 새삼 감사함이 느껴지는 대목이다. 

서기 185년 중국 천문학자들은 남문(南門:켄타우루스자리 알파별을 포함하는 별자리)에서 새로운 별의 출현을 기록했다. 하늘의 그 부분은 현대 별자리표에서 알파와 베타 센타우리에 해당한다. 이 새로운 별은 몇 달 동안 육안으로 볼 수 있었으며, 현재 기록된 최초의 초신성 'SN 185'로 여겨진다. 중국의 후한서(後漢書)에는 이 ‘객성'(客星)이 관찰된 기록이 있는데, 당시 8개월 동안 밤하늘에서 관측되었다고 적고 있다. ‘후한서’ 권 12에 기록된 내용은 다음과 같다. '중평(中平) 2년 10월 계해(癸亥)일(서기 185년 12월 7일), 남문(南門)의 중간에 객성이 등장했다. 크기가 대나무 자리 절반이었다. 여러 가지 색으로 밝아졌다 희미해졌다. 다음해 6월에 이르러 사라졌다.' 별이 빛나는 배경을 담은 이 심우주 사진에는 SN 185가 남긴 방출성운 'RCW 86'의 희미한 윤곽이 드러나고 있다. 칠레 세로 토롤로 범미주 천문대(CTIO) 광시야 암흑 에너지 카메라로 포착한 이 이미지는 여전히 팽창하는 충격파에 의해 이온화된 너덜너덜한 가스 껍질의 전체 범위를 보여준다. 이 이미지는 RCW 86에 철 원소가 풍부하고 잔해 내에 중성자별 또는 펄서가 없음을 나타내며, 원래의 초신성은 유형 Ia임을 시사한다. 무거운 별의 핵 붕괴 초신성 폭발과 달리 Ia형 초신성은 쌍성계의 동반자로부터 물질을 축적하는 백색왜성이 열핵 폭발을 하는 유형이다. 미 항공우주국(NASA) 스피츠 우주망원경과 광역 적외선 측량 탐사선(WISE)의 적외선 관측 결과, 초신성의 발생과정 및 폭발 잔해가 궁극적으로 멀리 확산되는 원인에 대하여 알게 되었다. 연구 결과에 의하면, 별 모양의 폭발은 속이 빈 공동(cavity)에서 발생하여, 별에 의해 방출된 물질이 다른 방법에 의한 것보다 훨씬 더 빠르고 멀리 여행할 수 있게 된다. RCW 86 초신성 잔해는 우리은하 평면 근처에 있으며 거리는 약 8000광년 떨어져 있고, 너비는 100광년에 이른다. 

은하 중심에는 거대한 크기의 블랙홀이 있다. 예를 들어 우리 은하계 중심에는 태양 질량의 400만 배에 달하는 거대 질량 블랙홀이 있고 이웃한 안드로메다 은하는 이보다 더 큰 질량을 지닌 거대 블랙홀이 있다. 따라서 어떤 별이든 그 중력에 잡혀 블랙홀 방향으로 떨어지면 결국 한 번에 흡수되는 운명을 피하지 못한다. 다만 블랙홀로 떨어지는 별은 단순하게 흡수되는 것은 아니다.  블랙홀의 엄청난 중력 때문에 같은 별 안에서도 블랙홀에 가까운 부분과 먼 부분이 서로 잡아당기는 힘이 다르다. 따라서 별은 길쭉하게 늘어나면서 조각나게 되는 데 이런 현상을 조석 파괴 현상 (TDE, tidal disruption event)라고 부른다. 이 과정을 거쳐 블랙홀 주변으로 흡수된 물질의 일부는 강력한 에너지의 제트 형태로 방출되고 나머지는 블랙홀 안으로 영원히 사라진다. 이때 방출되는 엄청난 에너지 덕분에 과학자들은 먼 거리에서도 조석 파괴 현상을 관측할 수 있다.  그런데 유럽 남방 천문대 (ESO)의 토마스 위버스와 동료들은 2018년 매우 특이한 조석 파괴 현상을 관측했다. 일반적인 조석 파괴 현상이 순식간에 엄청난 에너지를 방출한 후 갑자기 사라지는 것과 달리 AT2018fyk는 거의 600일 동안 X선 영역에서 에너지를 방출했다. 하지만 더 이상한 현상은 1,200일 후 AT2018fyk가 다시 밝아졌다는 점이다.  이 현상을 설명할 수 있는 유일한 방법은 별이 흡수되지 않고 살아남아 주기적으로 블랙홀 주변을 공전한다는 것이다. 연구팀은 관측 결과를 토대로 태양과 비슷한 질량의 별이 1,200일 정도를 주기로 블랙홀 주위를 공전하는 것으로 분석했다. 연구팀에 따르면 본래 이 별은 쌍성계의 하나였다. 그러나 블랙홀의 중력에 의해 한 별은 블랙홀 주변을 아슬아슬하게 타원형으로 공전하면서 조금씩 잡아 먹히는 신세가 됐고 다른 별은 초속 1,000km의 속도로 은하계를 빠져나가는 초고속 별이 되는 기구한 운명의 주인공이 됐다.  AT2018fyk는 부분 조석 파괴 현상의 첫 번째 사례로 천문학자들의 관심을 끌고 있다. 무엇보다 흥미로운 사실은 다음 이벤트도 예측할 수 있다는 것이다. 부분 조석 파괴 현상이 다시 관측되는 것은 2025년이다. 다만 이 별이 이미 파괴되지 않았다는 전제 조건이 붙는다. 연구팀은 부분 조석 파괴 현상이 일어날 때마다 대략 1-10%의 질량을 잃는 것으로 보고 있다. 따라서 이미 별이 존재하지 않을 가능성도 배제할 순 없다.  우주에는 여러 가지 사연을 지닌 천체들이 존재한다. 하지만 오랜 세월 같이 살았던 형제별과 생이별을 한 후 블랙홀에 조금씩 흡수 당하는 별처럼 기구한 운명의 별은 우주에서도 드문 존재다. 과연 이 별이 4년 후에도 살아 있다는 신호를 보낼 지 궁금하다. 

