<조종영 과학기술정보통신부 기초연구진흥과장>
안녕하십니까? 기초연구진흥과장 조종영입니다.

오늘 브리핑할 내용은 1월 22일 새벽, 영국시간으로 1월 21일 목요일 오전 1시입니다. 네이처지에... 죄송합니다, 13시입니다. 네이처지에 게재되는 서울대학교 이정은 교수님의 연구 성과입니다.

이번 연구 성과는 제임스 웹 우주망원경을 이용해 별이 생성될 때 규산염이 결정화되는 과정을 세계 최초로 관측했다는 점에서 학문적 파급력이 매우 클 것으로 기대됩니다. 앞으로 행성이 형성되는 메커니즘에 대한 새로운 이정표를 제공할 것으로 예상됩니다.

기초연구는 과학기술 발전의 근간이며, 장기간에 걸쳐 다양한 분야에 응용되고 새로운 산업 창출과 삶의 질 향상에 기여하고 있습니다. 하지만 가시적 성과 측정이 어렵고 결과가 나오는 데 오랜 시간이 필요해 지속적이고 장기적인 지원이 필요한 사업이라고 하겠습니다.

오늘 발표할 연구 성과 또한 이정은 교수님께서 20여 년간 꾸준히 연구를 이어온 끝에 달성하신 성과입니다.

과기정통부는 다양성에 기반해 수월성을 추구하는 기초연구 생태계 육성이라는 지원 원칙을 바탕으로 앞으로 연구자분들이 연구에 전념하실 수 있는 환경을 조성하기 위해 지속적으로 노력할 것입니다.

연구 업적 및 성과에 대해 자세한 내용은 이정은 교수님께서 설명해 주시겠습니다. 감사합니다.


<이정은 서울대학교 물리천문학부 교수>
안녕하세요? 저는 서울대학교 물리천문학부에 교수로 재직 중인 이정은입니다.

제가 오늘 말씀드릴 내용은 최근 제임스 웹 우주망원경을 이용해서 한 태아별을 관측하였고 그 태아별로부터 규산염 물질들이 결정화되는 과정을 확인했습니다. 그리고 이 결정화된 규산염들이 어떻게 혜성이 만들어지는 곳으로 이동하는지도 관측적으로 증명한 일이 되겠습니다.

이 연구는 서울대학교 물리천문학부 별탄생 그룹이 주도하고 그리고 한국천문연구원의 연구원들과 그리고 세계 여러 나라들의 천문학자들이 함께 국제 공동으로 수행하였습니다.

별 탄생은 우주에 있는 분자구름이 수축, 중력적으로 수축하면서 시작됩니다. 이렇게 수축하는 분자운은 점점 시간에 따라서 사이즈가 줄어... 크기가 줄어들기 때문에 중심 밀도가 증가하고 중심에 원자 태아별이, 원시성이라고 불리기도 하는데요. 태아별이 만들어지고 주변에 원반도 만들어집니다. 그래서 이 원반에서 태아별로 물질들이 떨어지게 되는데 그 반작용으로 방출류Z 같은 것도 함께 만들어집니다.

자세히 조금 들여다보시면 저렇게 중심에 태아별이 있고 주변을 돌고 있는 원반이 존재합니다. 그리고 분자구름이 수축해서 만들어진 저 외피 물질들이 여전히 둘러싸고 있고요. 물질이 원반에서 태아별로 떨어지는 반작용에 의해서 만들어지는 저런 분출류도 보시게 될 수 있습니다.

그런데 저기 원반이 바로, 태아별 주위를 돌고 있는 저 원반이 향후 행성계를 이루게 되는 행성들 그리고 소행성들 그리고 혜성들을 만드는 그런 장소가 되겠습니다.

말씀드렸듯이 태아별은 주변에 있는 원반으로부터 물질을 빨아들이게 되는데요. 현재 태아별은 사실 핵융합 반응을 통해서 에너지를 스스로 만들지 못하는 그런 상태입니다. 그렇기 때문에 원반으로부터 계속해서 물질을 유입받아서 질량적으로 성장해서 나중에 별로 태어나게 되는 것입니다.

그런데 그 원반의 모습은 분자구름으로부터 만들어진 저 원반은 당연히 분자구름의 물질들을 포함하게 됩니다. 그래서 바깥 쪽에 기체와 그리고 먼지 티끌들로 이루어진 그런 원반의 모습을 보시는데요.

제가 앞에 설명을 못 드렸는데 보면 이런 분자구름은 기본적으로 99%는 기체가 차지하고 1% 정도의 질량이 먼지 티끌들로 이루어져 있습니다. 그렇기 때문에 이로부터 만들어진 원반 역시 기체와 먼지로 이루어져 있습니다.

하지만 원시성에 가까운 원반에는 온도가 너무 높기 때문에 먼지 입자들이 모두 파괴되고 기체만 남게 됩니다. 저런 기체의 원반이 태아별과 연결되는 저 선들을 보시면 저것이 바로 자기장입니다. 그래서 자기장을 통해서 원반 안쪽이 태아별과 연결되어 있고 원반 안쪽의 기체 물질들이 저 자기장을 따라 태아별로 유입되게 됩니다. 그래서 태아별이 점점 자라서 별로서 태어나게 되는 것입니다.

이러한 과정, 물질 주입, 원반에서 태아별로 물질이 떨어지는 저 과정을 저희가 강착이라고 합니다. 그래서 여러분이 많이 보셨을 텐데 블랙홀 주변의 강착 원반 이런 말씀 많이 들어보셨죠? 그것과 같은 물리적인 과정입니다. 하지만 굉장히 작은 사이즈라고 생각하시면 되겠습니다.

그런데 이런 원반으로부터 태아별로 물질이 떨어지는 과정이 적외선 망원경이 우주로 올라가기 전에는 그냥 이론적으로 아주 연속적으로 조용하게 일어나면서 태아별들이 질량을 불려갈 것이라고 생각했습니다.

