태양계 밖 행성은 보이지도 않는데 어떻게 발견할까? 외계행성을 찾는 5가지 방법
우리 태양계에는 지구를 비롯해 수성, 금성, 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이 있습니다.
그런데 태양처럼 빛나는 별은 우리은하에 셀 수 없이 많습니다.
그렇다면 다른 별 주변에도 지구처럼 행성이 존재할까요?
오늘날 우리는 그 답을 알고 있습니다.
그렇습니다.
태양계 밖에도 수많은 행성이 존재합니다.
이런 행성을 **외계행성(exoplanet)**이라고 부릅니다.
그런데 여기에서 이상한 점이 하나 있습니다.
별은 스스로 강한 빛을 내지만 행성은 대부분 스스로 가시광선을 강하게 내지 않습니다.
게다가 별과 행성은 지구에서 보면 거의 같은 방향에 있습니다.
밝은 별 바로 옆에 훨씬 어두운 행성이 붙어 있는 셈입니다.
그렇다면 천문학자들은 수십 광년, 수백 광년 떨어진 곳에 있는 작은 행성을 어떻게 발견했을까요?
놀랍게도 대부분의 외계행성은 행성을 직접 본 것이 아니라 행성이 별에 남기는 아주 작은 흔적을 찾아 발견했습니다.
오늘은 천문학자들이 보이지 않는 외계행성을 어떻게 찾아내는지 하나씩 알아보겠습니다.
외계행성은 왜 직접 보기 어려울까?
먼저 태양계를 생각해 보겠습니다.
목성은 태양계에서 가장 큰 행성입니다.
하지만 태양과 비교하면 매우 작습니다.
지구는 더 작습니다.
게다가 태양은 스스로 엄청난 빛을 내지만 행성은 대부분 별빛을 반사해서 보입니다.
이 상황을 아주 멀리 떨어진 곳에서 바라본다고 생각해 보겠습니다.
밝은 가로등 바로 옆에 아주 작은 반딧불이가 있다고 상상해도 좋습니다.
가로등의 빛이 너무 강하기 때문에 반딧불이를 구별하기 어렵습니다.
외계행성 관측도 비슷합니다.
행성은 별과 하늘에서 매우 가깝게 붙어 보이고 밝기 차이는 엄청납니다.
그래서 외계행성을 찾는 천문학자들은 처음부터 행성을 직접 촬영하기보다 질문을 바꿨습니다.
“행성이 있다면 그 별에는 어떤 변화가 나타날까?”
바로 여기에서 외계행성 탐사의 여러 방법이 탄생했습니다.
첫 번째 방법, 별빛이 살짝 어두워지는 순간을 찾는다
현재 가장 유명한 방법 가운데 하나가 **통과법(transit method)**입니다.
원리는 생각보다 간단합니다.
행성이 별 앞을 지나가면 별빛의 일부를 가립니다.
그 순간 지구에서 측정한 별의 밝기가 아주 조금 줄어듭니다.
잠시 후 행성이 별 앞을 지나가고 나면 별의 밝기는 다시 원래대로 돌아옵니다.
NASA는 바로 이런 주기적인 밝기 감소를 이용해 많은 외계행성을 발견했다고 설명합니다.
얼마나 조금 어두워질까?
행성이 별에 비해 크다면 많은 별빛을 가릴 수 있습니다.
반대로 지구처럼 작은 행성이 태양 같은 별 앞을 지나가면 밝기 감소는 매우 작습니다.
그래서 천문학자들은 별의 밝기를 매우 정밀하게 측정해야 합니다.
단 한 번 별이 어두워졌다고 해서 곧바로 행성이라고 판단하는 것도 아닙니다.
같은 간격으로 밝기 감소가 반복되는지 살펴봅니다.
예를 들어 어떤 별이 정확히 10일마다 일정한 정도로 어두워진다면,
그 별 주위를 약 10일 주기로 도는 행성이 있을 가능성을 생각해볼 수 있습니다.
이런 밝기 변화를 시간에 따라 그린 그래프를 **광도곡선(light curve)**이라고 합니다.
통과법으로 행성의 크기도 알 수 있다
통과법의 놀라운 점은 단순히
“행성이 있다.”
는 사실만 알려주는 것이 아닙니다.
별빛이 얼마나 많이 감소했는지를 이용하면 행성이 별에 비해 얼마나 큰지도 추정할 수 있습니다.
큰 행성이 별 앞을 지나면 더 많은 빛을 가립니다.
작은 행성은 더 적은 빛을 가립니다.
