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적색 초거성 대기의 비대칭 구조 발달을 밝히는 KVN 관측 성공 2018-07-09

■  태양보다 8배 이상 무거운 별도 그보다 가벼운 별과 마찬가지로 진화의 최종 단계에서 수축 팽창을 반복하며 별 외곽의 물질을 우주로 방출한다. 한국천문연구원(원장: 이형목)이 운영하는 한국우주전파관측망인 KVN은 높은 주파수 대역인 129 GHz의 일산화규소(SiO) 메이저선 전파의 고정밀 영상관측을 세계 최초로 성공하고 메이저선 펌핑 메카니즘을 밝혔다. 또한, 일산화규소와 물 메이저선의 동시 관측을 통해 항성풍 안쪽 구상의 대칭적인 물질 흐름이 물 메이저 영역에서는 비대칭 흐름으로 바뀌는 결과를 얻었다. 이는 항성의 마지막 진화단계에서 나타나는 대기의 비대칭 구조 발달 과정은 물론 많은 비대칭 모습을 보이는 행성상 성운으로의 진화 과정을 이해하는데 중요한 정보가 된다.
 

□ 지구로부터 약 5,200광년 떨어진 초거성‘VX Sgr’에 대한 일산화규소와 물 메이저선의 동시 관측 결과, 중심별 근처에서 발생하는 일산화규소의 4개 주파수 대역(43/42/86/129GHz) 메이저선의 공간분포는 둥근 구조를 보이지만, 중심별에서 멀리 떨어진 곳에서 나오는 물 메이저선 분포는 바깥쪽으로 많이 퍼진 비대칭 구조를 보이는 것을 알 수 있다. (그림 1).


□ 이는 별에서 방출되는 물질이 균질하지 않은 먼지층을 밀어내는 과정에서 비대칭적 흐름으로 변하는 현상을 일산화규소와 물 메이저를 통해 관측한 것이다. 이 결과는 별의 마지막 진화단계에서 아직 해명되지 않은 항성풍의 비대칭적 발달과 먼지층과의 관계 및 질량 방출 원리를 연구하는데 중요한 정보를 제공한다. 특히 이런 항성풍의 비대칭적 발달이 태양 질량의 8배 이하인 별들의 마지막 진화단계에서 어떻게 비대칭적 행성상 성운으로 진화하는가에 대한 실마리도 제공한다.


□ 아울러 초거성 ‘VX Sgr’ 주변에서 발생하는 129 GHz SiO 메이저가 중심별이 광학적으로 가장 밝아졌을 때 링 크기도 가장 크게 변하는 것을 밝혔다(그림 3). 이는 129GHz SiO 메이저 발생 원리가 주로 중심별에 의한 복사적 펌핑 메카니즘에 근거하고 있음을 나타낸다 (참고자료 4 참조).


□ 연구진을 이끄는 한국천문연구원 조세형 박사는 “KVN은 3개 망원경에 의한 가장 기본적인 관측망이지만 22/43/86/129 GHz의 4개 주파수 대역을 동시에 관측할 수 있는 독특한 시스템이어서 세계적으로 경쟁력 있는 관측연구 결과를 보여준 것이다”라고 전했다.


□ 연구진은 2015년부터 KVN을 활용한 연구를 위해 ‘만기형 별’, ‘활동성 은하핵’, ‘별 탄생 영역’ 분야로 핵심과학연구 과제를 추진하고 있다. 이번 연구결과는 만기형별 분야 연구 성과의 하나로 영국에서 발간되는 online 저널인 Nature Communications 6월 28일 게재됐다. 해당 연구는 조세형 박사, 윤영주 박사, 윤동환 박사과정 학생, 서호주대학 Richard Dodson, María Rioja 박사와 일본 가고시마대학 이마이 히로시 교수 등의 공동연구로 진행되었다.