하지만 적외선 우주망원경이 올라가서 관측을 시작하면서 이 생각은 바뀌게 되는데요. 태아별들은 간헐적으로 물질을 유입합니다. 즉, 굉장히 짧은 시간 동안 폭식을 하고 긴 시간 동안 휴식 또는 단식을 통해서 이러한 반복, 폭식-단식-폭식-단식을 반복하면서 질량을 불려 나가는 그러한 과정을 우리가 간헐적 강착 과정이라고 합니다.

이 그래프는 태아별의 나이에 따라서 강착률, 그러니까 물질이 초당 얼마큼, 연당 얼마큼 태아별로 유입되는가를 보여주는 그래프인데요. 보시면 매우 태아별의 나이가 어릴 때는 강착률의 변화가 1,000배 이상 일어납니다.

그래서 원반으로부터 태아별로 물질이 떨어질 때 태아별 표면에서 충격파가 일어납니다. 그러면 그 충격파에 의해서 강착 에너지가 방출되는데요. 그러면 물질에 떨어지는 양이, 강착률이 작으면 태아별이 어둡고 그다음에 강착률이 크면, 즉 많은 물질이 태아별로 떨어지면 태아별의 표면에서 충격파가 많이 일어나고 강착 에너지가 방출되기 때문에 태아별이 이렇게 밝아집니다.

그러면 이렇게 밝아진다는 얘기는 중심에서 많은 에너지가 나오고 주변 원반을 데운다는 말이 되는 거죠. 말씀드렸듯이 원반이 바로 미래의 행성을 만드는, 행성이 만들어지는 곳이기 때문에 이렇게 강착 과정을 통해서 원반이 되어지면 행성이 만들어지는 환경이 변한다는 것을 의미합니다.

잠깐 원반의 구조를 보여드리면요. 원반이 이게 단면을 보여드린 겁니다. 중심에 태아별이 있고 옆으로 원반, 원시 행성계 원반이라고 불리우는 원반이 존재합니다. 이 원반의 물질은 말씀드렸듯이 분자구름으로부터 그 기원을 가지고 있기 때문에 분자구름처럼 먼지와 기체로 이루어져 있습니다.

하지만 이게 원반의 경우는 적도 부분은 굉장히 온도가 낮고 그리고 밀도가 높기 때문에 기체 상태에 있던 그런 원자, 분자들이 먼지 표면에 들러붙게 됩니다. 그러면 그런 드라이아이스를 한번 생각하시면 이렇게 손을 붙이면 착 갖다 붙죠? 그렇게 굉장히 낮은 온도에서는 이런 기체 입자들이 먼지 표면에 붙어서 얼음층을 형성하게 됩니다.

그러면 태아별 가까운 곳에서는 온도가 높기 때문에 이런 얼음층들이 전부 증발해버립니다. 그래서 굉장히 메마른 먼지들만 있고 바깥 쪽에는 얼음층이 둘려싸여 있는 그러한 먼지들이 있죠. 그래서 별 가까운 곳에서는 이 메마른 먼지들이 잘 뭉쳐지지 않죠, 해변에서 뭉쳐보셨으면 아실 텐데, 이게 잘 뭉쳐지지 않기 때문에 작은 지구형 행성밖에 만들지 못합니다.

하지만 바깥 쪽에서는 저런 얼음층이 있기 때문에, 눈 굴려 보셨죠? 그렇죠? 그런 것처럼 굉장히 잘 뭉치기 때문에 목숨과 같은 큰 행성들을 만들 수가 있습니다. 하지만 어쨌든 간에 이렇게 원반에서 만들어지는 행성, 행성을 만들기 위해서는 반드시 먼지 티끌들이 필요하고요. 그 먼지 티끌의 대부분의 구성 물질은 규소와 탄소입니다.

그렇다면 이 원반에서 만들어지는 행성들 역시 대부분의 구성 물질들이 규소와 탄소라야 할 것입니다. 예를 들어서 우리 지구에 지각에 있는 암석들을 조사해 보면 대부분 90% 이상이 규산염 물질입니다.

그리고 특히 이 규산염들이 결정지를 가지고 있는데요. 결정 구조를 가지고 있는데요. 이것은 지구가 초기에, 초기에 지구가 만들어질 때 굉장히 뜨거운 마그마 상태, 용융 상태에 있습니다. 그러면서 점점점 식어가죠. 식어가는 과정에서 이런 광물들이 분화되기 때문에 이런 결정 구조를 가지게 됩니다.

이로부터, '아, 규산염이 결정화되기 위해서는 굉장히 높은 온도가 필요하겠구나.'라고 유추해 볼 수가 있죠. 그런데 분자구름에서 별이 만들어진다고 했는데 분자 구름은 영하 260℃ 정도로 굉장히 차갑습니다. 그런 차가운 온도에서는 이런 규산염이 결정화될 수가 없습니다.

그래서 보시면 저 왼쪽에... 오른쪽인가요? 왼쪽에, 헷갈립니다. 저의 왼쪽에 있는 구조를 보시면 중심에 태아별과 원반의 모습에서 나오는 빛을 바깥에 있는 외피, 그러니까 분자구름에 있었던 물질들을 포함하고 있는 외피에 있는 물질들이 중심에서 나오는 빛을 흡수하면서 오른쪽에 있는 스펙트럼을 만들게 되는데요. 이것이 바로 제임스 웹 우주망원경으로 얻은 스펙트럼의 모습입니다.

이중에 특히 회색의 채워진 저 부분이 규산염 먼지에 의한 흡수 스펙트럼이 되겠습니다. 그런데 보시면 10μm과 18μm 근처에 픽을 갖고 있는 굉장히 부드러운 스펙트럼의 형상을 보실 수가 있는데요. 이것은 결정질이 아니라 비결정질 규산염으로부터 만들어지는 그런 스펙트럼임을 보여주는 것입니다.

