칼럼 [칼럼] 먼지 원반으로의 여행

편집간사 2017.05.01 14:41 조회 수 : 6149

Institute of theoretical physics and astrophysics, Kiel Univ에서 천체물리학을 공부하고 있는 김민재 회원님의 먼지원반에 관한 천체물리학 관련 칼럼입니다.

 

 

먼지 원반 (Debris Disks) 으로의 여행
 
Minjae Kim (김민재)
ITAP, Kiel Univ., Germany (이론물리 및 천체물리학 연구소, 킬 대학교, 독일)
 
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인간이 정착할 수 있는 지구와 비슷한 행성을 찾는 것, 이는 인류의 오랜 숙원 이자 앞으로도 끊임없이 바랄 인간의 마지막 꿈이 아닌가 합니다. 또 다른 지구를 찾기 위해서 우리는 별의 일생 일대를 추적해 볼 필요가 있습니다. 별이 쓸 수 있는 에너지는 별이 태어날때의 초기 질량에 따라서 운명이 이미 정해져 있기에, 아쉽게도 별의 모든 일생이 밝게 빛나는 것만은 아닙니다. 정해진 에너지를 다 쓰게 되면 별은 초라한 뒷모습 만을 남긴 채 마지막 발악을 하게 되고 결국 어둠속으로 자취를 감추게 되겠죠. 하지만 이는 또 다른 별의 재탄생을 부추기는 방아쇠가 될 수 있습니다. 별의 일생은 인간의 인생과 많이 닮아있습니다. 인간은 꾸준히 운동을 하고 약을 복용하면서 어느정도 수명을 늘릴 수 있죠. 물론 별 역시 수명을 늘릴 수 있는 방법이 있습니다. 우주는 상상할 수 없을 만큼 넓기 때문에 변수는 매우 많습니다. 우리가 알고 있는 대부분의 별들은 태양처럼 홀로 존재 하지 않고 2개이상의 별이 서로 공전하는 쌍성계에 포함되어 있습니다. 따라서 한 별의 수명이 다하면 다른 한별의 수명에도 영향을 미치게 됩니다. 정해진 궤도가 바뀌게 되면서 다른별에 흡수되어 (Swallowing) 더 큰 별이 될 수도 있고 또는 정해진 시간보다 훨씬 더 일찍 생을 마감할 수도 있습니다.

 
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오늘 알아보고자 하는 천체는 별의 나이가 중장년이 되어야만 볼 수 있는 천체 입니다. 태양계를 구성하고 있는 천체를 알아보면 중심 한 가운데에 (쌍성이 아니라 가정했을시) 위치해 있는 별 (S-tar), 그 별을 도는 행성 (Planet) 들, 그 행성을 도는 위성 (Sat-ellite), 왜행성 (Dwarf planet ) 그리고 다양한 크기의 미행성  및 각종 먼지 등이 있습니다. 지구에서 다른 태양계를 관측한다면 별과 가까운 부분은 밝게 빛나지만 별로부터 멀리 떨어진 부분은 빛보다 어둠에 훨씬 가깝습니다. 오늘의 주제이자 태양계에서 별과 조금 멀리 떨어져서 별을 크게 감싸고 있는 부분인 먼지 원반은 바로 이 어둠속에 있습니다. 토성 (Saturn) 은  누구나 좋아하는 멋진 띠를 두르고 있습니다. 그 띠를 별에 적용시켜서 별이 아주 큰 띠를 두르고 있다고 생각하시면 됩니다. 쉽게 말해서 별과는 약간 먼 거리에 형성되어 있는 고리 모양의 별을 둘러싸고 있는 원반이죠. 별을 둘러싸고 있는 띠도 시간이 흘러감에 따라서 진화를 하게됩니다. 초기에는 원시 행성계 원반의 형태로, 후기에는 먼지 원반의 형태로 진화하게 됩니다. 이 먼지 원반은 대부분 시간이 적당히 지난 (~ 10만년) 주계열성 (Main Sequence star) 의 태양계에 나타나며 (이 때문에 많은 먼지 원반 관련 시뮬레이션 코드는 대문자 M을 포함하게 됩니다) 무수한 먼지와 파편 등으로 이루어집니다. 2010년 현재 1000개 이상의 먼지 원반이 주계열성 주위에 존재하는 것으로 확인되었습니다. 가장 유명하고 정확히 관측된 먼지 원반으로는 포말하우트  (Fomalhaut, 그림1) 별의 원반이 있습니다. 아주 이례적인 예로 중성자별을 둘러싸고 있는 먼지 원반도 발견되었습니다. 이는 조금 더 연구가 필요할 듯 보입니다. 이유는 차차 설명하겠습니다. 
 
먼지 원반의 거의 대부분은 먼지와 미행성으로 이루어져 있습니다. 그럼 먼지가 우주에서 왜 중요할까요? 우주공간은 아무것도 없어 보이지만 무수히 많은 먼지와 파편, 그리고 많은 종류의 가스들이 존재하고 있는데 이러한 물질들을 바로 성간물질라고 합니다. 이러한 모든 물질들이 모여 덩어리가 되어 있는 것을 우리는 성운이라고 합니다. 성간 물질 (Interste-llar medium) 에서 먼지는 서로간의 열열학적, 화학적인 상호작용을 하게 됩니다. 특히 별의 형성과정에 아주 중요한 역할을 합니다. 
우리가 만약 우주에 있는 모든먼지를 걷어낼 수 있다면 밤하늘의 별빛은 지금보다 훨씬 더 밝을 것입니다. 먼지는 짧은 파장의 빛 (가시광선) 을 약화시키고 (흡수 : Absorption) 다시 이를 조금 더 긴 적외선 파장으로 내뿜기 때문입니다 (재방출 : Re-emission). 따라서 적외선 망원경은 먼지 관측에 아주 중요한 도구가 됩니다. 요즘 가장 활발한 연구가 진행되고 있는 분야 중 하나인 빅뱅이론 연구에서도, 먼지는 우주 배경 복사 (Cosmic microwave background : CMB) 에 관여 를 합니다. 따라서 우주에 어떤 성분의 먼지가 있고, 그 먼지의 크기 그리고 분포도는 어떤가 알아내는 것은 천문학에서도 가장 중요한 분야중 하나라고 할 수 있습니다. 
 