관련 그림]

그림

그림1

 그림 1. 만기형 초거성 ‘VX Sgr’ 중심별 주변에서 발생하는 22 GHz 물(H2O) 메이저와 43/42/86/129 GHz 일산화규소(SiO) 메이저에 대한 KVN 동시관측 영상 (2016년 3월 관측). 중심별 근처의 구상으로 분포하는 SiO 메이저(오른쪽 박스 그림)가 대칭적인 링 구조를 보이며 더 멀리 떨어진 먼지층 위에서 발생하는 물 메이저(가운데 박스 그림)는 넓게 퍼져 있는 비대칭적 모습을 보인다. 중심별은 원형 SiO 메이저의 중심에 위치한다 (X 표시). 이는 중심별로부터 구상의 항성풍이 먼지층을 거쳐 물 메이저가 나오는 영역에서는 넓게 퍼져 비대칭적으로 발달하고 있음을 보여준다. 맨 왼쪽은 SDSS(Sloan Digital Sky Survey)의 광학 이미지(SIMBAD 제공).



그림2

 그림 2. 만기형 초거성 ‘VX Sgr’ 주변에서 처음으로 얻어진 129GHz SiO 메이저 분포를 관측일자별로 추적한 모습. 이들이 분포하는 메이저 링(점선 원) 크기가 관측 일자에 따라 변화하고 있음을 보여준다. 실선의 링은 2016년 3월 27일 관측한 것으로 비교를 위한 것이다.



그림3

그림 3. 별 맥동의 광학적인 주기에 따라 각 주파수별 SiO 메이저 링 크기를 관측일자별로 추적한 그림 (43 GHz 메이저: 남색, 42 GHz 메이저: 적색, 86 GHz 메이저: 황색, 129 GHz 메이저: 하늘색). 129 GHz 메이저의 링 크기가 가장 크고 또 관측 일자에 따라 가장 잘 변화하고 있음을 보인다. 즉 129 GHz 메이저는 광학적으로 가장 밝아졌을 때 그 링 크기도 가장 크게 변하고 있음을 보여 둘 사이 좋은 상관관계가 있음을 보여준다.

 

 

 

[논문 및 연구그룹] 
○ 논문
 - 게재지 : 영국과학저널 Nature Communications (Online)
 - 제목 : Astrometrically registered maps of H2O and SiO masers toward VX Sagittarii
 - 제1저자 : Dong-Hwan Yoon 
 - 교신저자 (제2저자) : Se-Hyung Cho 
 - 게재일자 : 2018년 6월 28일


○ 연구 그룹
 - 조세형 (한국천문연구원 명예연구원, 연세대학교 객원교수)
 - 윤영주 (한국천문연구원 선임연구원)
 - 윤동환 (한국천문연구원 학생연수원, 서울대 박사과정)
 - Richard Dodson 와 María Rioja 박사 (서호주대학)
 - 이마이 히로시 (일본 가고시마 대학교 교수)
 - 최윤경 (독일 막스플랑크 연구소 방문연구원)
 - 김재헌 (상해천문대 박사후 연수원)
 - 양하늘 (한국천문연구원 학생연수원, 서울대 박사과정) 등



[참고 자료 1]  KVN (Korean VLBI Network, 한국우주전파관측망)
 한국천문연구원이 운영하는 KVN은 서울 연세대, 울산 울산대, 제주 탐라대에 설치된 21m 전파망원경 3기로 구성된 VLBI(초장기선 전파간섭계, Very Long Baseline Interferometry) 관측망이다. KVN은 22/43/86/129 GHz의 4개 주파수 대역을 동시에 관측할 수 있는 세계 유일의 시스템이다. VLBI란 수 백~수 천 킬로미터 떨어진 여러 대의 전파망원경을 연결해 같은 천체를 동시에 관측해 전파망원경이 떨어진 거리에 해당하는 구경 만큼의 효과를 얻을 수 있는 장비다. VLBI를 이용하면 허블 우주망원경, 스바루 망원경 등 대형 광학망원경보다 수십 배 이상의 높은 해상도로 천체를 관측하는 것이 가능하다. KVN은 3기를 연결한 간섭계뿐만 아니라 각 각의 단일 망원경으로도 사용할 수 있다.
- KVN 홈페이지 주소 : https://radio.kasi.re.kr/kvn/kvn.php