천문학자들은 오래전부터 밝기가 주기적으로 변하는 별인 변광성을 관측해왔다. 별의 밝기가 변하는 데는 여러 가지 이유가 있지만, 가장 대표적인 이유는 동반성에 의한 빛 가림 현상(식현상)이다. 우주에는 두 개의 별이 서로 공전하는 쌍성계가 흔하다. 만약 이 두 별이 지구에서 봤을 때 서로 주기적으로 앞을 가리면 그 시점에는 밝기가 감소했다가 다시 밝아진다. 이 경우 어두워지는 기간은 수 시간에서 며칠 정도로 짧다. 그런데 미국 워싱턴 대학 과학자들은 어두워지는 기간이 무려 7년에 달하는 특이한 별을 발견했다. 'Gaia17bpp'는 유럽우주국의 가이아 관측 위성이 포착한 별로 어두워지는 기간이 7년에 달한다. 가이아는 은하계에 있는 별의 밝기 변화와 위치, 속도 등을 측정하는 우주 관측 위성으로 수많은 변광성을 관측했으나 Gaia17bpp는 매우 예외적인 밝기 변화를 보였다. 연구팀은 정확한 밝기 변화와 주기를 알아내기 위해 가이아 관측 데이터와 이전에 같은 위치를 관측한 다른 관측 장치의 데이터를 함께 분석해 정확한 주기와 밝기 변화를 확인했다. 연구 결과 Gaia17bpp는 2012년부터 2019년 사이 7년 간 어두워졌는데, 가장 어두울 때는 광도가 4.5 등급이나 감소했다. 이는 본래 밝기의 4만5000배 어두워진 것이다. 더구나 밝기 변화도 2년 반에 걸쳐 일어났다. 연구팀은 이런 이상한 밝기 변화를 설명할 수 있는 가장 유력한 가설로 큰 먼지 고리를 지닌 백색 왜성을 들었다. 훨씬 큰 동반성이 먼저 최후를 맞이한 후 중심부에 무겁고 어두운 백색 왜성과 별과 행성의 잔해로 이뤄진 고리를 남긴 것이다. 이 동반성은 1000년이 넘는 긴 주기로 Gaia17bpp의 주위를 공전한다. 과학자들은 가이아 덕분에 천 년에 한 번 있는 기회를 포착한 것이다. 가이아 관측 데이터는 이미 수많은 과학적 성과를 이룩했다. 하지만 수십억 개의 별에 대한 방대한 데이터에는 아직도 우리가 모르는 우주의 비밀이 담겨 있다. 앞으로도 가이아 데이터를 이용한 과학적 성과들이 쏟아질 것으로 기대된다. 

지구와 약 100광년 거리에서 거주가능영역(habitable-zone)으로 추정되는 ‘바다 행성’(ocean planet)이 발견됐다. 25일(현지시간) 스페이스닷컴 등 외신은 제임스 웹 우주망원경(JWST)으로도 관측 가능할 만큼 가까운 거리에 망망대해가 있을 것으로 예상되는 외계행성이 발견됐다고 보도했다. 캐나다 몬트리올대학 외계행성연구소(iREx)의 르네 도욘 교수가 이끄는 국제연구진은 미국 항공우주국(NASA) 외계행성 탐색 전문 우주망원경 ‘테스’(TESS)가 2019년 7월 찾아낸 적색왜성 TOI-1452를 추적 관찰하다 새로운 바다행성 ‘TOI-1452 b’의 존재를 알아냈다.행성 지름은 지구의 1.67배, 질량은 지구의 4.8배에 달했다. 행성 질량의 최대 30%는 물로 이뤄진 것으로 추정됐다. 지구는 표면의 70%가 바다로 덮여있지만 물이 전체 질량에서 차지하는 비중은 1%가 채 안 된다. 행성 질량의 30%면 목성의 위성 가니메데나 칼리스토처럼 행성 전체가 물로 덮여있는 ‘바다 행성’이란 소리다. 연구에 참여한 샤를 카듀 박사는 “TOI-1452 b는 지금까지 발견한 행성 중 바다 행성에 가장 적합한 후보 중 하나”라고 설명했다.연구진은 우주망원경 테스가 2019년 7월 찾아낸 항성 TOI-1452를 추적 관찰하다 이 행성을 발견했다. 캐나다 퀘벡주 ‘몽 메간틱 천문대’(OMM) 망원경에 설치된 외계행성 천체면 통과 전문 카메라 ‘페스토’(PESTO)로 적색왜성을 더 자세히 관찰한 연구진은 TOI-1452가 두 개의 별로 이뤄진 쌍성계이며, TOI-1452 주변에 '바다 행성' TOI-1452 b가 돌고 있음을 확인했다. TOI-1452 b는 910만㎞ 거리에서 TOI-1452 주위를 돌고 있다. 만약 지구가 같은 거리에서 태양 주변을 공전했다면 거주가 불가능했을 것이다. 하지만 TOI-1452 b는 태양의 절반 크기에 온도 역시 태양보다 낮은 적색왜성 TOI-1452 주위를 공전하고 있어서 액체로 된 물이 존재할 수 있었던 것으로 나타났다. 한마디로 너무 뜨겁지도 춥지도 않은 거주가능영역, 이른바 ‘골디락스 영역’인 것이다.연구진은 TOI-1452 b가 차세대 망원경으로 본격적인 과학관측을 시작한 제임스 웹 우주망원경(JWST)이 들여다봐야 할 완벽한 후보라고 했다. 바다 행성의 특징을 보이는 적당한 온도를 가진 몇 안 되는 행성 중 하나인데다 행성의 대기를 관측할 수 있을 만큼 지구와 가까이 있고, 연중 내내 관측할 수 있는 곳에 위치해 있다는 점을 이유로 꼽았다. 연구를 이끈 도욘 교수는 “웹 망원경을 이용한 관측은 TOI-1452 b에 관한 이해를 넓히는데 필수적”이라면서 “최대한 빨리 웹망원경 관측을 신청할 것”이라고 했다.