물론 정확한 행성 크기를 계산하려면 별의 크기도 알아야 합니다.
NASA 역시 외계행성의 크기를 정확히 알아내려면 모항성의 크기를 정확히 알아야 한다고 설명합니다.
즉 외계행성 연구에서는 행성만큼 별을 정확하게 이해하는 것이 중요합니다.
행성의 1년도 알 수 있다
통과가 반복되는 시간을 측정하면 행성의 공전주기도 알 수 있습니다.
지구는 약 365일마다 태양을 한 바퀴 돕니다.
그래서 지구의 1년은 약 365일입니다.
어떤 외계행성이 4일마다 별 앞을 지나간다면 그 행성의 1년은 약 4일이라는 뜻입니다.
실제로 별과 매우 가까이 붙어 빠르게 공전하는 거대한 행성들이 발견됐습니다.
이런 행성을 **뜨거운 목성(Hot Jupiter)**이라고 부릅니다.
태양계만 알고 있던 사람들에게는 매우 낯선 행성계였습니다.
하지만 모든 행성을 통과법으로 발견할 수는 없다
여기에는 중요한 제한이 있습니다.
행성의 궤도가 우리의 시선과 적절하게 정렬돼 있어야 합니다.
예를 들어 어떤 행성이 별 주위를 돌더라도 우리가 그 행성계를 위쪽에서 내려다보는 방향이라면 행성은 별 앞을 지나가지 않습니다.
그러면 통과 현상도 볼 수 없습니다.
즉 외계행성이 실제로 존재하더라도 관측 방향이 맞지 않으면 통과법으로 찾을 수 없습니다.
그래서 외계행성 탐사에는 여러 방법이 필요합니다.
두 번째 방법, 별의 흔들림을 찾는다
두 번째 중요한 방법은 **시선속도법(radial velocity method)**입니다.
때로는 도플러 방법이라고도 부릅니다.
우리는 흔히 행성이 별 주위를 돈다고 표현합니다.
하지만 엄밀히 말하면 행성과 별은 서로의 중력에 영향을 주며 공통 질량중심 주위를 돕니다.
행성은 크게 움직이고,
훨씬 무거운 별은 아주 조금 움직입니다.
멀리서 보면 별이 살짝 앞뒤로 흔들리는 것처럼 보입니다.
ESA는 태양 같은 별을 도는 외계행성이 처음 명확하게 확인된 대표적 사례인 51 Pegasi b 역시 이러한 별의 흔들림을 이용해 발견됐다고 설명합니다.
목성과 태양도 사실 서로를 돌고 있다
태양계를 생각해 보면 이해하기 쉽습니다.
목성이 태양을 끌어당기고,
태양도 목성을 끌어당깁니다.
목성의 질량은 태양보다 훨씬 작기 때문에 목성이 훨씬 크게 움직입니다.
하지만 태양도 완전히 가만히 있는 것은 아닙니다.
태양과 목성은 공통된 질량중심을 기준으로 운동합니다.
만약 아주 먼 외계인이 태양의 움직임을 정밀하게 관측한다면
“저 별 주변에 무언가 큰 행성이 있을지도 모른다.”
고 추정할 수 있습니다.
인류가 다른 별의 행성을 찾는 방법도 같은 원리입니다.
별이 흔들리는 것을 어떻게 측정할까?
별은 너무 멀기 때문에 눈으로 작은 흔들림을 보는 것은 어렵습니다.
대신 별빛의 스펙트럼을 분석합니다.
별이 우리 쪽으로 조금 움직이면 별빛의 스펙트럼이 파란쪽으로 아주 미세하게 이동합니다.
별이 우리에게서 멀어지면 붉은쪽으로 이동합니다.
이것은 **도플러 효과(Doppler effect)**와 관련됩니다.
구급차가 가까워질 때와 멀어질 때 사이렌 소리가 다르게 들리는 현상과 비슷합니다.
ESA는 별이 행성과 함께 질량중심을 돌면서 우리 쪽으로 다가오고 멀어지는 움직임을 스펙트럼의 미세한 변화를 통해 측정한다고 설명합니다.
시선속도법으로 무엇을 알 수 있을까?
이 방법을 이용하면 행성이 별에 얼마나 강한 중력 영향을 주고 있는지 알아낼 수 있습니다.
그 결과 행성의 질량에 관한 중요한 정보를 얻을 수 있습니다.
특히 통과법과 시선속도법을 함께 사용할 때 매우 강력합니다.
통과법으로 행성의 크기를 알아내고,
시선속도법으로 질량을 추정하면,
행성의 평균 밀도까지 계산할 수 있기 때문입니다.