그렇다면 오늘의 주제인 이 먼지 원반은 왜 중요한 걸까요? 먼지 원반이 중요한 이유를 살펴보려면, 이들의 형성과정을 알아야 합니다. 먼지원반의 형성과정은 그동안 천문학에서 끊임없이 주장되어온 평범한 행성들의 형성과정으로 충분히 설명 됩니다. 행성이 형성되려면, 먼저 별이 형성되어야 합니다. 별의 형성에 가장 중요한 힘은 중력입니다. 엄청난 밀도의 분자구름 일부분이 동그란 구의 형태로 붕괴 되면서 별로 변하기 시작합니다. 이를 중력 붕괴라고 부르는데, 이 중력 붕괴가 일어난 부분은 결국 태양으로 변할 것입니다. 엄청난 밀도 덕분에 이부분의 질량은 태양의 최고 1000배정도 무거워 질 수 있습니다. 각운동량 보존 법칙  에 따라 성운은 붕괴하면서 회전 속도가 빨라지게 되고 성운 내 물질이 뭉치며 물질 내부에 있는 원자는 더욱 자주 충돌하기 시작합니다. 내부의 충돌은 열 형태로 에너지를 방출하게 됩니다. 약 10만 년에 걸쳐 중력, 압력, 자기장, 원반의 회전 등으로 발생한 에너지 때문에 구 형태로 압축되어 있던 성운은 평평해지게 됩니다. 그 중앙부분에는 뜨겁고 밀도 높은 원시별이 생겨나게 되고 이 원시 별이 주계열성이 되기전까지 가장자리부분은 반지름 200 천문단위 (AU ) 정도의 초기 원반으로 진화하게 됩니다. 이 초기원반형태를 우리는 원시 행성계 원반 (Protopla-netary disk) 이라고 부릅니다. 원시 행성계 원반이 태양계를 둘러싸고 있을땐, 아마도 행성 형성 과정이 다 끝나지 않은 단계일겁니다. 이 원반의 중앙엔 중심부 원시별 주위를 도는 먼지 알갱이들과 가스가 서로 뭉치거나 상호작용을 하게 되는데 이를 우리는 강착 (accretion)  현상이라고 부릅니다. 이 이론에 따르면, 됩니다. 작은 먼지들이 서로 뭉쳐서 미행성 크기의 천체가 되고, 질량이 점점 커지면서 주변의 수소와 헬륨을 효과적으로 끌어당길 수 있습니다. 행성들과 수많은 먼지들은 결국 태양에서 바깥쪽으로 뿜어져 나오는 복사압력과 태양풍등의 영향으로 점점 바깥으로 밀려나게 되고 적당한 거리를 유지하며 태양계를 공전하게 됩니다. 이로써 행성들의 기본적인 성장 은 끝을 맺게 됩니다
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물리학적으로 투명도를 측정할때 광학적 두께 (혹은 광학적 깊이) 라는 용어를 사용하는데 이는 경로 상에서 산란되거나 흡수된 빛의 일부분에 대하여 log형태로 정의합니다. 광학적 깊이는 쉽게 생각해서 우리 시선이 어디까지 뚫고 들어갈수 있느냐에 해당하는것이고 따라서 광학적 두께는 불투명도라고 생각하면 됩니다. 광학적 두께가 얇다는 건 불투명도가 작다는 뜻 (= 투명하다) 이므로 시선이 더 깊은 곳까지 뚫고 들어갈 수 있습니다. 반대로 광학적 두께가 두껍다는 것은 불투명도가 크다는 말이므로 시선이 깊은곳 까지 들어 가기 힘듭니다. 원시 행성계 원반은 자욱한 가스로 둘러 쌓여 있어서 빛이 자유롭게 뚫고 나가기 어렵습니다. 따라서 이를 물리학에서는 높은 광학적 두께라고 표현합니다. 밀도가 높은 가스들이 가득하기에 나아가려는 빛이 점점 흡수되고 자유롭게 움직일 수 없습니다. 반면 태양계 가운데 별이 주계열성  으로 진입하고 난 후 일정시간이 지나면 (보통 10만년의 시간이 지난후) 이 원시 행성계 원반은 전혀 다른 형태로 진화하게 됩니다. 대부분이 먼지로 이루어진 이 원반은 어마어마한 양의 가스를 품은 원시 행성계 원반과는 다르게 가스함량이 매우 적습니다. 우리는 이 원반을 먼지 원반 (Debris disk) 라고 부릅니다. 먼지원반에는 가스가 거의 없고 먼지나 미행성들만 남은 관계로 낮은 광학적 두께를 가지게 됩니다. 먼지나 미행성들은 서로 끊임 없이 충돌하지만 빛이 전혀 방해 받지않고 자유자재로 통과할 수 있는 환경입니다. 이처럼 먼지 원반은 투명한 대기를 가지고 있기에, 복잡한 재산란현상은 무시가능 합니다. 따라서 빛의 플럭스 (Flux) 를 예상할때도 훨씬 간단합니다. 먼지 원반 (Debris disk) 을 한마디로 표현하자면 “충돌하는 먼지나 파편으로 이루어진 텅빈 원반” 이라고 할 수 있을것 같습니다.
 
