갈색왜성 (Brown Dwarf)
쉽게 풀면
별이 되기에는 너무 가볍고 행성이라기엔 너무 무거운, 별과 행성 사이의 애매한 천체입니다. 별이 되기에는 질량이 부족하고 행성이라 하기에는 너무 무거운, 별과 행성 사이 어딘가에 걸쳐 있는 애매한 천체예요. 너무 어두워서 처음 예측된 지 수십 년이 지난 1995년에야 처음으로 실제 관측을 통해 존재가 확인되었어요. 표면온도가 낮아 가시광선보다는 주로 적외선으로 관측되며, 시간이 지나며 계속 식어가기만 할 뿐 다시 밝아지지는 않아요. 갈색왜성이라는 이름과 달리 실제 색깔은 갈색이 아니라, 온도에 따라 짙은 자주색이나 마젠타색에 가깝게 보일 것으로 예측돼요.
왜 중요한가
갈색왜성은 별과 행성 사이의 질량 간극을 메우는 천체로, 그 개체 수와 질량 분포가 초기질량함수가 저질량 쪽에서 어떻게 끝나는지를 결정하며 별 생성 이론의 시험대가 됩니다. 대기가 외계행성과 비슷한 온도 범위에 있으면서 관측하기 쉬워, 외계행성 대기 모형과 구름 물리를 검증하는 대리 표본으로 활용됩니다. 갈색왜성은 질량이 태양의 약 8% 미만이어서 중심 온도가 수소를 안정적으로 태울 만큼 오르지 못하고, 대신 중수소 핵융합만 짧게 일어나다가 서서히 식어가는 별과 행성 사이의 중간 천체입니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
갈색왜성이 완전한 항성과 달리 제한적인 핵융합만 겪는다는 물리적 특징을 설명한다.
관측을 통해 준항성체의 물리적 특성을 규명한 연구이다.
조금 더 깊게 보면
갈색왜성은 약 13 목성질량 이상에서 중수소 융합이 일어난다는 이론적 기준으로 행성과 구분하지만, 이 경계는 형성 과정과 무관한 편의적 정의이며 실제 관측으로 중수소 연소 여부를 확인하는 것은 거의 불가능합니다. 나이가 들수록 식어 가므로 같은 질량이라도 온도와 분광형이 계속 변해, 온도만으로는 질량을 정할 수 없고 나이가 함께 필요합니다(질량-나이-광도 축퇴). 초기 M형 별과 늙은 갈색왜성, 젊은 갈색왜성과 무거운 행성은 스펙트럼이 겹치므로 분광형만으로 정체를 단정하면 안 됩니다.
주의할 점
갈색왜성은 시간이 지나며 계속 식어가는 천체로, 항성처럼 장기간 안정적으로 빛나는 에너지원을 갖지 않는다는 점에서 항성과 근본적으로 다르다.