우주에는 태양처럼 혼자 있는 별보다 두 개의 별이 서로의 중력에 의해 공전하는 쌍성계가 흔하다. 대부분의 쌍성계는 서로 사이좋게 오랜 시간 함께하지만, 세상에 영원한 것은 없는 법이다. 결국 쌍성계 중 질량이 무거운 쪽이 먼저 최후를 맞이하는데, 이때 먼저 가는 쪽이 어떻게 되느냐에 따라 동반성의 운명이 결정된다. 조용히 물질을 날려 보내고 백색왜성만 남기는 태양 질량 별은 죽은 이후에도 안정적으로 쌍성계를 유지할 수 있다. 하지만 초신성 폭발과 함께 최후를 맞이하는 무거운 별은 동반성을 파괴하거나 잡아먹을 수 있다. 후자의 경우 초신성 폭발 후 남은 중성자별이나 블랙홀이 그 원인이다. 과학자들은 매우 빠르게 회전하는 중성자별인 펄서 가운데 동반성을 잡아먹으면서 커지는 경우가 있다는 사실을 확인했다. 블랙 위도우 펄서 (black widow pulsar)는 대부분 자전 주기가 1초 이하인 밀리세컨드 펄서로 동반성에 매우 가까이 다가가 강한 중력으로 표면 물질을 흡수한다. 이 과정에서 중성자별은 자꾸 커지고 동반성은 점점 작아진다.  스탠퍼드 대학의 로저 로마니 교수가 이끄는 연구팀은 지구에서 3000광년 떨어진 거리에서 역대 가장 큰 질량을 지닌 중성자별인 PSR J0952-0607를 하와이에 있는 10m 구경 대형 천체 망원경인 켁 망원경으로 4년간 관측했다. 연구팀에 따르면 PSR J0952-0607는 블랙 위도우 펄서로 질량은 태양의 2.35배에 달한다. 1초에 707회로 자전하는데, 이렇게 빠른 속도로 자전해도 강한 중력 덕분에 형태를 유지할 수 있다.  하지만 더 놀라운 것은 먹히고 있는 동반성이다. 이 동반성은 본래는 태양처럼 정상적인 별이었으나 현재 질량은 태양의 50분의 1 혹은 목성의 20배 수준으로 줄어든 상태다. 너무 많은 물질을 잃어버린 나머지 이제는 별의 지위도 잃어버리고 그보다 작은 갈색왜성급 천체가 된 것이다. 결국 어느 순간에는 행성급으로 작아진 후 완전히 사라질 것으로 예상된다.  연구팀은 PSR J0952-0607이 결국 동반성을 잃어버리고 혼자서 빠르게 자전하는 밀리세컨드 펄서가 될 것으로 예상했다. 일반적인 밀리세컨드 펄서는 동반성에서 물질을 흡수하면서 자전 속도가 점점 빨라지면서 형성되는 것으로 보고 있다. 하지만 이렇게 물질을 대부분 흡수해 동반성이 사라진 후에는 혼자서 빠르게 회전하는 밀리세컨드 펄서가 되는 것이다.  이 연구에서 또 다른 중요한 결과는 질량이 태양의 2.35배라는 점이다. 중성자별은 작은 천체에 태양보다 많은 물질이 모여 있다. 따라서 표면 중력이 매우 강해 빛 정도만 가까스로 탈출할 수 있다. 그리고 여기서 조금 더 질량이 커지면 결국 빛조차도 탈출할 수 없는 상태인 블랙홀이 된다. PSR J0952-0607이 태양 질량의 2.35배에도 중성자별 형태를 유지하는 것으로 봐서 블랙홀과 중성자별의 경계는 이보다 더 높다고 판단할 수 있다.  중성자별은 블랙홀만큼 대중에게 인지도가 높은 천체는 아니지만, 사실 우주에 더 흔하고 흥미로운 이야기를 많이 간직한 천체다. 중성자별은 단순히 블랙홀 전 단계의 천체가 아니라 블랙홀만큼이나 그 자체로 재미있는 이야깃거리를 간직한 존재다.

우리은하 밖에서 ‘잠자는 블랙홀’이 처음 발견됐다. 성간물질을 적극 흡수하지 않는 휴면 상태의 블랙홀로, 빛이나 복사선을 방출하지 않아 찾기가 매우 어렵다. 18일(현지시간) 시넷 등에 따르면, 국제 천문학 연구팀은 우리은하와 인접한 위성은하인 대마젤란은하에서 휴면 블랙홀을 발견했다. 우리은하 밖에서 휴면 블랙홀이 발견된 사례는 이번이 처음이다.휴면 블랙홀은 질량이 태양의 최소 9배에 달하는 항성질량 블랙홀로, 태양 질량의 25배에 달하는 뜨겁고 푸른 별과 쌍성을 이룬다. VFTS 243으로 알려진 이 쌍성계에서 휴면 블랙홀은 동반성과 서로를 공전한다.VFTS 243 쌍성계는 지구에서 16만 광년 떨어진 황새치자리의 타란툴라 성운 안에 있다.연구팀은 유럽우주국(ESA) 초대형망원경(VLT)의 관측장비인 플레임스(FLAMES)로 수집한 6년간의 데이터를 사용해 휴면 블랙홀을 발견했다. 휴면 블랙홀은 주변 환경과 상호작용이 매우 적다. 따라서 이번 발견은 건초더미에서 바늘을 찾은 것으로 비유되고 있다. 연구 공동저자인 벨기에 루뱅가톨릭대의 파블러 마르샹 박사는 “휴면 블랙홀에 대해 거의 알지 못해 이번 발견이 믿기지 않았다”고 말했다. 연구팀은 또 휴면 블랙홀이 어떻게 죽어가는 별 중심에서 생성됐는지를 조명했다. VFTS 243 쌍성계를 탄생시킨 별은 강력한 초신성 폭발을 일으켰을 때 흔적을 남기지 않고 완전히 붕괴한 것으로 여겨진다. 연구 주저자인 암스테르담대학의 토머 셰나르 박사는 “이 완전 붕괴 시나리오에 대한 증거가 최근 나타나고 있으나 우리 연구는 의심할 여지 없이 가장 직접적인 증거 중 하나를 제시한다”면서 “우주 블랙홀 병합의 비밀을 밝히는 데 중대한 영향을 줄 것”이라고 말했다. 자세한 연구 결과는 국제 학술지 네이처 천문학 최신호(7월 18일자)에 실렸다.