평균 밀도는 행성이
암석형인지,
가스가 많은 행성인지,
혹은 그 중간 형태인지
판단하는 중요한 단서가 됩니다.
행성을 직접 찍는 방법도 있다
그렇다면 외계행성의 실제 사진은 전혀 없는 것일까요?
그렇지 않습니다.
일부 외계행성은 **직접영상(direct imaging)**으로 관측됐습니다.
하지만 매우 어렵습니다.
행성보다 모항성이 압도적으로 밝기 때문입니다.
그래서 천문학자들은 별빛을 가리고 주변의 희미한 행성빛을 찾아냅니다.
NASA는 직접영상 관측에서는 별빛을 차단하는 코로나그래프(coronagraph) 같은 기술을 사용한다고 설명합니다.
외계행성 사진에서 대륙과 바다가 보일까?
현재는 일반적으로 그렇지 않습니다.
NASA는 직접 촬영된 외계행성의 빛이 대개 몇 개의 픽셀 수준이며 표면의 산이나 바다 같은 모습을 보여주는 사진은 아니라고 설명합니다.
인터넷에서 볼 수 있는 아름다운 외계행성 사진 상당수는 실제 표면 사진이 아니라 과학적 자료를 바탕으로 제작한 상상도입니다.
이 차이는 꼭 알아둘 필요가 있습니다.
외계행성을 발견했다는 것과 외계행성 표면을 실제 사진으로 촬영했다는 것은 전혀 다른 이야기입니다.
제임스 웹도 외계행성을 직접 관측했다
제임스 웹 우주망원경은 HIP 65426 b라는 외계행성을 여러 적외선 파장에서 직접 촬영했습니다.
하지만 이 사진 역시 우리가 화성이나 목성 사진에서 보는 것처럼 표면의 자세한 모습을 보여주는 것은 아닙니다.
중요한 것은 행성에서 오는 빛 자체를 분리해 측정했다는 점입니다.
그 빛을 분석하면 행성의 온도와 대기 특성에 대한 정보를 얻을 수 있습니다.
네 번째 방법, 중력이 만드는 우주의 돋보기를 이용한다
더 신기한 방법도 있습니다.
**중력미세렌즈(gravitational microlensing)**입니다.
아인슈타인의 일반상대성이론에 따르면 질량은 주변 시공간을 휘게 만듭니다.
그래서 앞쪽에 있는 별이 뒤쪽 별의 빛을 휘게 만들어 마치 돋보기처럼 밝게 보이게 할 수 있습니다.
관측자,
앞쪽 별,
뒤쪽 별이 우연히 적절하게 정렬되면 뒤쪽 별이 잠시 더 밝아집니다.
그런데 앞쪽 별 주변에 행성이 있다면 행성의 중력도 빛에 추가적인 변화를 만듭니다.
천문학자는 그 작은 변화를 분석해 행성의 존재를 알아냅니다.
중력미세렌즈의 장점은 무엇일까?
통과법은 별 가까이에 있으면서 빠르게 도는 행성을 발견하는 데 특히 유리합니다.
반면 중력미세렌즈는 모항성에서 더 멀리 떨어진 행성을 발견하는 데도 유용합니다.
NASA의 Nancy Grace Roman 우주망원경은 중력미세렌즈 탐사를 이용해 다양한 거리와 질량의 행성을 찾을 예정입니다. NASA는 통과법과 중력미세렌즈가 서로 다른 종류의 행성에 민감하기 때문에 상호보완적이라고 설명합니다.
하지만 같은 사건을 다시 보기 어렵다
중력미세렌즈에는 독특한 단점도 있습니다.
별들의 정렬은 우연히 일어납니다.
한 번 렌즈 현상이 끝나면 동일한 별들이 같은 방식으로 다시 정렬될 가능성은 사실상 기대하기 어렵습니다.
ESA도 미세렌즈 방법으로 발견한 사건은 같은 조건에서 반복 관측하기 어렵다는 점을 설명합니다.
그래서 관측이 일어나는 순간을 놓치지 않는 것이 매우 중요합니다.
다섯 번째 방법, 별의 위치 자체가 움직이는지 살펴본다
또 다른 방법은 **천체측정법(astrometry)**입니다.
시선속도법과 원리는 비슷합니다.
행성의 중력 때문에 별이 공통 질량중심 주위를 조금씩 움직인다는 사실을 이용합니다.
하지만 시선속도법은 별이 우리 쪽으로 다가오거나 멀어지는 움직임을 측정합니다.