이러한 비결정질과 결정질의 규산염은 어떻게 구분하느냐? 그것은 바로 실험실에서 스펙트럼을 측정해 보면 압니다. 그래서 비결정질 같은 경우는 굉장히 부드러운 곡선을 가지고 있죠. 특히 결정질 감람석이나 결정질 휘석을 보시면 10μm과 18μm의 픽을 갖고 굉장히 부드러운 곡선 모양을 가진다는 걸 보실 수가 있습니다.

하지만 결정질 규산염의 스펙트럼을 보시면 굉장히 많은 픽들을 가지고 복잡한 스펙트럼 구조를 만든다는 것을 보실 수가 있습니다. 이렇게 실험실에서 또는 이론적으로 측정되는 스펙트럼을 이용하면 이 규산염이 비결정질인지 결정질인지를 알 수가 있습니다.

앞서 보여드린 것은 분자구름에 있는 먼지들은, 특히 규산염들은 비결정질이라고 말씀을 드렸습니다. 그런데 이 원시행성계 원반에서 관측된 스펙트럼을 보시면, 오른쪽이죠. 오른쪽에 있는 스펙트럼을 보시면 스피처 우주망원경과 그리고 제임스 웹 우주망원경으로 2번 관측된 결과인데요. 모든 2개의 스펙트럼 모두에서 굉장히 굴곡이 심한, 즉 결정질 규산염으로부터 기인한 스펙트럼의 모습을 보실 수가 있습니다.

왼쪽이 이 스펙트럼을 얻은 원시행정계 원반, PDS70이라고 하는 원시행성계 원반의 이미지인데요. 푸른색은 굉장히 차가운 물질들을 관측한, 전파에서 관측한 이미지고요. 붉은색, 밝은 것으로 보여지는 것이 바로 제임스 웹 우주망원경으로 관측한 이미지입니다. 여기 두 가지 별에, 태아별에 가까운 2개의 밝은 점들은 지금 만들어지고 있는 원시행성이 되겠습니다.

그래서 붉은 색의 이미지로부터 뽑은 스펙트럼이 바로 오른쪽에 있는 스펙트럼이 되겠습니다. 그렇기 때문에 저기 밑의 스케일을 보시면 중심 태아별로부터 원반, 밝은 원반까지 거리가 해왕성 거리 정도 된다는 것을 아실 수가 있습니다.

그런데 해왕성 거리에 있는 물질은 온도가 결코 600℃ 이상 올라갈 수가 없습니다. 그래서 600℃보다 낮은 온도를 가지기 때문에 저런 결정질 스펙트럼을 보여준다는 것은 굉장히 미스터리한 것이죠.

무엇보다 더 미스터리한 것은 바로 보시면 맨 위에, 왼쪽 위에 있는 그림에서 보시면 해왕성의 위치, 옆, 더 보다 더 먼 곳에 카이퍼 벨트라든가 오르트구름이 존재하는 영역을 보실 수가 있는데요. 굉장히 차가운 영역이죠. 저기서 바로 혜성들이 만들어집니다.

그런데 저렇게, 저런 차가운 곳에서 만들어진 혜성의 스펙트럼에서 이런 결정질 규산염의 스펙트럼이 관측되었다는 것입니다. 오른쪽에서 보여드리는 것이 바로 '혜성 17P'라고 하는 17P라고 하는 혜성의 스펙트럼인데요. 저 혜성이 멀리 차가운 곳에서 만들어져서 태양 가까워질 때 우리가 관측한 스펙트럼인데요.

그 스펙트럼을 보시면 굉장히 삐쭉삐쭉한 그런 스펙트럼의 형태를 보실 수가 있습니다. 그리고 아래쪽에 다양한 실험실 스펙트럼들을 갖다가 보여드리고 있는데요. 저것들을 조합해서 실제 관측과 맞춤으로 해서 어떤 성분들이 저 안에 있는가를, 혜성 안에 있는가를 알아낼 수가 있습니다.

그런데 보시면 이미 표시가 되어 있군요. 아래쪽에 보시면 결정질 규산염의 스펙트럼, 파란색으로 표시가 되어 있죠. 그 픽들이 실제 관측된 혜성의 스펙트럼의 픽과 잘 일치하는 것을 볼 수가 있습니다. 이렇게 차가운 곳에서 만들어진 혜성 속에 굉장히 뜨거운 온도에서, 높은 온도에서 만들어질 수 있는 결정질 규산염이 포함되어 있다는 사실은 천문학자에게는 오랫동안 풀리지 않는 미스터리였습니다.

그런데 2008년도에 폭발적으로 밝아지는 한 태아별의 스펙트럼이 관측되었습니다. 여기 왼쪽에 보시는 스펙트럼이 스피처 우주망원경으로 관측된 한 태아별의 스펙트럼인데요. 2005년도에는 이 태아별이 어두웠습니다. 단식 기간이 있었던 것이죠. 그때는 스펙트럼의 모양을 보시면 거의 이렇게, 저게 10μm 근처의 스펙트럼입니다. 매우 비결정질의 스펙트럼 형태를 보여줍니다.

하지만 2008년에 관측된 것을 폭발할 때, 폭발적으로 밝아질 때 관측된 스펙트럼을 보시면 결정질의 규산염의 스펙트럼을 닮아있다, 라는 것을 아실 수가 있습니다.

이렇게 태아별이 폭발적으로 물질을 유입해서 밝아질 때 그리고 주위를 데울 때 이렇게 결정질 규산염이 만들어질 수가 있다, 라는 것을 보여주는 그런 관측 결과입니다.

하지만 태아별이 언제 폭식을 일으키는지 시간을 특정할 수가 없습니다. 그래서 이 관측 이후에는 이러한 관측 결과가 나오지 못했습니다. 하지만 저는 오랫동안 이 별탄생 이론 중에 간헐적 강착에 대해서 연구를 해 왔고, 그리고 2024년부터는 글로벌 기초 연구실 과제의 지원을 받아서 이 간헐적 강착의 과정을 좀 더 체계적이고 그리고 통합적으로 연구를 해 가고 있습니다.