짝짓기 후 수컷을 잡아먹는 검은과부거미(black widow spider)처럼 배우자를 잡아먹는 곤충을 블랙 위도우라고 부른다. 이 단어에 그런 의미가 담겨 있기 때문이다. 천문학자들도 일부 중성자별에 블랙 위도우라는 명칭을 붙였다. 초신성 폭발 잔해에서 남은 물질이 모여 만들어진 중성자별은 표면 중력이 매우 강해 거리만 가깝다면 다른 별의 가스도 흡수할 수 있는데, 이 가운데 특별히 동반성과 밀착해서 상대방을 잡아먹듯이 흡수하는 경우가 있기 때문이다.  최근 MIT의 과학자들은 역대 가장 짧은 공전주기를 지닌 블랙 위도우 펄서 (중성자별)을 발견했다. 이 중성자별은 공전 주기가 지구 저궤도 인공위성과 비슷한 62분에 불과하다. 사실상 별의 표면을 스쳐 지나가는 수준으로 밀착한 상태에서 강한 중력으로 진공청소기처럼 물질을 흡수하는 셈이다.  본래 연구팀은 캘리포니아 팔로마 관측소에 설치된 ZTF (Zwicky Transient Facility)를 이용해 주기적인 에너지를 방출하는 중성자별인 펄서를 관측하던 중이었다. 펄서는 매우 빠른 속도로 자전하는 중성자별로 공전 주기가 1초 이하인 경우도 흔하다. 그래도 강한 표면 중력 때문에 별이 부서지지 않는다.  지구에서 3000광년 떨어진 거리에서 발견한 J1406+1222 역시 그런 경우로 자전 주기가 1초 미만인 밀리 세컨드 펄서에 속한다. 그런데 연구팀은 놀랍게도 이 중성자별과 아직 수명이 남아 있는 동반성의 밝기가 62분 간격으로 변한다는 사실을 확인했다. 역대 가장 공전 주기가 짧은 블랙 위도우 중성자별을 발견한 것이다.  하지만 놀라움은 여기서 끝이 아니었다. 연구팀은 추가 데이터 분석을 통해 두 쌍성계와 멀리 떨어진 곳에서 1만 년 주기로 공전하는 세 번째 동반성을 발견했다. 62분 주기로 공전하는 중성자별과 동반성이 하나의 별처럼 중력을 행사해 1만 년 주기로 공전하는 세 번째 동반성을 잡고 있던 것이다.  물론 이 삼중성계는 영구적으로 존속할 수 없다. 결국 너무 가까이 다가간 중성자별이 임계 질량을 넘으면 블랙홀로 진화할 수도 있고 동반성이 그 전에 폭발해 중성자별 쌍성계로 진화할 수 있기 때문이다. 후자의 경우라도 결국 두 중성자별이 너무 가까워 하나의 블랙홀로 합쳐질 가능성이 높다. 이 과정에서 멀리 떨어진 세 번째 별의 궤도 역시 불안정해질 것이다. 결국 천문학자들은 매우 짧은 기간 존재할 수 있는 독특한 삼중성계를 우연히 관측한 셈이다. J1406+1222는 넓고 넓은 우주에 별의별 일이 다 일어날 수 있다는 점을 다시 한번 보여준 사례로 볼 수 있다.

이웃 별에게 질량을 쪽쪽 빨려 홀쭉해진 적색거성이 케플러 망원경의 탐사 결과 실제로 확인됐다. 최근 호주 시드니 대학 등 공동연구팀은 수많은 적색거성의 데이터를 분석한 결과 질량을 빼앗겨 홀쭉해진 40개의 적색거성을 찾아냈다는 연구결과를 과학 저널 ‘네이처 천문학’(Nature Astronomy) 최신호에 발표했다. 다소 생소한 적색거성은 생애의 황혼에 접어든 별이다. 일반적으로 별은 종말 단계가 되면 중심부 수소가 소진되고 헬륨만 남아 수축된다. 이어 수축으로 생긴 열에너지로 바깥의 수소가 불붙기 시작하면서 적색거성으로 거대하게 부풀어오른다. 영원히 빛날 것 같은 우리의 태양도 50억 년 후에는 핵융합 반응에 필요한 연료가 고갈되어 적색거성이 되면서 최후를 맞는다. 이처럼 거대하게 부풀어 오른 적색거성은 지름이 태양의 수천 배에 달하고 수백 배나 밝을 정도로 거대해진다.그러나 이번 연구팀이 발견한 적색거성은 다르다. 질량도 작고 밝기도 어두운 홀쭉한 적색거성이 40개나 발견된 것. 이번 결과는 지난 2009년부터 2013년까지 케플러 우주망원경이 관측한 수 만개에 달하는 적색 거성의 밝기 변화를 지속적으로 분석하면서 얻어졌다. 그렇다면 일부 적색거성이 홀쭉해진 이유는 무엇일까? 이에대해 연구팀은 '탐욕스러운' 이웃에서 원인을 찾았다. 논문의 제1 저자인 리야광 연구원은 "데이터를 분석하는 과정에서 질량이 매우 작고 광도가 매우 낮은 특이한 두가지 유형의 별을 발견했다"면서 "질량이 작은 적색거성은 태양 질량의 0.5~0.7에 불과했는데 이는 외부적 요인이 작용한 것으로 판단했다"고 설명했다. 이어 "우주 대부분의 별은 서로 중력적으로 영향을 미치는 쌍성계에 있다"면서 "가까운 동반성이 팽창하면서 일부 물질을 빨려 질량을 뺏겼을 가능성이 높다"고 덧붙였다.  