우리 태양계에도 먼지 원반으로 의심되는 2개의 천체가 있습니다. 바로 소행성띠 (Asteroid belts) 와 카이퍼벨트 (Kuiper Be-lts) 라고 불리우는 천체입니다. 소행성띠 (소행성대) 는 화성 궤도와 목성 궤도 사이의 영역으로 미행성과 먼지들이 많이 있는 영역입니다. 소행성띠는 그림 3과 같이 도넛모양으로 생겼습니다. 최초로 발견된 세레스 왜행성  을 비롯하여 수백만 개의 소행성이 이곳에 있을 것으로 짐작되지만 우주선이 지나가도 부딪칠 염려가 없을 정도로 거의 비어있다고 봐도 무방 합니다. 카이퍼대 (에지워스 카이퍼띠 : Kuiper Belts, Edgeworth-Kuiper Belts) 는 해왕성 궤도보다 바깥쪽의 황도면  부근에 있습니다. 카이퍼대의 바깥쪽 경계는 아직 불분명 하지만, 연속적으로 오르트 구름  에 이어져 있다고 생각됩니다. 얼음과 운석들의 집합체로 거대한 띠 모양을 이루면서 태양의 주위를 돌고 있습니다. 각각의 형성과정에 대해서는 의견이 분분하지만 소행성띠는 목성의 섭동현상 (Perturbation) 에 의해서 행성이 되지 못한 먼지들과 미행성들이 모여서 띠를 이루고 있다고 생각되어 집니다. 카이퍼벨트 역시 행성이 되지 못한 먼지들과 미행성들의 집합으로 이루어 졌는데, 다만 이 벨트의 미행성들은 바깥태양계의 밀도가 매우 낮아서 행성 형성에 실패한것으로 보고 있습니다.
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그렇다면 우리는 오늘날 왜 먼지 원반에 대해서 관심을 가질까요?  온도가 높은 별들은 바깥쪽으로 뿜어져 나오는 복사압력과 태양풍등의 영향으로 먼지 원반을 날려 버리기에, 먼지 원반이 버틸 수가 없는 환경입니다. 따라서 먼지원반은 항상 적당한 온도의 주계열성주위에만 존재합니다. 먼지 원반을 구성하고 있는 먼지들은 Km사이즈의 미행성 (Planetesimals) 이라고 불리우는 천체간의 지속적인 충돌로 인해서 만들어진다고 믿고 있습니다. 미행성 중 행성이 되지못하거나 상대적으로 빠른 시기에 (~ 10 만년) 빠져나와서 살아 남은 경우, 서로 상호간의 충돌이나 (아마도) 혜성타입의 천체반응을 통해서 끊임없이 먼지 원반을 구성하기 시작합니다. 따라서 먼지 원반은 행성 형성의 또 다른 잔재라고 볼 수 있습니다. 실제로 먼지 원반 안에 행성이 있다고 발견되는 경우도 있으며 많은 시뮬레이션 관측에서 이 행성들은 먼지 원반의 형태를 변화시키기도 합니다. 결과적으로 먼지 원반은 여러사이즈의 먼지부터 미행성 또는 행성을 포함 할 수 있기에 그 중 현재 진행중인 행성 형성 과정이 포함 되어있을 수도 있고, 여러 과정의 여러 형태의 천체가 먼지 원반안에 포함되어 있을 가능성이 큽니다. 
행성들의 형성이 모두 끝난 우리 태양계에도 활발히 진화하고 있는 먼지 원반이 있는 것처럼, 다른 오래된 태양계일지라도 먼지 원반은 활발히 활동 중 일 가능성이 큽니다. 먼지 원반이 있다는건 오랜 시간이 지난만큼 태양계 안의 몇몇 행성은 안정적으로 존재하고 있을 확률이 높습니다. 종합해보면 먼지 원반은 우리 태양계와 비슷한 온도의 태양을 찾고 또 지구와 비슷한 행성을 찾는데에 더없이 소중한 증거가 될 수 있겠죠. 또한 행성 형성 과정에 여러가지 제한조건을 (Constraint) 제시해 줄 수 있으며, 관측을 어떻게 효과적으로 할 수 있을지에 관한 많은 정보들을 얻을 수 있습니다. 먼지 원반을 찾고, 이 먼지 원반의 특징에 따라서, 행성이 어느 위치에 있는지 가늠할 수 있으며, 이 행성이 생명체가 살 수 있는 조건을 지닌 행성인지 아닌지 알 수 있습니다. 인류의 오랜 숙원이 이 먼지 원반의 존재에 따라서 해결 될 수도 있기에 먼지에 관한 연구는 천문학에서 점점 중요해지고 있습니다. 
먼지 원반에 관한 증거는 아주 많습니다. 그 중 가장 대표적인 증거는 분광에너지 분포도 (Spectral Energy Distribution; SED) 를 통해서 찾을 수 있습니다. 분광에너지 분포도 (SED) 란 별이나 천체가 내뿜는 에너지의 세기를 파장별로 나타낸 도표입니다. 한 세기 전 독일의 두 천체물리학자 막스 플랑크 (Max Planck) 와 빈 (Wien) 은 빛의 파장과 온도가 반비례하다는 위대한 법칙을 발견해 내었습니다. 빈이 실험 결과를 바탕으로 발표한 이 빈 변위 법칙 (Wien's dis-placement law) 은 다양한 (절대) 온도에 대한 파장 함수로써의 흑체  열 방출 강도를 표현하고 있습니다. 이는 흑체에서 빠져나온 파장 가운데 에너지 밀도가 가장 큰 파장과 흑체의 온도가 반비례한다는 것을 말합니다. 쉽게 말해서 차가운 온도의 태양은 긴파장을 (주로) 내뿜고 뜨거운 태양은 짧은 파장을 (주로) 내뿜습니다. 따라서 차가운 별일수록 빨간색에 가까운 파장을 내뿜고 이를 천문학적으로는 “빨간별”이라고 표현합니다. 반대로 뜨거운 별은 파란색에 가까운 파장을 내뿜고 이를 “파란별”이라고 표현을 합니다. 빨간 불꽃보다 파란 불꽃이 온도가 더 높은 걸 보면, 빨간 별보다 파란 별이 온도가 더 높다는 건 이론적으로 당연한 말입니다. 다시 말해서, 주계열성이 내뿜는 빛은 뜨겁기 때문에 낮은 파장의 빛 (가시광선)을 내뿜게 됩니다. 따라서 별로부터 직접 빛을 받는다면, 분광에너지 분포도에서 가시광선부분이 높게 표현되죠. 그런데 먼지는 태양이 내뿜는 빛을 흡수한 후 재 반사 하곤 합니다. 먼지가 빛을 흡수 한후 다시 내뿜을때 원래 온도보다는 낮은 온도의 빛을 방출 하게 되는데 이는 가시광선보다 긴 파장의 빛을 방출 한다는 말과 같습니다. 분광에너지 분포도에서 가시광선보다 긴 파장은 적외선입니다. 따라서 먼지가 존재한다면 적외선 (긴 파장) 파장의 활성화를 기대할 수 있습니다. 
 