이 과제의 중요한 연구 주제 중 하나가 태아별의 밝기 변화를 다양한 파장대의 망원경을 이용해서 추적해 가는 것입니다. 몇 개 망원경을 보여드리고 있는데요. 오른쪽 위쪽에 있는 저 영상이 바로 칠레 아타카마 사막에 위치한 전파간섭계 망원경 ALMA라고 하는 것을 가지고, 전파 망원경에서 태아별의 밝기 변화를 추적한 것이고요. 2018년에 굉장히 밝아지는, 즉 폭식을 일으켰다는 것을 알 수가 있습니다.

이번 네이처 논문에 원시별인 EC 53 역시 이렇게 간헐적 강착을 통해서 주기적으로 밝아졌다 어두워졌다 하는 그런 태아별이고요. 제가 이전 관측 자료들을 모아서 만든 EC 53의 광도 곡선이 왼쪽에 보여드리고 있는데, 이것으로부터 1.5년마다 이 태아별이 밝아졌다 어두워졌다 하는 것을 보실 수가 있고 굉장히 규칙적이라는 것을 아실 수가 있습니다.

그래서 이전 관측 데이터를 바탕으로 해서 제임스 웹 우주망원경을 이용해서 가장 어두운 것과 가장 밝은 지점을 관측하기 위해서 밝기 예측을 했습니다. 그래서 저희가 제임스 웹 우주망원경을 이용해서 두 번 관측을 수행했는데요. 아시다시피 제임스 웹 우주망원경은 엄청나게 비싼 망원경입니다. 그래서 예측은 했지만 실제적으로 저렇게 어둡고 밝은 지점을 저희가 관측하는지를 추적하기 위해서 지상에서 관측을 하였고, 이렇게 다시 보여드리면 지상 관측이 오른쪽 위쪽과 아래쪽의 이미지를 보여드린 것입니다. 그래서 저희가 예측한 대로 어두운 지점과 밝은 지점에서 제임스 웹 관측을 수행하게 됐습니다.

EC 53 태아별은 뱀자리에 위치합니다. 그리고 저기 배경에서 보여드리는, 배경에 보여드리는 이미지는 제임스 웹 우주망원경에 리얼캠이라고 하는 카메라로 촬영한 이미지가 되겠습니다. 흰색 동그라미로 표시된 곳이 바로 EC 53이 되겠습니다. 오른쪽 2개 이미지가 바로 제가 제임스 웹 우주망원경을 이용하여 휴지기, 폭발기에 각각 관측한 이미지가 되겠고요. 보시는 것처럼 단식할 때는 어둡고 폭식할 때는 밝아지는 모습을 보실 수가 있습니다.

제 관측으로부터 추출한 스펙트럼을 보여드리고 있는데요. X축이 파장 그리고 Y축이 밝기를 나타냅니다. 그래서 왼쪽 위를 보시면 파란색의 스펙트럼이 휴지기 때, 단식할 때 스펙트럼이고 빨간색이 폭식할 때의 스펙트럼이 되겠습니다.

전체적인 밝기는 증가했다, 라는 걸 볼 수가 있는데 사실 전체적... 딱 한눈에 보시면 스펙트럼의 모양이 그닥 변하지 않는 것처럼 느껴집니다. 하지만 2개 스펙트럼의 비를 구해서, 밝기 비를 구해보면, 아래 보여드리는 건데요. 10μm 근처에서 굉장히 더 밝다, 라는 것을, 밝아졌다는 걸 알 수가 있고 그 밝아지는 지점들을 보면 결정질, 규산염의 스펙트럼의 픽에 위치한다는 것을 알 수가 있습니다.

이것은 폭식할 때, 굉장히 뜨거워진 온도에서 새롭게 결정질 규산염이 만들어지고, 그 만들어진 규산염이 빛을 방출하기 때문에 우리가 관측하게 된 것입니다.

그래서 새롭게 만들어진 결정질 규산염의 스펙트럼을 뽑아내서 이론적인 값들과 맞춰본 것이 오른쪽에 보여드린 것이고요. 저희가 관측한 결정질 규산염 스펙트럼을 맞추기 위해서는 반드시 결정질 감람석과 결정질 휘석이 필요하다는 것을 알게 됐습니다.

이로부터 별이 폭발할 때, 태아별이 폭식할 때 규산염들이 결정화될 수 있다, 라는 것을 정확하게 확인을 했습니다. 하지만 여전히 차가운 곳에서 만들어지는 혜성에 어떻게 저렇게 굉장히 뜨거운 안쪽에서만 만들어지는 결정질 규산염이 포함되어 있을까는 여전히 풀리지 않는 난제였습니다.

이론적으로는 사실 뜨거운 안쪽 원반에서 만들어진 결정질의 규산염들이 원반풍을 타고 바깥쪽 차가운 곳으로 이동할 수 있다, 라는 것이 이론적으로는 계산되어 있었습니다. 즉, 안쪽의 뜨거운 원반의 물질에서 바람이 만들어지면 바깥쪽으로 불려나가는 거죠, 차가운 쪽으로. 그러면 그 표면에서 만들어진 바람을 타고 결정화된 규산염이 바깥쪽으로 혜성이 만들어지는 차가운 쪽 공간으로 이동할 수가 있는 것입니다.

하지만 이 작은 구조에서의 원반풍은 관측적으로 증명할 수가 없습니다. 그런데 다행스럽게도 이 원반풍은 물질... 이전에 보여드렸던 그런 방출류의 속도를 변화시킬 수가 있습니다. 원반 케플러 법칙이라고 들어보셨을 텐데요. 이 원반은 케플러 모션을 합니다. 그래서 중심에서는 굉장히 빠르게 회전하고 바깥쪽에서는 천천히 회전합니다. 그래서 공전 주기가, 멀리 있는 행성들의 공전 주기가 굉장히 길죠. 그것은 케플러 모션을 하기 때문입니다.