지구의 자전축은 2만6000년을 주기로 흔들리는 팽이처럼 한 바퀴 움직이는 세차운동을 한다. 물론 짧은 삶을 살아가는 우리가 그 흔들림을 볼 순 없지만, 오랜 세월이 흐르면 북극성이 변한다는 사실은 역사적 기록을 통해서도 확인할 수 있다. 현재 북극성인 작은곰자리 알파(폴라리스)는 서기 500년 이후 북극에 가장 가까운 별이 되어 북극성의 위치에 올랐다. 그리고 폴라리스는 2100년 경 북극에 가장 가까워진 후 서기 3000년쯤에는 세페우스자리 감마(Gamma Cephei, 알라이 혹은 에라이라는 고유 명칭이 있음)에게 북극성의 자리를 내주고 북극에서 점점 멀어지게 된다. 세페우스자리 감마는 사실 두 개의 별이 서로를 공전하는 쌍성계로 우리 눈에 보이는 주성인 세페우스자리 감마A와 눈에 보이지 않는 어두운 별인 세페우스자리 감마B가 있다. 그리고 세페우스자리 감마A에는 목성보다 큰 외계 행성 세페우스자리 감마 Ab가 존재한다. 독일 예나 천문대 과학자들은 독일과 스페인에 있는 망원경을 통해 2014년부터 2020년까지 세페우스자리 감마 AB를 관측했다. 그 결과 세페우스자리 쌍성계에 대해 좀 더 정확한 관측 결과를 얻을 수 있었다. 이번 관측 결과에 따르면 세페우스자리 감마 AB의 크기는 이전 관측보다 조금 작았다. A와 B의 질량은 각각 태양 질량의 1.29배와 0.38배 정도였다. A는 태양보다 좀 더 크고 밝은 별로 겉보기 등급이 3등급 정도지만, B는 작고 어두운 적색왜성으로 망원경으로만 관측이 가능하다. 둘 사이의 거리는 지구-태양 거리의 19.56배 (대략 30억㎞) 정도로 66.84년을 주기로 공전한다. 외계 행성 세페우스자리 Ab는 목성 질량의 1.7배 정도 되는 크기로 화성 궤도와 비슷한 지구-태양 거리의 두 배 (약 3억㎞) 거리에서 공전하고 있다. 태양계로 치면 화성 궤도에 목성이 있고 천왕성 궤도에 동반성이 있는 셈이다. 참고로 32.5억년 된 별이기 때문에 상당히 오랜 시간 이런 구조를 유지했을 가능성이 높다. 쌍성계는 다른 별의 중력 때문에 행성이 안정적으로 존재하기 힘들다고 여겨지지만, 세페우스자리 감마은 얼마든지 행성이 안정적으로 끼어들 수 있는 방법이 있다는 사실을 보여준다. 차기 북극성 후보라는 사실을 제외하고도 이런 재미있는 특징이 있는데다 지구에서 거리도 45광년으로 가까운 편이기 때문에 앞으로도 세페우스자리 감마는 천문학자들에게 중요한 관측 대상이 될 것이다.

캘리포니아 공대 연구팀이 지구에서 90억 광년 떨어진 위치에 있는 초거대 블랙홀 쌍성계를 찾아냈다. 보통 은하 중심에는 태양 질량의 수백만 배에서 많게는 수십억 배에 이르는 초거대 질량 블랙홀이 한 개 존재한다. 예외적으로 두 개의 은하가 충돌해 하나의 거대 은하가 되는 경우에만 일시적으로 두 개의 거대 블랙홀이 한 은하 안에 공존할 수 있다. 일시적이라고 표현한 이유는 결국 강력한 중력을 지닌 두 블랙홀이 서로를 잡아당겨 하나로 합쳐지기 때문이다. 다만 이 과정은 천문학적인 기준으로 매우 짧은 시간에 일어나기 때문에 실제로 관측하기는 어려웠다. 캘리포니아 공대의 산드라 오닐이 이끄는 연구팀은 블레이저 PKS 2131-021를 관측하던 중 특이한 사실을 발견했다. 블레이저 (blazer)는 우주에서 가장 밝은 천체인 퀘이사 가운데서도 특히 더 밝은 천체로 그 정체는 초거대 질량 블랙홀이 뿜어내는 제트(jet)로 생각된다. 초거대 블랙홀이 너무 많은 물질을 중력으로 끌어들인 다음 결국 다 흡수하지 못하고 방출하는데, 엄청난 에너지 때문에 입자들을 빛에 가까운 속도로 뿜어내는 것이 바로 블랙홀의 제트다. 참고로 PKS 2131-021는 지구에서 90억 광년 떨어진 장소에서 빛의 속도의 99.98%로 입자를 뿜어내고 있다. 연구팀이 발견한 특이한 사실은 PKS 2131-021 밝기가 주기적으로 변한다는 것이다. 이것이 놀라운 이유는 블레이저의 정체가 태양 질량의 수억 배에 달하는 초거대 블랙홀이기 때문이다. 이렇게 거대한 블랙홀을 주기적으로 흔들 수 있는 천체는 다른 초거대 질량 블랙홀뿐이다. 연구팀은 지구와 우주에 있는 5개의 망원경에서 수집된 45년간의 천체 관측 데이터를 분석해 PKS 2131-021의 밝기 변화가 2년 간격으로 일어난다는 사실을 확인했다. 그리고 역으로 이를 이용해 지구에서 직접 관측하기 어려운 동반 블랙홀의 질량, 공전궤도를 추정했다.　 그 결과 PKS 2131-021 블랙홀 쌍성계는 지구 – 태양 거리의 2000배 정도, 태양 – 명왕성 거리의 50배 정도 떨어진 거리에서 서로를 공전하는 것으로 추정된다. 꽤 먼 거리처럼 보이지만, 태양 질량의 수억 배에 달하는 두 블랙홀 사이의 거리치고는 너무 가까운 거리다. 연구팀은 PKS 2131-021가 앞으로 1만 년 이내로 합체될 것으로 예상했다. 인간의 기준으로는 먼 미래지만, 우주의 나이와 비슷한 대형 은하의 나이를 생각하면 대단히 짧은 시간이다. 아인슈타인의 상대성 이론에 따르면 이렇게 거대한 천체가 하나로 합체되는 과정에서 강력한 중력파가 발생해 우주 전체로 퍼진다. 하지만 PKS 2131-021는 오히려 너무 크기 때문에 기존의 관측 장비로는 정확한 측정이 어려운 경우다. 연구팀은 차세대 관측 장비를 이용해 초거대 블랙홀 쌍성계의 상세한 모습을 관측할 수 있을 것으로 기대하고 있다.