정확히 이런 증거들이 많이 발견되었습니다. 이를 천문학에서는 적외선 과잉현상 (Infrared excesses) 이라고 표현 합니다. 가장 유명한 별중 하나인 베가 (Vega) 별에서도 이러한 증거가 발견되었습니다. 우리는 베가 (Vega) 별을 통해서 항성이 발산하는 빛 외에 적외선 영역을 통해 항성 주위에서 추가로 방출되는 총 2가지의 복사 에너지를 발견했습니다. 별이 홀로 존재할것이라고 믿었기에, 별이 내뿜는 적외선은 한군데 뿐일 것이라고 예상했던 천문학자들은 처음에 매우 혼란스러웠습니다. 이는 항성주위에 아무것도 없을거라던 종전의 예상을 깨는 엄청난 발견이었습니다. 대략 영하 180도의 온도를 가진 (그림5 의 파란 부분 ~ 100 micrometer 파장 근처) 미지의 물체는 무엇이었을까요? 지극히 낮은 온도이기에 열을 가진 광선이라고 생각하긴 어려웠지만, 이는 평범한 우주공간 (영하 270도 근처) 보다 90도나 높은 온도이기에 (지구보다) 이처럼 차가운 천체도 적외선을 방출 할 순 있습니다. 처음엔 소행성이라고 예상을 했지만 이는 불가능 한 설명이었습니다. 해당물체가 그만한 온도가 되려면 태양으로 부터 거리가 어느정도 멀어야 했고 약 80AU정도 떨어진 곳에서의 온도라고 계산되었습니다. 이 의문스러운 존재의 궁금증은 적외선 천문관측이 계속된 후에야 풀렸습니다. 다른 특정지역이 아닌 베가별을 둘러싼 원반 형태의 지역에서 방출 되고 있었던 것이었습니다. 많은 양의 먼지는 소행성이나 행성처럼 상대적으로 규모가 훨씬 큰 천체들보다 훨씬 더 많은 빛을 (Photon) 방출 할 수 있습니다. 많은 양의 먼지가 모이게 되면 훨씬 더 큰 표면적을 가질 수 있기 때문입니다. 많은 표면적은 더 많은 빛을 흡수 할수 있다는 말이고, 따라서 더 많은 빛을 방출 할 수 있습니다. 
 
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이 하나만으로도 엄청난 발견 이었지만 더 큰 성과가 있었습니다. 바로 이 적외선 방출로 인한 먼지크기의 예측이었습니다. 물체는 자신의 길이보다 더 긴 파장을 가진 광선을 방출 하지 못합니다. 따라서 먼지가 작을수록 파장이 짧기에, 이를 통해 작은 먼지가 큰 먼지보다 뜨겁다는 사실을 유추 할 수 있었습니다.
 