그래서 원반도 똑같이 안쪽에서는 빠르게 회전하고 바깥쪽에서는 천천히 회전하기 때문에 빠르게 회전하는 곳에서의 원반풍은 굉장히 빠르게 방출류들을 만들어낼 수 있습니다. Z와 같이, 중심에 있는 파란색 Z와 같이 아주 좁게 빠른 속도로 물질들을 불려낼 수가 있고 바깥쪽으로 갈수록 원반의 속도가 작기 때문에 이런 분출률들의 속도가 작습니다. 그래서 이렇게 속도 구조가 층상화되어진 방출류를 관측한다면 원반풍이 존재한다는 것을 간접적으로 증명할 수 있습니다.

하지만 이전에는 저런 것들을 관측해 낼 수 있는 망원경이 없었습니다. 그런데 다행스럽게도 제임스 웹 우주망원경은 굉장히 높은 감도와 그리고 높은 해상도를 가지고 있기 때문에 저희들로 하여금 이것을 분해해서 관측할 수 있도록 했습니다.

그래서 여기 보여드리는 것들은 다른 속도의 분출류들을 추적하고 있는 철 그리고 수소분자 그리고 CO분자들의 영상을 보여드리고 있는데요. 저 스펙트럼을 관측하면 속도를 갖다가, 속도를 계산해 낼 수가 있습니다.

그래서 보면 철 방출선은 속도가 약 130, 초당 130km로 불려나가고 있는 물질이고요. 그리고 수소분자는 초당 약 50km로 불려나가는 물질, 그리고 CO 같은 경우는 초당 10km 정도로 불려나가는 그런 물질들을 추적하고 있습니다.

그것을 다 합친 것이 바로 큰 그림에서 보여드리, 큰 이미지에서 보여드리고 있는 것인데요. 결론적으로 중심에 굉장히 빠른 속도로 방출되고 있는 물질 그리고 바깥쪽으로 갈수록 느린 속도로 방출되고 있는 물질들을 보여드리고 있습니다.

이렇게 방출류의 층상화된 이런 속도의 구조를 통해서 '이 EC 53의 원반에서는 원반풍이 존재하구나.'라는 걸 알 수가, 간접적으로 알 수가 있었습니다. 따라서 이번 제임스 웹 관측을 통해서 저희는 태아별 EC 53이 갑자기 밝아질 때 그 뜨거워진 안쪽의 원반에서 규산염이 결정화될 수가 있고 그렇게 결정화된 규산염이 원반풍을 타고 바깥쪽 혜성이 만들어지는 차가운 곳으로 이동을 할 수가 있다는 걸 보여줬습니다. 이것은 세계 최초의 관측 결과라고, 결과입니다.

이 관측 결과는, 연구 결과는 태양도 역시 EC 53과 같은 과정을 통해서 태양으로 태어나게 됩니다. 그리고 태양계 역시 EC 53 주변에 있는 원반과 같은 원반에서 태양계가, 우리 행성, 소행성 그리고 혜성들이 만들어졌습니다. 그리고 외계 행성들도 저희들이 요즘 많이 관측되고 있죠.

이렇게 행성계, 태양계, 그리고 외계 행성계가 만들어지는 그런 기작들을 설명할 수 있는 중요한 지표를 마련했다는 것이 이 연구의 중요한 의의가 되겠습니다. 그리고 글로벌 기초 연구실 사업 과제를 통해서 저희는 계속해서 지상 망원경뿐만 아니라 전천 탐사를 할 수 있는 적외선 망원경인 'SPHEREx'라고 하는 우주망원경을 이용하여서 계속해서 태아별의 밝기를 추적하고 그리고 폭발하는 태아별을 찾아내려고 합니다.

그렇게 폭발하는 태아별을 제임스 웹 우주망원경을 통해서 관측... 제임스 웹 우주망원경을 이용해서 후속 관측을 하고 그로부터 이런 규산염이 어떻게 결정화되는지 시간에 따라서, 그러니까 태아별의 진화 단계에 따라서 어떻게 일어나는지 그리고 이러한 규산염이, 규산염의 결정화가 모든 별이 태어나는 그런 과정에서 보편적인 것인지 이런 것들을 알아가려고 합니다.

경청해 주셔서 감사합니다.

특히 혹시나 관련된 내용을 좀 더 깊이 알... 아시고 싶은 분들은 제가 최근에 카오스 강연을 했습니다. 그래서 그 링크가 바로 아래에 주어져 있는데요. 이 링크를 이용하시면 좀 더 디테일한, 세세한 내용을 보실 수 있을 것이라고 생각됩니다. 감사합니다.


[질문·답변]
※마이크 미사용으로 확인되지 않는 내용은 별표(***)로 표기하였으니 양해 바랍니다.

<질문> 일단 굉장히 깊고 길고 좀 설명을 잘해주셨는데 제가 이해한 게 맞는지 확인을 부탁드리고 싶어서요. 결정화된 규산염이 주요 단서인데 이게 뜨거운 곳에서만 형성되는데 태양계 외곽의 차가운 곳에서 발견이 돼서 그게 미스터리였다. 그래서 이걸 관측하려고 별 형성 초창기에 있는 태아별을 관측해서 폭발기와 휴지기를 나눠서 시기를 관측해서 이게 언제 생기고 어떻게 흘러나가는지를 보는 게 목적이었다. 그런데 제임스 웹 망원경은 감도가 좋기 때문에 그걸 나눠서 볼 수가 있었고 그래서 관측한 결과 폭발기에 강착하면서 생기고 그리고 계산적으로는 가설이 이미 있었던 그,

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 원반 바람.

<질문> 원반풍을 이번에도 케플러 법칙이 실제로, 실증적으로 관측해서 그 현상이 있다는 걸 확인을 했다. 그래서 별 형성 초창기에 폭발기에 규산염이 결정화가 돼서 이게 원반풍을 타고 흘러나갔을 것이고 태양계도 그랬을 것이다, 라고 제가 이해를 했는데 이게 맞을까요?