과학자들이 갓 태어난 아기별 주위 가스 원반에 누군가 침입하고 달아난 현장을 포착했다. 그런데 인간 사회의 사건 사고와 달리 과학자들의 관심은 범인이나 아기보다 가스 원반에서 생성될 행성계에 쏠려 있다. 이상한 궤도를 공전하는 행성의 생성 이유를 밝혀줄 중요한 단서가 될 수 있기 때문이다. 큰개자리 Z 별(Z Canis Majoris, Z CMa)은 나이가 30만 년에 불과한 어린 별로 사람으로 치면 아직 태어난 지 몇 시간 되지 않은 신생아다. 하지만 그 밝기는 태양을 압도할 정도로 밝다. 사실 하나가 아니라 두 개의 별로 된 쌍성계일 뿐 아니라. 태양보다 훨씬 크기 때문이다. 이 두 별 주변에는 거대한 가스와 먼지 고리인 원시 행성계 원반(protoplanetary disk) 역시 거대한 크기를 자랑한다. 캐나다 빅토리아 대학의 루오빙 동이 이끄는 연구팀은 칠레 고산 지대에 설치된 거대 전파 망원경인 ALMA와 미국에 있는 대형 전파 망원경인 VLA(Karl G. Jansky Very Large Array)로 큰개자리 Z 별을 관측하고는 깜짝 놀랐다. 주변에 있는 원시 행성계 원반이 원형이 아니라 한쪽으로 길게 늘어나 있었기 때문이다.연구팀은 후속 관측을 통해 범인의 정체를 확인하지는 못했지만, 늘어난 형태로 볼 때 어떤 천체가 주변을 스쳐 지나가면서 중력으로 물질을 끌어당긴 결과로 보고 있다. 쌍성계의 강력한 중력을 이기고 물질을 끌어당긴 점을 보면 침입자의 정체는 다른 별일 가능성이 유력하다. 큰개자리 Z 별이 있는 가스 성운에는 여러 개의 새로운 별이 태어나고 있기 때문에 가장 자연스러운 설명이기도 하다. 과학자들은 이렇게 근처를 지나는 별의 중력이 원시 행성계 원반에서 생성 중인 행성의 궤도에 큰 변화를 줄 수 있다고 보고 있다. 별의 질량은 행성과는 비교도 안 될 정도로 크기 때문에 스쳐 지나간 경우에도 행성의 궤도는 크게 변할 수 있다. 결국 별에 매우 가까운 궤도로 이동하거나 혹은 아예 아주 먼 궤도로 끌려갈 수 있다. 그리고 심한 경우 아예 별 주변에서 이탈해 떠돌이 행성이 될 수도 있다. 다른 별의 중력 간섭에 의한 행성 궤도 변경은 이론적으로는 예측되었던 일이지만, 원시 행성계 원반에서 실제 증거를 포착한 것은 처음이다. 그러나 이것이 마지막이 되진 않을 것이다. 과학자들은 이런 일이 얼마나 자주 생기고 행성계에 구체적으로 어떤 영향을 미치는지 알아내기 위해 계속해서 망원경을 이용해 우주를 관측할 것이다.  

우주에서 가장 빠르게 회전하는 별을 과학자들이 발견했다. 영국 워릭대 연구진은 지구에서 양자리 방향으로 약 2000광년 떨어져 있는 백색왜성 ‘LAMOST J024048.51+195226.9’(약칭 LAMOST J0240+1952)가 약 24.93초에 한 번씩 회전한다는 분석 결과를 발표했다. 이는 이전까지 가장 빠르게 회전하는 별로 기록된 백색왜성 ‘HD 49798’보다 20% 더 빠른 것이라고 연구진은 설명했다. 연구 주저자인 잉그리드 펠리솔리 박사는 “이 백색왜성은 사람들이 자신에 관한 정보를 읽는 짧은 순간에도 몇 번이나 회전할 것“이라면서 “정말 놀랍다”고 말했다.백색왜성은 자신의 모든 연료를 태워버리고 바깥층을 벗어던지기 시작한 별을 말한다. 이 별은 크기가 지구와 거의 비슷하지만, 질량은 지구보다 최소 20만 배 큰 것으로 여겨진다. 연구진은 현존하는 가장 큰 광학망원경으로 스페인 카나리아제도 라팔마섬에 있는 ‘카나리아대형망원경’(GTC·Gran Telescopio Canarias)의 고감도 하이퍼캠(HiPERCAM) 카메라를 사용해 LAMOST J0240+1952를 분석했다고 밝혔다. 분석에 따르면, 이 백색왜성은 근처 항성(이하 동반성)인 적색왜성으로부터 가스 모양의 플라스마를 끌어내 초당 약 3000㎞의 속도로 우주 공간에 분출한다. 연구진은 이 백색왜성이 25초마다 1회 자전하는 것으로 계산됐다고 밝혔다. 지구가 1회 자전하는 데 24시간이 걸린다는 점을 고려하면 엄청나게 빠른 속도다. 펠리솔리 박사는 또 “백색왜성이 이처럼 빠른 회전력을 유지해도 산산조각 나지 않으려면 엄청난 질량을 지녀야 한다. 중력의 영향으로 동반성(쌍성계를 이루는 별 중 가볍고 어두운 별)에서는 가스 등 물질이 끌려나오는 데 이는 백색왜성에 가까워지면서 자기장의 지배를 받아 우주로 뿌려지게 된다”고 설명했다.　 천문학자들은 이같은 과정을 ‘자기 프로펠러 시스템’(magnetic propeller system)이라고 부르는 데 지금까지 이런 시스템이 발견된 사례는 70년 전이 처음으로 이번이 두 번째다. 이렇게 자기를 띤 가스 물질이 항성 밖으로 내던져지는 모습은 지난해 처음 관측되긴 했지만, 별의 맥동(펄스)은 빠르고 별의 밝기는 어두워 당시 사용한 다른 망원경으로는 자기 프로펠러의 주요지표인 ‘고속 회전’(rapid spin) 현상을 감지하기 어려웠다. 자세한 연구 결과는 ‘영국 왕립천문학회 월간보고 회보’(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters) 11월22일자에 실렸다.