먼지 원반은 크게 세가지 방법으로 관측할 수 있습니다. 첫번째는 실제 관측입니다. 빛의 산란을 이용한 짧은 파장으로의 관측, 즉가시광선과 근적외선의 코로나 그래피를 이용한 관측이 있고 또 열적 태양광 방출을 이용한 긴 파장으로의 관측, 즉 중적외선과 밀리미터 파장을 이용하는 관측이 있습니다. 각각의 관측은 장단점이 있습니다. 짧은 파장으로의 관측은 더 좋은 해상도를 가질 수 있지만 더 많은 플럭스를 태양으로부터 받게됩니다. 짧은 파장으로의 관측은 작고 온도가 적당히 높은 먼지들을 관측할 수 있게 해줍니다. 따라서 짧은 파장으로의 관측은 같은 먼지 원반을 관측하더라도 긴 파장으로의 관측보다 먼지 원반이 더 크게 보입니다. 작은 크기의 먼지들은 먼지 원반 전체적으로 퍼져있기 때문입니다. 긴 파장으로의 관측은 큰 먼지들을 관측 할 수 있게 해줍니다. 긴파장으로의 관측은 온도가 낮기 때문에 먼지 원반의 반지 (Parent ring) 라고 불리우는 큰 먼지들이 주로 모여 있는곳을 볼 수 있습니다. 짧은 파장에서는 빛의 산란을 이용하는 편이 좋으며, 긴 파장에서는 열태양방출이 훨씬 더 효과적입니다. 한가지 주의해야 할점은 망원경의 분해 능력보다 더 작은 각도로 분해된 점광원은 분해되지 않는다는 점입니다. 망원경의 해상도는 간단히 λ/D 로 나타 낼 수 있는데 (λ : 관측 파장 (Wave-length), D : 망원경의 직경 (Diameter of the telescope’s objective)) 이 해상도는 라디안 (Radian) 의 단위로 표현되곤 합니다. 예를 들어서 녹색빛의 관측파장인 550nm  와 0.1 각초 (= 4.8 x 10-7 radia-ns) 의 해상도를 표현하고자 한다면, 우리는 D = 1.14 m의 직경 망원경이 필요합니다. 미행성과 먼지의 온도가 적외선 망원경에서 가장 잘 관측 되는점을 상기시켜 보면 적외선 망원경으로는 수 Km의 천체까지 밖에 관측 할 수 없습니다. 따라서 대부분의 미행성은 우리 인간이 가진 망원경으로는 관측할 수 없습니다. 또한 1각초  (Arcsecond) 보다 작은 분해능을 가진 최첨단 망원경일지라도 천문학적시상 (Astronomic-al seeing) 과 다른 대기 효과들 때문에 관측이 매우 힘들어 집니다. 
두번째는 이미 언급한대로 분광기 (Spectroscopy) 를 통한 관측입니다. 즉 분광기를 통해서 우리는 분광에너지 분포도 (Spectral Energy Distribution; SED) 를 얻을 수 있는데 천문학에서는 이 역시 관측이라고 표현합니다. 분광에너지 분포도를 이용하는 이유는 간단합니다. 태양계에 별만 존재하며 먼지 원반이 없을 경우, 먼지 원반이 태양계를 가득 덮고 있는 경우 또 먼지 원반이 단지 벨트 형태를 이루고 있는 경우 총 3가지의 분광 에너지 분포도가 모두 다르기 때문입니다. 그림 6에서도 볼 수 있듯이, 맨위의 그림과 같이 별만 있다고 가정 했을시, 가시광선 부분이 밝게 빛나는 걸 볼 수있습니다. 가운데 그림 처럼, 태양계가 원반 전체로 둘러 쌓여있다고 가정할경우, 가운데 아주 높은 온도 부터 가장자리까지 끊임없는 다양한 온도를 가지게 됩니다. 다양한 온도 = 다양한 파장으로 대입을 시킨다면, 가시광선부터 적외선까지 끊임없는 파장이 밝게 빛나는걸 확인 할 수 있을겁니다. 마지막 그림과 같이 먼지가 원반형태로 존재한다면, 가운데 밝게 빛나는 태양의 높은 온도와 적당히 낮은 먼지의 온도 두가지로 생각할 수 있습니다. 따라서 두군데의 파장이 특징적으로 관측 될 수 있습니다. 지금까지의 모든 적외선 과잉현상은 (IR excesses) 마지막 그림과 같은 형태로 발견되었습니다. 따라서 원반의 형태로 먼지가 존재한다고 유추 할 수 있었습니다. 실제관측은 이 예측을 가능하게 만들었습니다.  
세번째는 시뮬레이션을 통한 관측입니다. 컴퓨터에서 태양계와 비슷한 조건의 모든 환경을 시뮬레이션 코드 (Numerical codes) 로 작성한 후, 모든 초기 조건을 컴퓨터에 입력하여 시뮬레이션을 실행합니다. 시뮬레이션에서 볼 수 있는 이미지도 우리는 관측이라고 표현합니다. 이는 실제 관측과 비교해서 타당성을 얻을 수 있습니다. 시뮬레이션을 통한 관측은 제한조건을 걸어 두어 실제 망원경으로 볼 수 있는 비슷한 이미지를 볼 수 있으며 가시성 (Visibility) 을 계산하게 되면 실제 관측 가능성도 알 수 있습니다. 또 모든 파장별로 관측을 할 수 있기에 시간과 환경의 제약을 받지 않는 장점이 있습니다. 대부분의 천문학자들은 컴퓨터를 이용한 먼지 원반의 모델링 그리고 관측에 큰 시간을 쏟고 있기에, 시뮬레이션을 통한 관측은 앞으로도 끊임없이 이용될 것입니다. 
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먼지 원반 안에서 다뤄야할 물리학들을 알아 보자면, 크게 나눠서 1. 별의 중력 (Gravitational Force), 그리고 이와 반대방향으로 상호작용하고 있는 힘인 2. 별의 복사압 (Radiation Pressure) , 3. 태양풍 (Stellar Wind) 4. 미행성과 먼지간의 상호작용 및 충돌 (Collisions) 5. 별이 뿜는 전자기력에 대한 항력  (Drag Forces against Radiation Pressure) 과 태양풍에 대한 항력 (Drag Forces against Stellar Wind) 6. 먼지들의 승화작용 (Sublimation of dust) 7. 로렌츠 힘  (Lorentz force) 8. 행성과의 상호작용 (Interaction with planets) 9. 기타 다른힘 등이 있습니다. 
질량이 있는 물체는 중력의 영향을 받게 되듯이, 별 또한 중력의 영향에서 벗어 날 수 없습니다. 질량이 있는 별이 중력만 받게 된다면, 결국 별은 쪼그라 들것입니다. 하지만 별이 수축하지 않는 것은 중력에 역행하여 별 내부가 복사압에 의하여 지지되고 있기 때문입니다. 이러한 별의 중력과 복사압을 합쳐서 Photo-Gravitational Force (아직 용어가 한글로 번역이 되지 않아서 마땅한 용어를 찾기 힘들지만 별에 작용하는 가장 대표적인 두가지 힘인 복사압과 중력을 합친 표현입니다) 라고 표현합니다. 복사압은 천문학에서 가장 중요한 용어중 하나입니다. 복사압은 전자기파 또는 입자가 면에 미치는 정압력을 가리키는 용어입니다. 별이 빛 (photon) 을 내뿜을때 이 빛은 전자기파의 형태로 움직이게 됩니다. 따라서 전자기파가 별로 부터 나아갈 때는 항상 이 복사압을 내뿜게 됩니다. 즉 빛 (photon) 이 어떤 물체에 부딪혔을때 받게 되는 힘을 나타냅니다. 평면에 미치는 복사압은, 물체의 변형력과 마찬가지로 텐서 로 표시하고, 이 복사압이 있다는 것은 전자기파도 입자와 같이 운동량을 가지고 있다는 뜻이 됩니다. 복사압은 복사에너지를 빛의 속도로 나눈 값을 가지며 온도가 높은 별일수록 중력에 길항하는 커다란 부분을 차지하게 됩니다. 보통 크기가 큰 별들은 무겁고 온도가 높습니다. 무거운 별들에겐 큰 중력이 작용하고 따라서 큰 복사압이 내뿜어 집니다. 이 큰 복사압으로 인해서 먼지 원반의 먼지가 대부분 궤도 밖으로 날아가 버릴 수도 있습니다. 그래서 아주 큰 중력을 가진 중성자 별에서 먼지 원반이 형성 되는건 아주 드문 일입니다. 크기가 큰 미행성이 분해되거나 침식될 때 혹은 작은 입자들이 큰 물체로부터 분리되어 나올때, 이 Photo Gravitational Force (중력+복사압) 을 받습니다. 따라서 작은 입자들은 그들이 받는 중력에 대한 보상으로 복사압도 함께 받게되고 결국 멀리 날아가곤 합니다. 이 복사압이 너무 큰 경우엔 아예 궤도 밖으로 날아가 버리게 되겠죠. 궤도 밖으로 날아가 버린 입자들이나 먼지등을 전문용어로 ‘Beta-meteoroid’라고 합니다. 반대로 상대적으로 큰 크기의 먼지나 입자들은 같은 복사압에도 날아가지 않으므로, 먼지 원반안에 존재할 수 있게 됩니다. 이러한 입자나 먼지들을 ‘Alpha-meteoroid’라고 합니다. 
