외계 행성계 탐사

핵심 정리

외계 행성은 태양계 밖에서 다른 별을 공전하는 행성이다. 대부분은 행성 자체의 빛을 직접 관측하기보다 행성이 중심별에 미치는 영향을 관측해 간접적으로 찾는다. 탐사 방법마다 관측하는 현상과 얻을 수 있는 정보가 다르므로, 자료에서 밝기·스펙트럼·별의 위치 중 무엇을 나타내는지 먼저 구분해야 한다.

식 현상 관측법은 공전 궤도면이 관측자의 시선 방향과 나란할 때 행성이 중심별 앞을 지나며 별빛을 가리는 현상을 이용한다. 중심별의 겉보기 밝기가 일시적으로 감소하며, 감소량은 행성의 반지름의 제곱에 비례한다. 행성이 클수록 밝기 감소가 크고, 식이 반복되는 간격으로 공전 주기를 판단할 수 있다. 식 지속 시간은 행성이 중심별 앞을 통과하는 데 걸리는 시간과 연결된다.

시선 속도 관측법은 중심별과 행성이 공통 질량 중심 주위를 공전하면서 별이 관측자에게 가까워졌다가 멀어지는 운동을 하는 점을 이용한다. 별의 스펙트럼선이 주기적으로 이동하므로 시선 방향 속도 변화를 측정해 행성의 존재를 추론한다. 멀어지는 별의 스펙트럼선은 장파장 쪽으로, 가까워지는 별의 스펙트럼선은 단파장 쪽으로 이동한다.

미세 중력 렌즈 관측법은 앞쪽 렌즈 천체의 중력이 뒤쪽 배경 천체의 빛을 굴절시키는 현상을 이용한다. 정렬이 가장 잘될 때 배경 천체의 밝기가 커지고, 렌즈 천체 주위에 행성이 있으면 밝기 변화에 짧은 추가 봉우리가 나타날 수 있다. 세 방법은 모두 별빛의 변화를 관측하지만, 식 관측법은 밝기 감소, 시선 속도법은 스펙트럼선 이동, 중력 렌즈법은 배경 천체의 밝기 증폭을 이용한다.

자세히

외계 행성계 자료를 풀 때는 먼저 관측 대상과 관측량을 확인한다. 밝기-시간 그래프라면 중심별 앞을 행성이 지나는 식의 시작과 끝, 밝기 감소량, 식 사이의 간격을 읽는다. 스펙트럼 자료라면 기준 파장에 비해 선이 어느 쪽으로 이동했는지 살핀다. 시선 속도 그래프라면 속도의 부호와 극값 시점을 구별한다. 이 순서로 읽으면 밝기 변화와 시선 속도 변화를 구별할 수 있다.

식 현상은 행성의 궤도면이 관측자의 시선 방향과 나란한 배치에서 관측된다. 행성이 중심별 앞을 지나면 별의 일부가 가려져 상대적 밝기가 낮아지고, 행성이 통과를 마치면 밝기는 원래 수준으로 돌아온다. 밝기 곡선에서 낮아진 부분은 식이 진행되는 구간이며, 식의 가운데 부근에는 행성이 별 앞을 지나가는 상태가 이어진다. 밝기 감소량은 가려진 면적에 좌우된다. 중심별과 행성이 원형에 가깝고 별 표면의 밝기가 균일하다고 보는 기본적인 비교에서는 행성의 단면적이 중요하므로 감소량은 행성 반지름의 제곱에 비례한다. 따라서 두 행성의 반지름을 비교할 때 반지름의 비를 밝기 감소량의 비와 그대로 같다고 보면 안 된다. 반지름 비의 제곱이 밝기 감소량의 비에 해당한다. 이 관계는 식의 깊이를 행성의 크기와 연결하는 데 쓰며, 식이 일어난다는 사실만으로 별의 질량이나 별의 온도를 밝기 감소량의 직접 원인으로 판단하지 않는다. 중심별의 밝기 변화 크기는 행성의 크기에 따라 달라지고, 행성의 크기가 클수록 변화가 크게 관측된다.

밝기 곡선에서 같은 종류의 식이 다시 나타나는 간격은 행성이 한 바퀴 공전하는 데 걸리는 주기와 관련된다. 식 사이의 간격이 길수록 공전 주기가 길다. 다만 식의 지속 시간과 식 사이의 간격은 서로 다른 정보를 준다. 지속 시간은 한 번 중심별 앞을 통과하는 데 걸리는 시간이며, 지속 시간이 길면 통과에 걸리는 시간도 길다. 반면 행성의 공전 속도, 별과 행성 사이 거리, 별의 온도 등을 식의 밝기 감소량과 곧바로 동일시하면 안 된다. 통과법에서 밝기 변화 크기를 정하는 핵심 비교량은 가려지는 면적과 행성의 크기다. 공전 속도는 통과에 걸리는 시간에 영향을 줄 수 있지만 밝기 변화의 크기를 직접 결정하지 않는다. 중심별 질량이나 공전 거리가 가까운지 여부만으로 밝기 변화가 커진다고 단정할 수도 없다.

시선 속도법에서는 행성과 중심별이 서로의 중력에 의해 공통 질량 중심 주위를 돈다는 점이 출발점이다. 행성이 공전하면 중심별도 작은 궤도를 따라 움직인다. 그 운동 중 관측자의 시선 방향 성분이 주기적으로 바뀌므로, 중심별의 시선 속도도 행성의 위치에 따라 변한다. 별의 스펙트럼에서 흡수선의 위치를 기준 파장과 비교하면 이 변화를 알아낼 수 있다. 별이 관측자로부터 멀어질 때 파장은 길어지고 적색 편이가 나타나며, 별이 관측자에게 가까워질 때 파장은 짧아지고 청색 편이가 나타난다. 따라서 선의 이동 방향을 확인한 다음 별의 시선 운동 방향을 판정해야 한다. 파장 변화량은 시선 속도의 크기에 비례한다. 속도 그래프의 부호는 접근과 후퇴를 구분하는 데, 그래프의 진폭은 시선 방향 속도 변화 폭을 비교하는 데 사용한다. 속도 변화의 극값이 나타나는 순간을 행성이 별 앞을 지나는 순간으로 해석해서는 안 된다. 그 시점에는 식이 일어나지 않을 수 있으며, 별의 밝기 변화가 최소라고 볼 수 없다.