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 예, 정확하게 이해하셨습니다.

<질문> 저도 좀 제가 이해를 하고 싶어서 질문을 드린 건데 이 EC 53을 선택하신 건 그게 주기가 있기 때문에 그걸 하게 됐고,

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 맞습니다, 네.

<질문> 다른 어떤 것들도 여러 가지가 있지만 주기가 명확하게 관찰이 안 되고 얘는 주기가 있으니까 될 수 있었던 건데 만약에 여기서 주기가 있었어도 확인이 안 될 수도 있었던...

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 정확한 질문이십니다. 이게 온도를 지금 저희 EC 53 같은 경우는 모델을 통해서 보면 지구가 만들어지는 거리, 1 AU 정도, 천문거리 정도 되는 그 거리에서 온도가 600℃ 이상으로 올라갑니다. 만약 그런데 이 폭발하는 강착의 정도가 약했다면 그 온도를 올려주지 못하고 더 작은 영역에서 온도가 600℃ 이상이 될 것입니다. 그러면 아무리 감도가 좋은 제임스 웹 우주망원경이라도 충분한 빛을 받지 못하면 또는 그렇게 규산... 결정화된 규산염이 내놓는 빛이 너무나 미약할 것이기 때문에 그걸 디텍트하지 못하게 되겠죠. 그래서 이게 적당한 강도로 폭발했다는 것이 굉장히 중요합니다.

<질문> 그리고 약간 운... 열심히 연구하셨기 때문에 해봐서 된 건지, 안 될 수도 있었던 것... 실패할 수 있었던...

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 어느 정도 예측, 그러니까 이 정도의 폭발이면 그러한 과정을 관측할 수 있겠구나, 라는 예측이 있는 것이죠. 그러니까 사실은 다양한 JWST, 그러니까 제임스 웹 우주망원경이나 스피처 우주망원경으로 이러한 주기적으로 변광하는 태아별들을 모니터링 관측한 그런 경우들이 있었습니다. 그들은 실패를 했습니다. 왜냐하면 폭발하는 강도가 충분하지 않았기 때문입니다.

<질문> 우선 축하드리고요. 예전에 SPHEREx 간담회 하실 때 오셔서 좋은 결과가 있을 테니 기다려 달라고 하셨는데 좋은 결과가 있어서 다행인 것 같고, 이게 저희도 이것 제임스 웹 배정받은 걸 옛날에 쓴 기억이 있는데, 그러니까 이거를 관측한 시점이 여기 자료에는 안 나와 있어서 2023년 10월, 2024년 5월 그렇게 썼었는데 이게 맞는지 궁금하고요.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 네, 맞습니다.

<질문> 그리고 제임스 웹이 아무래도 압도적인 스펙을 갖고 있는데 다른 것과 비교해서, 그러면 이거를 좀 이런 걸 연구할 때 어떤 정도의 차이가 있다, 라고 설명해 주실 수 있는... 이전과 비교했을 때 그게 궁금하고요.

그다음에 보면 여기 뒤에, 그러니까 뒤에 어떻게 이거를 좀 이런 아이디어를 떠올리게 됐는지 이런 걸 써두신 게 있는데 보면 원래는 그냥 제임스 웹을 통해서 그러니까 단식 중인 상태와 폭식 중인 상태를 해서 어떤 것들을 발견할 수 있다, 이런 게 처음에 생각하셨던 게 있는지 궁금합니다.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 그래서 말씀드렸듯이, 첫 번째는 질문이 뭐였더라, 뭐였었죠? '이 제임스 웹 우주망원경이라야만 이 발견이 가능했는가?'라는 거잖아요. 그러니까 스피처 우주망원경으로 2008년도에 하나의 폭발하는 별을, 태아별을 관측해서 규산염이 결정화된다는 걸 봤습니다. 하지만 그 뭐라 그래야 되지, 해상도가 너무나 나빴기 때문에 전체의 구조가 그냥 하나의 픽셀 안에 들어온다고 생각하시면 되겠습니다.

하지만 제임스 웹 우주망원경 같은 경우는 하나의 픽셀 사이즈가 0.1arcsecond, 각 초의 분해능을 가지고 있습니다. 이거는 수백 배 더 좋은 분해능이라고 생각하시면 되고요. 그렇기 때문에 이 방출류의 작은 구조까지 다 분해해서 저희가 디텍트를 할 수가 있었고요.

물론 당연히 스피처 우주망원경 같은 경우 구경이 85cm밖에 되지 않고 이건 6.5m짜리 망원경이기 때문에 빛을 모으는 집광도 자체가 다릅니다. 그렇기 때문에 훨씬 더 민감하게 희미한 빛들까지 관측할 수가 있었기 때문에 이러한 결과를 만들어낼 수가 있었습니다.

그리고 저희가 이 관측제안서를 먼저 내게 됩니다. 우주망원경을 사용... 시간을 사용하기 위해서는 관측제안서를 제출해서 굉장히 어려운 경쟁을 통해서 시간을 받게 됩니다. 제가 아는 한 우리나라에서는 제가 유일하게 두 가지, 2개의 제임스 웹 우주망원경 프로젝트를 PI로 이끌고 있는데요.

그때 제안서를 제출할 때 이미 이전에 저희가 EC 53에 대해서 다양한 관측들을 수행했습니다. 지상의 많은 관측 장비들을 이용해서 축적된 그런 자료들이 있었기 때문에 그 자료들을 분석해서 어느 정도의 밝기로 폭발할 것인지, 그렇다면 모델을 이미 했습니다. 모델을 통해서 어느 정도까지, 어떤 원반에서 얼마큼... 어느 거리의 어느 정도의 온도를 가지게 될 것이란 것들도 전부 예측했습니다.