복사압은 중력과 반대 방향이므로, 바깥으로 퍼져 나가는 형태로 표현 할 수 있습니다. 태양계에는 바깥으로 퍼져 나가는 형태의 힘이 한가지 더 있습니다. 태양의 코로나, 플레어 같은 활동에 의해 순간적으로 엄청난 온도에 다다르게 되면 플라즈마 가 대량 방출되는데 이를 우리는 태양풍 (Stellar Wind) 이라고 부릅니다. 태양풍을 이루는 플라즈마들은 이미 대전되어 있는 상태이며 중성이 아닙니다. 복사압과 태양풍은 두 힘을 이루는 입자의 전달 형태가 다른데, 입자의 전달 형태가 전자기파인 경우 복사압이라고 부르며 지상에서 부는 바람과 같이 실제 힘 (Force) 을 가져 “평방미터당 몇g 중의 힘을 가졌다” 라고 표현합니다. 반면에 입자의 전달 형태가 플라즈마에 의한 태양풍은 실제 이러한 힘을 가지지 않습니다. 혜성의 꼬리가 태양계로 진입했을시에 태양의 반대 방향으로 향하는 것은 태양빛의 복사압과 태양풍에 의한 것입니다. 혜성이 태양에 가깝게 다가가면서 혜성 표면의 얼음이 승화되어 이온의 상태를 이루는데, 이 이온 상태의 물질들은 태양풍 (플라즈마) 의 영향으로 태양 바깥쪽을 향하게 되는것입니다. 이온 상태의 물질이 아닌 먼지들은 중성이기 때문에 태양풍의 영향을 받지 않고 복사압의 영향을 받아 역시 태양 바깥쪽을 향하게 됩니다. 
먼지 원반에서 가장 중요한 한가지 물리학을 고르자면, 충돌을 고를 수 있습니다. 매우 잦은 충돌이 항시 일어나기 때문이죠. 작은 먼지가 무수히 많은 먼지 원반안에서, 이 작은 먼지들이 어디서 오는가는 가장 큰 궁금증이었습니다. 짧은 수명에도 불구하고 (주로 복사압과 태양풍에 의해서 날아가 버리는경우) 끊임 없이 추가되는 작은 먼지 들은 도대체 어디서 오는 것 일까요? 정답은 큰 먼지들끼리의 끊임없는 충돌로 인해서 작은 먼지가 형성된다는 지극히 논리적인 설명으로 대체할 수 있습니다. 광학적인 한계 때문에 아주 큰 먼지들이나 미행성들을 우리가 볼 수 없지만, 이 잦은 충돌의 증거는 아주 많습니다. 
태양계 초기의 원시 행성계 원반은 가스로 가득 차 있기 때문에, 충돌이 일어나기에 좋은 조건이 아닙니다. 원시 행성계 원반의 입자들이 충돌하는 속도는 가스들에 의해 꾸준히 감쇠가 되어 결국엔 충돌이 없는 상황으로 고려해도 될 만큼 평온한 상태가 됩니다. 그러한 이유로 원시 행성계 원반들은 보통 궤도가 기울어지거나 찌그러 진 경우는 거의 없고 대체적으로 원형에 가깝습니다. 원시 행성계 원반에서 먼지 원반으로 진화할 때, 가스가 모두 없어지기 전에 고체들은 적당한 충돌 속도를 유지하기 시작합니다. 이때부터 먼지 원반에서의 충돌이 시작됩니다. 이를 태양계에서는 “휘젓는다”라고 표현 합니다. 갑자기 행성이 먼지 원반안으로 들어오거나 혹은 드문 확률로 Flybys때 도 먼지 원반안에서의 충돌이 시작될 수 있습니다. 이러한 여러가지 상황으로 인해서, 충분히 먼지 원반이 “휘저어” 지게 된다면, 충돌이 점진적으로 일어나게 됩니다. 점점 잦은 충돌로 인해서 점점 입자가 작아지게된다면, 또다시 복사압의 영향으로 저 멀리 궤도 밖으로 날아가는 상황이 오게 됩니다. 이러한 끊임없는 과정이 계속됩니다. 이 작은 사이즈의 먼지들에겐 더이상 “휘저음”이 필요 없겠죠. 태양에서 나오는 충분한 복사압이 있으니까요. 크고 작은 먼지, 미행성들이 서로 충돌을 한 후 다양한 상호 작용을 하게 되는데, 어떤 먼지들은 서로 합쳐질 수도 있고, 큰 먼지들은 더 작게 부서질 수도 있습니다. 또한 서로 합쳐진 후 새로운 입자를 생성할 수도 있습니다. 
충돌은 적정부피안의 각 입자들의 개수밀도 (Number density)  와 충돌하는 두 (혹은 여러 입자의) 입자의 단면적 (Cross section) 에 비례합니다. 서로 같은 부피에 상대적으로 큰 입자들이 모여 있으면 작은수의 개수밀도를 (Number density) 갖게 되므로, 큰 단면적으로 인한 높은 충돌횟수가 작은 개수밀도때문에 상쇄될 수 있겠지요. 또한 이 충돌은 충돌하는 입자들의 상대속도에 비례하게 됩니다. 먼지 원반의 궤도가 완벽한 원이 아니고 타원형이거나 원반이 태양에 평행하지않고 기울어져 있는 경우 상대속도는 더 높아지는 경향을 보입니다. 보통 광학적으로 투명한 이 먼지 원반에서는 상대속도가 1Km/s정도 됩니다. 이 상대속도는 태양과 가까울수록 훨씬 빠르며 100AU정도의 거리에서는 10배정도 낮아지는 경향을 보입니다. 
충돌을 물리학적으로 표현 하면, 충돌을 위한 임계 에너지 (QD : Critical specific energy / Unit target mass) 와 함께 나타낼 수 있습니다. 임계에너지를 기술하는 방정식은 두개의 항을 포함하고 있는데, 작은 입자들에겐 입자들의 하중이 중요하고 큰입자들에겐 입자들의 중력이 중요합니다. 먼지입자들이나 미행성의 하중 (Strength of materials) 이 커지는 경우 충돌을 위한 최소 임계에너지 (QD) 는 높아지게 됩니다. 먼지 입자나 미행성들의 상대속도가 이 임계 에너지에 비례하는 임계 속도 : √8QD보다 높아진다면 물리학적으로 충돌이 일어나게 됩니다. 입자들의 하중이 높아졌다 가정한다면, QD 또한 높아지게 되므로, 최소 임계속도도 높아지게 됩니다. 따라서 높은 하중의 입자들이 모였다면 실제 충돌은 덜 일어나게 됩니다. 높아진 최소 임계속도보다 더 높은 입자들의 상대속도가 필요할테니까요.
충돌 (Collisions) 이 덜 일어나게되면 큰 입자들이 작은 입자들로 부서지는 경우가 적습니다. 이로 인해 별들의 반지라 불리우는 중심부분 (Parent ring) 엔, 충돌이 잦은 경우에 비해 상대적으로 더 큰 입자들이 더 많이 상주하게 됩니다. 실제 충돌 물리학은 훨씬 더 복잡합니다. 통계학적으로 서로 다른 크기의 충돌이 비슷한 크기의 충돌보다 훨씬 더 많이 일어나게 되고, 빗겨맞는 충돌이나 부분적인 부서짐, 완전히 분쇄 되는 경우가 온전한 충돌보다 결과적으로 훨씬 더 잦기 때문에 여러가지를 한꺼번에 생각해야합니다. 충돌은 먼지 원반에서 가장 중요한 변수 중 하나이기에, 많은 시뮬레이션 코드 (Numerical code) 들은 이 충돌을 정확히 계산하기 위해서 애쓰곤 합니다. 
다음으로 항력을 살펴 보자면, 이는 유체 내를 통과하는 물체에 작용하는 마찰저항력을 말합니다. 어떤 힘이 있으면 그에 따른 마찰력은 당연히 존재 하지요. 따라서 태양이 내뿜는 힘에 대한 마찰 저항력이라고 볼 수 있습니다. 태양계에는 두가지 항력이 존재하는데, 첫째로 별이 내뿜는 복사압에 대한 항력 (Poynting-Robertson effect) 과 태양풍에 대한 항력 (Drag Forces against Stellar Wind) 이 있습니다. 특히 태양풍에 대한 항력은 먼지 원반에서 아주 중요합니다. 항력을 물리적으로 표현하면 유체내를 통과하는 물체의 속도에 반비례하게 표현이 됩니다. 빛의 속도 (c = 2.98 x 108 m/s) 로 내뿜어지는 별의 복사압에 대한 항력은,  빛의 속도에 반비례하기에 아주 작습니다. 하지만 태양풍의 속도는 빛의 속도보다 훨씬 느립니다. 따라서 태양풍 속도에 반비례하는 태양풍의 항력은 복사압에 대한 항력보다 훨씬 더 커집니다. 
이외에 다른 힘들 중 자기력을 예로 들면, 작은 입자들에게만 효과적으로 작용할 수 있기에 전체 먼지 원반 에는 아주 작은 영향을 주게 됩니다. 따라서 복사압의 항력처럼 무시해도 무방합니다. 이외에 먼지가 얼음으로 이루어진 경우엔 먼지의 승화 (Sublimation)도 중요할 수 있겠죠. 
또한 먼지 원반안에 행성이 있을 경우, 행성이 일으키는 먼지 원반과의 상호작용도 매우 중요합니다. 화가 자리  에서 두번째로 밝은 별인 (그래서 beta 라는 이름이 붙었습니다) 베타 픽토리스 (Beta Pictoris) 역시 거대한 먼지 원반을 포함 하고 있습니다. 외계의 별을 둘러싸고 있는 무언가를 관측했던 첫번째 사례였던 베타 픽토리스의 먼지 원반에는 이상한 점이 있었습니다. 마치 균열이 있는것 처럼 무언가가 이 먼지 원반을 청소한것 같은 모습을 띠고 있었기 때문입니다. 또한 미 먼지 원반은 비대칭 구조였는데, 이는 행성이 먼지 원반 안에 있다는 (혹은 있었다는) 증거 중 하나 이기도 합니다. 따라서 행성의 존재 역시 먼지 원반에서 빼놓을 수 없는 중요한 물리학 중 하나입니다.
 