우주 저편에서 두 블랙홀이나 중성자별 또는 블랙홀과 중성자별의 충돌로 발생하는 중력파는 몇십억 년의 여정을 거쳐 지구에 도달한다. 미국의 고급 레이저 간섭계 중력파 관측소(LIGO·라이고) 연구단과 유럽의 비르고(Virgo) 연구단은 지난 2019년 11월부터 2020년 3월까지 4개월간 이런 중력파를 무려 35개나 새로 검출했다고 8일(현지시간) 밝혔다. 이는 2015년 9월 중력파가 사상 처음 검출된 이후로 2016년 1월까지 단 3개의 중력파가 검출됐던 것보다 10배 더 많아진 것이다. 이로써 2015년부터 2020년까지 검출한 중력파의 수는 90개로 늘었다.중력파 검출은 별의 생애 주기나 죽은 별이 블랙홀이나 중성자별이 되는 구조를 밝히는데 도움이 될 수 있다. 우주 공간에 생기는 이런 시공간의 파장은 알베르트 아인슈타인이 1916년 일반 상대성이론 속에서 예측한 것이기도 하다. 이에 대해 연구 공동저자인 수전 스콧 호주국립대 교수는 이번 성과를 “중력파의 쓰나미(해일)”라고 표현하면서도 “우주 진화의 비밀을 풀기 위한 우리의 연구에 있어 큰 도약”이라고 평가했다. 스콧 교수는 또 “중력파 검출이 새로운 시대에 들어섰다. 검출 사례가 늘어남에 따라 우주 전체에 걸쳐 별의 삶과 죽음에 관한 많은 정보가 밝혀지고 있다”면서 “이런 쌍성계에서 블랙홀의 질량이나 회전을 살피면 이런 시스템이 어떻게 병합하는지를 알아낼 수 있다”고 설명했다. 이어 “중력파 검출기의 감도를 지속해서 개선해온 것이 검출 횟수 증가를 이끄는 데 도움이 됐다”고 덧붙였다. 자세한 연구 성과는 미국 코넬대에서 운영하는 출판 전 논문공개 사이트인 아카이브(arXiv.org) 제출돼 5일자로 공개됐다.

우리은하 밖에서 처음으로 외계행성의 존재를 보여주는 징후가 포착됐다. 미 하버드·스미스소니언 천체물리학센터(CfA) 등 국제연구진은 미 항공우주국(NASA)의 찬드라 엑스선 관측소(CXO)와 유럽우주국(ESA)의 XMM-뉴턴 망원경을 사용한 관측 데이터에서 지구로부터 약 2800만 광년 떨어진 나선은하 메시에51(M51)에서 행성 후보를 발견했다고 25일 밝혔다. 태양계 밖 외계행성은 1990년대 초 처음 관측된 이래 지금까지 행성 후보를 포함해 5000개 가까이 발견됐지만, 대부분은 3000광년 이내로, 모두 우리은하 안에 존재하는 것이었다. 만일 이번 행성 후보가 실제 행성으로 확인된다면 이 외계행성은 우리은하 안에 있는 다른 외계행성들보다 몇천 배나 멀리 떨어져 있는 것이라고 NASA는 설명한다.연구 주저자로 CfA에서 천문학 강사로 재직 중인 로잰 디스테퍼노 박사는 “우리는 엑스선 파장에서 행성 후보를 탐색해 다른 은하의 행성 세계를 찾는 완전히 새로운 영역을 개척하려고 애쓰고 있다”고 말했다.연구진은 외계행성이 항성 앞을 지나는 이른바 천체면을 통과(트랜짓)할 때 별빛이 줄어드는 현상을 관찰하는 기법을 기반으로 별빛 대신 엑스선의 일시적 감소를 관찰해 우리은하 밖 행성 후보를 확인했다. 엑스선은 일반적으로 중성자별이나 블랙홀이 주변 동반성(짝별)의 물질을 빨아들일 때 초고온 상태가 되면서 강하게 방출되는데 이를 방출하는 영역이 넓지 않아 행성이 천체면을 통과하면 완전히 가려진다. 이에 따라 거리는 훨씬 멀지만 가시광선의 미세한 변화만으로 가까운 거리의 외계행성을 포착하는 것보다 더 쉽다고 연구진은 설명했다.연구진은 이런 관측법을 활용해 M51-ULS-1 쌍성계에서 외계행성 후보를 찾아냈다. 이 쌍성계는 블랙홀이나 중성자별과 태양의 약 20배에 달하는 질량을 지닌 짝별로 이뤄져 있다. 찬드라 망원경으로 포착한 엑스선 관측 데이터상의 천체면 통과는 약 3시간에 걸쳐 진행됐는데 이 시간 동안 엑스선 방출은 완전히 가려져 0까지 떨어졌다. 연구진은 이 같은 정보를 토대로 외계행성이 토성과 비슷한 크기이고 중성자별이나 블랙홀을 태양과 토성의 두 배에 달하는 거리를 두고 공전하고 있는 것으로 추정했다. 하지만 이 외계행성의 존재를 확실하게 확인하려면 추가 데이터가 필요한데 이 행성이 짝별 앞으로 지나려면 약 70년을 더 기다려야 할 수 있어 그때까지 확인을 못할 가능성도 있는 것이다. 이에 대해 연구 공동저자인 니아 이마라 미 캘리포니아대 산타크루즈캠퍼스 천문학과 교수는 “안타깝게도 우리가 관측한 천체가 행성임을 확인하려면 다음 천체면 통과 때까지 몇십 년을 더 기다려야 할 것”이라면서 “게다가 공전 주기가 얼마나 되는지 확실하지 않아 언제 관측해야 하는지도 정확히 모른다”고 지적했다. 또 M51-ULS-1 쌍성계의 일시적 밝기 감소가 가스나 먼지 구름에 의해 발생했을 가능성도 있지만, 데이터를 고려하면 그럴 가능성은 거의 없는 것으로 전해졌다. 연구진은 만일 이 외계행성이 실제로 존재한다면 이미 초신성 폭발을 거친 중성자별이나 블랙홀의 영향을 받았겠지만 앞으로 짝별 역시 이런 초신성 폭발을 거쳐야 해서 영향을 받지 않을 수 없으리라 예측했다. 앞으로 연구진은 M51보다 훨씬 더 가까워 천체면 통과 시간이 더 짧은 외계행성을 찾아낼 수 있는 M31과 M33 은하에 관한 관측 데이터를 다시 분석할 예정이다. 이와 함께 우리은하 안에서도 엑스선을 이용해 태양계 밖 외계행성을 찾아낼 수 있는지도 확인할 계획인 것으로 전해졌다. 자세한 연구 결과는 국제 학술지 ‘네이처 천문학’(Nature Astronomy) 최신호에 실렸다.