그것을 바탕으로 해서 어떤 것들이 관측될 것이다, 라는 것을 사실은 제안을 했고, 그렇기 때문에 이 제안서가 받아들여질 수가 있었습니다. 그냥 단순한 아이디어가 아니라 과거의 많은 관측 데이터들로부터 축적된 이 태아별에 대한 정보 그리고 모델링을 통해서 이해하고 있는 여러 가지 현상들이 있었기 때문에 시간을 받을 수 있었고 또한 관측을 수행할 수 있었습니다.

<질문> ***물질 이동 과정 이런 거를 계속 검증해 간다고 해주셨는데 후속 관측이나 이런 걸 앞으로 또 어떻게 할 것인지 좀 구체적으로 조금 말씀해 주실 수 있으실까요?

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 예. 제가 두 번째 이끌고 있는 제임스 웹 프로젝트 같은 경우는 이미 제임스 다른 프로그램에서 관측된 태아별이 있었습니다. 그래서 이미 스펙트럼이, 휴지기에 얻어진 스펙트럼이 있다, 라는 것을 알고 있습니다. 그런데 저희가 글로벌 기초 연구실 과제를 통해서 계속해서 태아별들의 밝기 변화들을 추적하고 있고, 그중의 하나가 굉장히 갑자기 밝아졌다는 것을 알게 됐습니다.

그래서 바로 Director time에 propsal, 제안서를 내서, 그러니까 정규적인 제안서가 아니라 특별하게 급할 때 내는 그런 Director time이 있습니다. 그것를 통해서 propsal을 내서 우리가 이미 제임스 웹에서 관측된 스펙트럼을 갖고 있고, 그리고 이것이 막 폭발했다는 것을 알고 있다, 알았다, 그래서 관측... 광도곡선을 보여주고, 그리고 이로부터 지금 우리가 이것을 관측한다면 그러면 폭발할 때 일어나는 여러 가지 현상들을 알 수 있을 것이다, 라는 propsal을 내서 시간을 받았고 관측을 수행했고, 지금 너무나 재미난 여러 가지 결과들이 나와서 학생들이 분석을 하고 있습니다.

<질문> 그러면 아까 전에 이게 안 되... 확인이 안 될 수도 있었다고 답변해 주셨잖아요. 그러면 계속 후속, 이 수행을 하면서 그러면 확인할 수 있는 가능성도 조금씩 올라갈 수 있다는 건가요? 아까 폭발, 그 휴지기 이게 반복된다고 했잖아요. 그러면 관찰하는 거에서도 일정한 그런 패턴이 보일 텐데 그러면 그런 성공할 수 있는 확률도 조금씩 올라갈 수 있다고 보는지.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 그렇죠. 이 이론을 명확하게 하는 데 도움을 줄 수가 있겠죠, 같은 오브젝트를 계속해서 관측한다면. 하지만 방금 말씀드린 두 번째 관측, 제임스 웹 우주망원경으로 관측한 경우는 이 EC 53보다는 조금 더 진화된 단계에 있는 그런 태아별이 되겠습니다.

그렇기 때문에 진화된 태아별 주변에는 물질이 사실은 많이 사라집니다. 점점점 계속해서 태아별이 그 물질들을 끌어당겨서 질량을 불려가기 때문에 주변 물질들이 사라져 가는데 그럴 경우에는 또 어떤 변화들이 있는지, 그러니까 진화 단계에 따라서 변화 양상이 달라질 수 있기 때문에 그런 것들을 연구할 수가 있습니다, 다양한 오브젝트를 관측하면.

<질문> (온라인 질의 대독) 시간관계상 온라인 질문을 받고 마무리하도록 하겠습니다. 머니투데이 박 기자님이십니다. '국내에서 유일하게 제임스 웹 망원경 관측을 확보하셨는데 확보 경쟁률이 얼마나 치열한지 궁금합니다. 어떤 기준으로 연구팀을 선정하는지도 궁금합니다.'

그리고 '향후 연구원에서는 SPHEREx 우주망원경을 적극 활용하신다고 하셨는데, 제임스 웹과 비교할 때 어떤 면에서 새로운 발견을 하게 될 것이라 기대하시나요?'입니다.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 우선 경쟁률은 사이클마다 다른데요. 이번에 사이클5의 경쟁률이 10:1 정도가 되는데 그 10:1이라는 것이 작은 것처럼 느껴지실지 모르겠지만 엄청난 경쟁률입니다. 왜냐하면, 그러니까 망원경이 제공할 수 있는 시간에 비해서 날 관측하고 싶다, 라고 낸 시간이 그것의 100배라는 얘기고요. 그런데 제임스 웹 우주망원경의 관측 제안서들은 완성도가 너무나 높기 때문에 그 속에서 경쟁한다는 것은 그냥 경쟁의 개념이 아닙니다.

그리고 두 번째, SPHEREx에 대한 질문을 해주셨는데요. SPHEREx는 전천 서베이, 그러니까 탐사 망원경입니다. 그래서 6개월마다 한 번씩, 전 우주를 한 번씩 스캔해 나가는 그런 관측을 수행하고요. 그런 데 비해서 제임스 웹 우주망원경은 굉장히 작은 영역을 세세하게, 깊게 보는 망원경입니다.

그렇기 때문에 제임스 웹의 비싼 시간을 가지고 막 여기저기를 아무 계획 없이 무작정 이렇게 훑어볼 수는 없습니다. 그에 비해서 SPHEREx는 자체적으로 전천 탐사용으로 만들어졌기 때문에 전 하늘을 6개월마다 한 번씩 스캔을 합니다. 그러면 거기에 있는 다양한 태아별이라든가 다른 천체들의 밝기 변화를 6개월마다 저희가 비교·분석해 볼 수가 있습니다.

그렇기 때문에 굉장히 큰 데이터 셋으로 통계적으로 연구할 수 있는 것이 SPHEREx 서베이입니다. 그에 비해서 제임스 웹 우주망원경은 SPHEREx 관측으로부터 굉장히 재미난 어떤 천체를 찾으면 그 천체를 굉장히 깊게, 세밀하게 연구할 수 있는 그런 망원경이라고 보시면 되겠습니다.