천문학자들은 먼지 원반을 좀 더 간략화하여 표현 할 수 있는 표준모델이라는것을 만들었는데, Photo Gravitational Force (중력+복사압) 와 충돌만을 고려하여 정의합니다. 충돌은 궤도의 이심률과도 큰 상관관계가 있기에 표준모델에서는 이심률의 변화를 통한 먼지 원반의 진화를 많이 다루곤 합니다. 별들의 반지 (Parent ring) 라고 불리우는 곳에 존재하는 큰 먼지 입자들이나 미행성들은 충돌 연쇄 작용을 통해서 좀 더 작은 먼지로 작아지게 됩니다. 작은 먼지 사이즈가 되었을때, 태양복사압은 효과적으로 중심태양의 질량을 낮추고 빠르게 먼지들을 좀더 이심률 이 높은 궤도에 데려다 놓게 됩니다. 그 결과 먼지는 이 미행성벨트 -별들의 반지 (Parent ring) - 바깥쪽으로 밀려나게 되죠. 더 작은 먼지들은 더 가볍기 때문에, 복사압의 영향을 더 크게 받아서 더 멀리 퍼지게 됩니다. 아주 작은 먼지들은 포물선 (Parabola) 궤도의 이심률을 벗어나 바깥으로 밀려나게 되듯이, 작은 먼지들이 받는 태양 복사압은 원반질량의 손실을 나타냅니다. 앞서서 말씀드린대로, 항력은 매우 중요합니다. 하지만 물리학에서 꼭 생각해야 할것 중 하나가 시간척도 (Time scale)  입니다. 크게 먼지 원반에서 중요한 세가지 시간척도라면, 복사압의 시간척도, 충돌의 시간척도 그리고 항력의 시간척도입니다. 복사압의 시간척도는 매우 짧습니다. 이는 복사압이 꾸준히 계속해서 태양계에 작용한다는 것을 뜻합니다. 그리고 보통 먼지 원반의 경우에, 항력 시간척도와 충돌 시간척도를 계산해보면, 항력 시간척도가 충돌 시간척도 보다 훨씬 길기 때문에, 충돌이 더 잦게 일어난다고 설명할 수 있습니다. 항력이 한번 작용할때, 더 짧은 시간 척도를 가진 충돌현상은 여러번 작용하게 됩니다. 지금까지 발견된 대부분의 먼지 원반은 이 충돌이 작용한후 얼마 되지 않은것으로 보입니다. 이는 먼지 원반에서 항력이 작용하더라도 (먼지들이 태양쪽으로 다가가게 되더라도) 금방 충돌이 다시 일어나기에 항상 충돌 후의 상황을 고려하는 것이 훨씬 더 논리적입니다. 이 간단한 표준모델을 컴퓨터에 적용시켜서 다양한 시뮬레이션 결과를 얻습니다. 많은 연구가 여전히 진행되고 있고, 표준모델을 이용한 시뮬레이션 결과는 실제 관측과도 상당히 비슷한 결과를 보여줍니다. 
 