우주에는 두 개의 별이 서로 주위를 공전하는 쌍성계가 흔하다. 과학자들은 쌍성계 주변에는 별의 중력 간섭 때문에 행성이 생성되기 어렵다고 생각했지만, 관측 결과 생각보다 많은 외계 행성을 포착했다. 스타워즈에 나오는 태양이 두 개인 행성인 타투인 행성이 사실은 그렇게 드문 경우가 아니었던 셈이다. 과학자들은 쌍성계 주변에서 행성이 생성된 후 안정적으로 궤도를 유지할 수 있는 이유를 알아내기 위해 후속 연구를 진행했다. 일본 가고시마 대학의 이치카와 타카노리가 이끄는 연구팀은 칠레 고산 지대에 설치된 강력한 전파 망원경인 ALMA(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)를 이용해 지구에서 460광년 떨어진 어린 별인 'XZ 타우리'(XZ Tauri)를 조사했다. XZ 타우리는 T 타우리 별(T Tauri stars, TTS)이라고 불리는 태어난 지 1000만 년 이내의 어린 별로 분류된다. 별의 긴 일생을 생각하면 1000만 년 이내는 신생아에 속하는 아기별이다. 따라서 T 타우리 별 주변에는 아직 행성으로 자라나지 못한 가스와 먼지의 고리인 원시행성계 원반(protoplanetary discs)을 흔히 관측할 수 있다. XZ 타우리는 두 개의 T 타우리 별이 태양과 명왕성 거리만큼 가까운 위치에서 서로의 주변을 공전하는 아기별 쌍성계다. 연구팀은 2015년, 2016년, 2017년에 이르는 3년 간의 관측 데이터를 분석해 그 사이 XZ 타우리 쌍성계의 공전 속도와 방향을 확인했다. 3년 동안 동반성이 이동한 거리는 지구-태양 거리의 3.4배인데, 데이터를 분석한 과학자들은 두 별 주변의 원시행성계 원반이 같은 평면에 있는 것이 아니라 서로 다른 각도로 마주치고 있다는 사실을 확인했다.이 관측 결과가 중요한 이유는 쌍성계와 쌍성계 주변 행성 생성 가설 중 하나를 지지하기 때문이다. 쌍성계의 생성 가설은 크게 두 가지다. 첫 번째는 큰 가스 구름에서 작은 가스 구름들이 조각나면서 각각 자전하는 원시 가스 구름이 생성되었다는 주장이다. 두 번째 가설은 하나의 큰 원반에서 작은 원반이 분리되어 나와 두 개의 아기별이 생성된다는 것이다. 두 번째 가설이 맞다면 두 개의 원반이 같은 평면에서 나란히 공전하겠지만, 첫 번째 가설이 옳다면 초기부터 다른 각도로 공전할 수 있다. 이번 관측 결과는 첫 번째 생성 가설을 지지한다. 물론 아직 쌍성계 주변 원시 행성계 원반 중 극히 일부만 관측했기 때문에 주로 어떤 방식으로 쌍성계 주변 행성계가 형성되는지 판단하기는 이르다. 과학자들은 최신 관측 장비와 기술의 도움으로 이 질문에 대한 정답에 조금씩 접근하고 있다.

현재 태양계에 행성급 천체는 모두 8개다. 과거 행성의 일원으로 대접받던 명왕성은 생각보다 크기도 작을 뿐 아니라 비슷한 크기의 천체가 발견되면서 행성의 지위를 상실했다. 하지만 태양계 초기에는 이보다 더 많은 숫자의 행성급 천체가 있었던 것으로 추정되는데 초기 원시 행성들이 서로 충돌하면서 숫자가 지금처럼 줄어든 것으로 보인다. 지구 역시 테이아(Theia)라는 화성 크기의 원시 행성과 충돌해 현재의 지구와 달이 되었다는 가설이 유력하다. 외계 행성을 관측한 과학자들은 우주에는 태양계보다 더 복잡한 과거를 지닌 행성계가 많다는 사실을 발견했다. 예를 들어 본래 거대 가스 행성이 있을 수 없는 모항성 바로 옆에 있는 뜨거운 목성형 행성이나 혹은 별 주변을 공전하지 않고 우주를 떠도는 떠돌이 행성이 있다. 이 행성들은 본래 있던 장소에서 다른 행성이나 별의 중력으로 인해 궤도가 크게 변경된 것으로 추정된다. 그리고 아마도 이 과정에서 별에 흡수된 행성도 있을 것으로 추정된다. 하지만 그런 경우가 얼마나 되는지 알기는 어려웠다. 호주 모나쉬 대학의 로렌조 스피나가 이끄는 연구팀은 쌍성계에서 이 질문에 대한 해답을 찾았다. 별의 화학적 구성은 별마다 다 다르다. 하지만 두 개의 별이 서로의 질량 중심을 공전하는 쌍성계는 구성 물질이 거의 같다. 대부분 같은 가스 성운에서 동시에 태어났기 때문이다. 만약 두 별의 화학적 구성이 다르다면 태어난 후 뭔가 그럴 만한 사건이 있었다는 이야기다. 대표적인 사례는 무거운 원소가 많은 별을 삼킨 경우다. 이 경우 철처럼 별의 표면에는 드문 원소가 더 많이 검출될 수 있다. 연구팀은 태양과 비슷한 쌍성계를 조사해 대략 20~35% 정도의 쌍성계에서 행성을 잡아먹은 흔적을 찾아냈다. 연구팀이 제시한 가장 가능성 큰 수치는 27%다. 물론 일부 쌍성계는 우연히 지나가던 별이 중력에 의해 붙잡혀 생성된 경우도 있고 같은 가스 성운에서 태어났어도 구성 성분이 일부 차이가 있을 수도 있지만, 여러 가지 요소를 감안해도 때도 많게는 전체 별의 1/4 정도가 행성을 잡아먹었을 수 있다는 이야기다. 이 연구는 저널 네이처 천문학(Nature Astronomy)에 실렸다. 여담이지만, 태양 같은 별은 마지막 순간 적색거성으로 부풀어 오르면서 엄청나게 커진다. 이때는 수성이나 금성 같이 가까운 행성은 그대로 집어삼킬 가능성이 크고 지구의 운명 역시 장담할 수 없다. 연구팀이 말한 태양 같은 별은 아직 그 단계가 아닌 주계열성 단계의 별을 의미한다. 마지막 순간에 자신이 거느렸던 행성을 집어삼킨 적색거성은 무수히 많을 것이다.