또 하나의 SPHEREx의 큰 점은 전천에 102개의 채널로, 파장이 다른 102개의 채널로 이미지를 만들어내는 것입니다. 그것을 이용하면 전천에 있는, 전 우주에 있는 얼음분자들의 흡수선들을, 제 발표자료에서도 잠깐 보여드렸었는데요. 여기 보면, 흡수선들 중에 보면 CO₂ 얼음 그다음에 유기분자 얼음 이런 것들이 있죠. 그러니까 얼음흡수선들을 관측해서 우주의 얼음이 어떻게 분포를 하고 있는지도 연구할 수가 있는데 SPHEREx는 전 하늘에 대해서 이러한 얼음 지도를 만들어낼 수 있는 중요한 그런 우주망원경이 되겠습니다.

<질문> (온라인 질의 대독) 마지막 질문인데요. 동아사이언스 기자님이십니다. 두 가지입니다. 첫 번째, '외계행성계 연구를 보면 가스행성만 존재하는 경우도 종종 있는데요. 우리 태양계처럼 지구형 행성이나 혜성이 있는 경우가 우주에서 얼마나 흔한가요?'이고요.

또 한 가지는 '원반풍의 존재를 증명하는 과정을 좀 더 자세히 설명해 주셨으면 좋겠습니다. 원반 중심부에서 형성된 결정질 규산염이 외부로 이동하는 이론인데, 중심부와 외곽부의 방출 속도 차이만 증명하면 원반풍의 존재가 바로 확인된다고 볼 수 있는 건가요? 아니면 다른 변수가 있을 가능성이 있나요?'입니다.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 우선, 첫 번째 질문이... 죄송합니다.

<질문> (온라인 질의 대독) 우리 태양계처럼 지구형 행성이나 혜성이 있는 경우가.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 대부분의 별들은 행성계를 가질 것이라고 예측이 됩니다, 아주 뜨거운 별이 아닌 이상은. 아주 뜨거운 별은 주위의 물질들을 데워서 모두 날려버리기 때문에 행성이 만들어지기는 어렵습니다. 하지만 대부분의 별 주변에는 행성계가 만들어질 것이고, 그리고 무거운 별 주변에는 더 두꺼운 원반이 만들어지기 때문에 원반의 온도 분포는 중심으로부터 바깥쪽으로 갈수록 차가워지기 때문에 먼지만 존재하는 곳, 얼음이 둘러싸인 맨틀을 가지고 있는 먼지가 있는 곳, 그리고 바깥쪽의 완전 얼음, 굉장히 차가운 영역까지 쫙 분포를 하기 때문에 얼음층을 가지고 있지 않은 먼지들이 존재하는 곳에서는 지구 형상이 만들어지고요. 그리고 얼음층을 가지고 있는 먼지가 존재하는 곳에서는 거대행성들이, 우선은 핵을 만들어야만 그다음에는 기체를 끌어들여서 기체행성이 되는 것입니다.

그래서 거대행성들 중심에는 얼음핵이 존재합니다. 그래서 먼저 얼음덩어리들이, 그러니까 얼음과 먼지덩어리들이 합쳐져서 핵을 만들고 그리고 주변의 기체물질들을 끌어들여서 기체, 거대한 기체행성을 만들기 때문에 이러한 태양에서 보여지는 행성계의 시스템을 일반적으로 다른 별 주변에서도 가질 것이라고 생각이 됩니다.

그렇기 때문에 보여드린 이런 규산염 결정화 과정이 물리적으로 그리고 동역학적으로 생각 그리고 또 화학적으로 생각해 볼 때는 자연적으로 일어나야 되는 그런 현상이라고 생각이 됩니다.

두 번째 질문은... 죄송합니다, 제가.

<질문> (온라인 질의 대독) 원반풍 존재 증명 과정 좀 상세하게.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 원반풍은 사실 다양하게 만들어질 수가 있습니다. 조금 전에 말씀드린 것처럼 원반에서, 사실은 제가 설명 안 드린 것이 원반과 바깥쪽 물질들이 자기장 선에 의해서 연결되어 있습니다. 그래서 원반이, 원반에서 바람이 불어서 나가면 그것이 자기장을 따라가면서 자기장으로부터 에너지를 얻어져서 가속이 됩니다. 그에 비해서 만약 이런 자기장이 없는 곳에서는 중심에서 태아별로 나오는 에너지가 높은 광자들이 원반 표면을 데우면, 더워지면 물질들이 이제 바람을 일으키게 되는 거죠. 그렇게 바람을 일으킬 수도 있습니다.

하지만 그때는 원반이 가지고 있던 각운동량만큼의 에너지를 가지고 원반풍이 만들어집니다. 그렇기 때문에 원반풍의 속도, 질량 이런 것들을 계산을 하면 거기에 담겨 있는 각운동량을 계산할 수 있습니다. 조금 어렵죠.

그래서 원반 자체가 만들어 낼 수 있는 각운동량과 이 분출류가 가지고 있는 각운동량을 비교하면 원반, 이런 제가 관측한 원반풍에 의한 것인지, 아니면 단지 중심에서 나오는 빛 입자에 의해서 가열돼서 만들어진 원반풍인지 구별을 할 수가 있습니다.

그런데 제가 관측한 이거는 자기 유체 역학적으로 만들어지는 원반풍을 의미합니다. 이게 너무 길고 어려워서 제가 생략을 했는데 굉장히 중요한 질문을 하셨다고, 과학적으로는 굉장히 중요한 질문이 되겠습니다.

<답변> (사회자) 그럼 이것으로 질의응답 시간을 마치겠습니다. 오늘 브리핑의 보도 시점은 1월 22일 목요일 새벽 1시입니다. 국제 엠바고인 만큼 보도 시점까지 가판과 PDF, 온라인 등에 노출되지 않도록 다시 한번 각별히 유의해 주시기 바랍니다. 감사합니다.

<답변> (이정은 서울대 물리천문학부 교수) 감사합니다.

<끝>

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