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| 초거품 구조의 대표격인 N70 성운 |
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1. 개요
초거품 / Superbubble초거품 또는 초껍질(SuperShell)은 최소 수십 광년에서 최대 수천광년에 달하는 거대한 공간을 둘러싸고 있는 거품 구조로 주변 지역보다 상대적으로 낮은 전자밀도와 높은 온도로 구분되어진다.
2. 상세
일반적인 경우엔 초거품(SuperBubble)과 초껍질(Supershell) 모두 동의어로 취급되지만, 엄밀하게 말해서 두 단어는 각각 다른 의미를 가지고 있다. 먼저 초거품은 10 ~ 100 파섹의 크기를 가지는 상대적으로 작은 구조이다. 이런 거품구조가 수 개 모여있거나, 과도하게 확장되어 1,000 파섹 이상의 크기를 가지고 있는 초거품 구조를 따로 초껍질이라고 부른다.앞서 상술했듯이 초거품은 주변 지역보다 상대적으로 낮은 약 0.005 cm−3의 전자밀도와 106 K라는 상대적으로 높은 온도로 주변의 차가운 지역과 구분되어진다. 이는 초거품의 형성과정과 밀접한 관련이 있는데, 수개에서 수십개에 달하는 고질량 항성의 막대한 에너지의 항성풍 또는 여러번의 연쇄적인 초신성 폭발에 의해 형성된다고 알려져 있다.[1] 실제로 초거품 구조는 분자운 복합체나 별 형성지역 또는 그 인근 지역에서 주로 관찰되며 대표적으로 오리온자리-에리다누스자리 초거품이 있다. 즉, 쉽게 말해서 연쇄적인 초신성 폭발 또는 강한 항성풍으로 인해 주변에 존재하는 성간가스등의 성간물질이 충격파에 의해서 바깥쪽으로 쓸려지면서 그 자리엔 성간물질의 밀도가 상대적으로 적은 공동이 형성되고, 일부분의 남아있는 가스는 이온화된 상태로 남아있어 상대적으로 높은 온도를 가지게 된다.
또한, 상대적으로 어린 초거품의 경우 상대적으로 팽창비율이 높아 성간가스가 쓸려지는 과정에서 충돌하게 되는데 이 과정에서 자외선 또는 X선이 관찰되며 이렇게 뜨거워진 성간물질은 이온화되어 가시광선과 적외선 및 전파 파장에서도 관찰할 수 있게 된다. 이후 계속된 진화와 확장으로 인해 팽창비율이 더뎌진 1,000만년 이상의 나이를 가진 오래된 초거품의 경우 성간가스가 전보다 더 조용해지면서 점차 어두워지다가 광학적 관찰이 불가능할 정도로 흩어지지만, 수소선(21cm선)을 통한 분광관측에서는 그 존재가 식별되며 특히나 주변환경과 대조되는 전자밀도, 온도로 그 존재가 확실히 드러나게 된다. 이러한 관측으로 발견된 것이 태양계 주변에 위치한 초거품들인 Loop I, Loop II, Loop III이다.
즉, 초거품 구조는 사실상 주변 공간에 비해 비어있는 공동의 역할을 하게 되는데, 2000년대 들어 페르세우스자리 분자운같은 분자운이 과도하게 진화된 초거품 사이로 성간물질이 이동하여 별 형성이 촉진될 수 있다는 주장이 제기되었고 이를 굴뚝(chimney) 구조 또는 터널(Tunnel) 구조라고 부른다.
초껍질(Supershell)은 단일 초신성 또는 단일 고질량 항성이 항성풍의 형태로 방출하는 총 에너지인 약 1051 erg보다 10에서 1,000배 더 많은 1052~54 erg의 에너지가 필요하기 때문에 일반적으로 국지적(Local) 규모의 별 형성보단 대규모(Major)의 별 형성에서 자주 관찰된다. 특히, 수백에서 최대 수만개의 OB별이 포함되는 폭발적 항성생성지역에서는 기본적으로 수십에서 수백개의 초신성 폭발이 연속적으로 발생할 수 있기 때문에 초껍질 구조가 형성되기에 딱 알맞은 지역이다. 대표적으로 대마젤란은하같은 경우 은하 원반에서 10개 이상의 초거품 구조가 관찰되었으며 특히 LMC-4 초껍질같은 경우 무려 1,400 파섹에 달하는 장대한 크기를 가지고 있는 것으로 유명하다.
3. 관련 문서
[1] 당연하게도 초신성 폭발은 에너지가 한번에 방출되는 반면 고질량 항성의 항성풍은 별의 일생에 걸쳐 상대적으로 느리게 에너지가 방출되기 때문에 초신성 폭발로 인해 형성된 초거품은 항성풍으로 인해 형성된 초거품보다 훨씬 더 큰 경향이 존재한다.