센타우르스자리의 프록시마 (Proxima Centauri) 란 별을 아시나요? 프록시마 센타우리는 우리 태양계에서 가장 가까운 거리에 있는 별중 하나입니다. 특히 유럽남방천문대 (ESO)는 프록시마를 돌고 있는 행성 중에, 지구처럼 액체 상태의 물이 있는 행성이 있다고 예상하고 있습니다. 물이 있다면 당연히 생명체가 살 가능성도 높아지겠죠. 과학자들은 생명체가 살 수 있는 환경을 지닌 외계행성을 찾기 위해 끊임없이 노력해 왔습니다. 그래서 지금까지 무려 3000개가 넘는 외계행성을 발견했습니다. 대부분 수천 광년정도 먼 거리에 있기에, 관측이나 연구에 큰 어려움이 있었습니다. 그렇다고 프록시마 외계행성으로 당장 탐사를 떠날 수도 없죠. 현재 가장 빠른 우주탐사선으로도 수만년 정도의 시간이 필요하기 때문입니다. 따라서 과학자들은 대신 정확한 관측을 목표로 삼았습니다. 1990년 4월 25일 디스커버리 우주왕복선에 실려 대기권 밖 우주로 떠난 허블 우주 망원경 (Hubble space telescope; HST) 은 우주 관측 활동을 시작한 이래, 그 전까지 지구에서는 얻을 수 없었던 고분해능의 관측 자료들을 많이 보여주었으며, 실로 천문학 발전에 가장 많은 공헌을 한 현역 망원경입니다. 허나 이 허블 망원경은 2015년 관측 25주년을 맞이했고, 이는 점점 노후화된 허블망원경을 걱정해야할 시기가 오고 있다는 걸 말해줍니다. 다행히 허블망원경의 뒤를 이을 또 하나의 걸작 망원경이 준비중입니다. 2018년 10월 이후  프랑스령 기아나에 있는 기아나 우주 센터에서 아리안 5호 로켓에 실려 발사될 제임스 웨브 우주 망원경 (James Webb Space Telescope; JWST) 이 그 주인공입니다. 노후화된 허블 우주 망원경의 뒤를 이을 계획 중에 있는 적외선 관측용 우주 망원경입니다. 이 망원경의 주 목적은 허블망원경 (혹은 지구의 지상 망원경이) 이 관측하지 못했던 아주 먼 우주의 천체들을 관측하는 것입니다. 적외선 망원경인 만큼 먼지 원반의 존재확인이나 세부관측에도 아주 유용할 것으로 보입니다. 따라서 먼지 원반을 연구하는 천문학자들의 목표는 자명합니다. 제임스 웨브 우주 망원경 (James Webb Space Telescope; JWST) 의 관측을 용이하게 하기 위해서 많은 연구와 함께 정확한 예측을 하여, 어떤 방법이 먼지 원반의 관측에 효과적인지 알아내는 것입니다. 그럼 자연히 천문학자들은 우리 태양계의 탄생과 진화에 대해 우리 지구만큼 잘 이해할 수 있을 것입니다. 우리 태양계에 대해서 더 잘 이해하게 되고 더 많은 정보가 쌓이게 되면 자연스레 다른 태양계에 대한 이해도도 높아지고 이는 곧 다른 외계 행성들에 대한 높은 이해도를 의미합니다. 과학 기술은 이례없이 빠른 속도로 발전하고 있습니다. 이미 지구와 비슷한 여러 행성들이 학계에 보고된 사례도 적지 않습니다. 다양하고 정확한 더 많은 연구를 통해서 이들의 타당성이 증명된다면, 인류의 오랜 꿈인 외계행성 - 또 다른 지구 - 을 찾는 일은 시간문제라고 할 수 있을 겁니다. 그 날이 오고 있습니다. 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Minjae Kim (김민재)
mkim@astrophysik.uni-kiel.de
Institute of Theoretical physics and Astrophysics, 
Christian-Albrechts-Universität zu Kiel, Germany
 
- CARMENES  scientific member
- FOR 2285 Research Unit “Debris Disks in Planetary Systems” member
 
 
 
References : 
 
 
- Pictures
 
표지 그림 : Gemini Observatory/AURA Artwork by Lynette Cook
그림 1 : Kalas et al. 2008
그림 2 : NASA Jet Propulsion Laboratory
그림 3 : https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f3/InnerSolarSystem-en.png
그림 4 : Maxim Razin : open source in Wiki
그림 5 : Heinrichsen et al. 1998 
그림 6 : https://blog.diskdetective.org/category/debris-disks
 
- Papers
 
Krivov, A. 2010 : Debris disk : seeing dust, thinking of planetesimals and planet
Wyatt, M. 2008 : Evolution of debris disk
Matthews, B. et al. 2012 : Observations, Modelling and Theory of Debris Disks
 
- Websites
 
https://www.jwst.nasa.gov/facts.html
 
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