[참고 자료 2] 적색초거성 ‘VX Sgr’
 태양보다 약 8배 이상 무거운 별을 초거성이라고 한다. 초거성은 항성 진화의 마지막 단계로 접어들면서 부피가 커지고 역학적으로 불안정해지면서 맥동을 통해 별 내부에서 생성된 중원소를 우주 공간으로 방출하기 시작한다. 이때 별 주변 외피층으로부터 일산화규소(SiO), 물(H2O), 수산화기(OH) 분자의 강한 메이저선이 방출된다. 이번에 관측한 초거성 ‘VX Sgr’는 맥동 주기 약 732일의 변광성으로 위 세 분자의 메이저선을 함께 내는 대표적 천체이다. 이 별의 크기는 반경이 약 6.9 AU 정도이다.
  ※ 1AU는 약 1.5×108 km


[참고 자료 3] 메이저(MASER, microwave amplification by stimulated emission of radiation)
 분자나 원자는 안정된 상태에서 낮은 에너지 레벨에 더 많은 확률로 분포하고 있지만 외부의 어떤 자극(pumping)에 의해 높은 에너지 레벨의 분포가 낮은 에너지 레벨의 분포보다 많아지는 에너지 레벨 분포의 역전(inversion)이 일어날 수 있다. 역전이 일어나면 이 매질을 통과하는 빛이나 전파는 거리에 따라서 지수함수적으로 세기가 증폭된다. 이런 과정을 통해서 생성된 전파는 특정한 주파수에서 매우 강한 간섭성(coherence)을 보인다. 우주에서는 주로 만기형별, 별 탄생 영역, 활동성 은하에서 방출되며 이들을 천문메이저(astronomical MASER)라고 부른다. 만기형별에서 발생하는 천문메이저는 별의 맥동 주기에 따라서 세기가 변하기도 하며 분자의 종류나 그 천이선(들뜸에너지)별로 서로 다른 공간분포를 보여준다. 이를 통해 별 주변의 동역학적 특성을 연구할 수 있다. 메이저는 레이저와 파장 대역이 다르지만 발생 원리는 동일하다.


[참고 4] SiO 메이저의 펌핑 메카니즘
SiO 메이저 현상이 일어나려면 SiO 분자가 외부의 어떤 자극(pumping: 펌핑)에 의해 높은 에너지 레벨의 분포가 낮은 에너지 레벨의 분포보다 많아지는 역전(inversion)이 일어나야 한다. 지금까지 SiO 메이저 현상은 이러한 펌핑 메카니즘으로 SiO 분자와 다른 분자 (수소분자 등)와의 충돌에 의한 것과 중심성으로부터의 복사에 의한 것 두 가지 메카니즘이 논쟁 중에 있었다. 그러나 이번 VX Sgr에서 129 GHz SiO 메이저는 복사에 의한 메카니즘이 지배하고 있음을 처음으로 명확히 한 것이다.



[참고 5]  논문 및 연구그룹


○ 논문
 - 게재지 : 영국과학저널 Nature Communications (Online)
 - 제목 : Astrometrically registered maps of H2O and SiO masers toward VX Sagittarii
 - 제1저자 : Dong-Hwan Yoon 
 - 교신저자 (제2저자) : Se-Hyung Cho 
 - 게재일자 : 2018년 6월 28일


○ 연구 그룹
 - 조세형 (한국천문연구원 명예연구원, 연세대학교 객원교수)
 - 윤영주 (한국천문연구원 선임연구원)
 - 윤동환 (한국천문연구원 학생연수원, 서울대 박사과정)
 - Richard Dodson 와 María Rioja 박사 (서호주대학)
 - 이마이 히로시 (일본 가고시마 대학교 교수)
 - 최윤경 (독일 막스플랑크 연구소 방문연구원)
 - 김재헌 (상해천문대 박사후 연수원)
 - 양하늘 (한국천문연구원 학생연수원, 서울대 박사과정) 등




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