천체측정법은 하늘에서 별의 위치 자체가 좌우로 미세하게 변하는 것을 측정합니다.
말은 간단하지만 실제 측정은 매우 어렵습니다.
멀리 있는 별의 위치 변화가 너무 작기 때문입니다.
ESA도 천체측정에는 극도로 정밀한 위치 측정이 필요해 다른 방법보다 발견 사례가 적다고 설명합니다.
Gaia는 별의 움직임을 놀라울 만큼 정밀하게 측정한다
ESA의 Gaia 우주망원경은 우리은하의 수많은 별 위치와 움직임을 매우 정밀하게 측정하는 임무를 수행해 왔습니다.
이런 정밀 천체측정 자료는 별 주변에 보이지 않는 동반 천체가 있는지 알아내는 데도 활용될 수 있습니다.
행성이 별을 끌어당겨 별의 위치에 작은 흔들림을 만든다면 이를 장기간 추적해 행성의 존재를 추정할 수 있기 때문입니다.
즉 외계행성을 찾으려면 행성만 바라볼 필요가 없습니다.
별의 작은 움직임을 아주 오래 지켜보는 것만으로도 보이지 않는 행성의 존재를 알아낼 수 있습니다.
그 밖에도 외계행성을 찾는 방법이 있다
외계행성을 찾는 방법은 이 다섯 가지가 전부가 아닙니다.
NASA 자료에는
펄서 타이밍,
통과시각 변화,
궤도 밝기 변화
등 다른 방법들도 사용된다고 설명돼 있습니다.
예를 들어 여러 행성이 하나의 별 주위를 돌고 있다면 서로의 중력 때문에 통과하는 시간이 아주 미세하게 달라질 수 있습니다.
이 변화를 분석해 직접 통과가 명확하게 보이지 않는 다른 행성의 존재까지 추정할 수 있습니다.
우리는 행성을 보지 않고도 중력의 흔적을 통해 존재를 알아내는 것입니다.
외계행성이 발견됐다고 바로 확정하는 것은 아니다
여기에서 중요한 점이 있습니다.
별빛이 한 번 어두워졌다고
“새로운 지구를 발견했다!”
라고 발표하지 않습니다.
별 자체의 활동 때문에 밝기가 변할 수도 있습니다.
두 별이 서로 앞을 지나가는 식쌍성일 수도 있습니다.
관측 장비의 오류가 있을 수도 있습니다.
다른 천체가 배경에 겹쳐 잘못된 신호를 만들 수도 있습니다.
NASA는 외계행성을 발견하고 확인하기 위해 많은 관측과 면밀한 데이터 분석이 필요하다고 강조합니다.
후보와 **확인된 행성(confirmed planet)**을 구분하는 이유입니다.
케플러는 외계행성 탐사를 어떻게 바꿨을까?
NASA의 케플러 우주망원경은 외계행성 연구의 역사를 바꿔놓았습니다.
케플러는 수많은 별의 밝기를 오랫동안 정밀하게 측정했습니다.
행성이 별 앞을 지나가면서 만드는 작은 밝기 감소를 반복해서 찾아냈습니다.
NASA는 케플러와 K2 임무가 통과법을 통해 3,000개가 넘는 확인된 행성을 발견했다고 설명합니다.
그리고 케플러의 가장 중요한 성과는 특정 행성 몇 개를 발견한 것만이 아닙니다.
우리은하에서 행성이 매우 흔하다는 사실을 보여주었습니다.
우리은하에는 별보다 행성이 더 많을 수도 있다
NASA는 케플러 관측 자료를 기반으로 한 통계 연구에서 우리은하에는 별보다 행성이 더 많을 것으로 추정된다고 설명합니다.
이 말은 매우 중요합니다.
과거에는 태양계 같은 행성계가 특별한 예외인지 알 수 없었습니다.
하지만 오늘날에는 행성이 별 주변에서 흔하게 만들어지는 것으로 보입니다.
우리가 밤하늘에서 보는 별 상당수가 자신의 행성계를 가지고 있을 가능성을 생각할 수 있게 된 것입니다.
TESS는 무엇을 찾고 있을까?
케플러 이후 NASA의 **TESS(Transiting Exoplanet Survey Satellite)**가 외계행성 탐사를 이어가고 있습니다.
TESS 역시 기본적으로 통과법을 이용합니다.
하지만 케플러와 관측 전략이 다릅니다.
TESS는 지구에서 비교적 가까우면서 밝은 별들을 중심으로 넓은 하늘을 조사합니다.
가까운 밝은 별 주변에서 발견된 행성은 이후 다른 망원경으로 자세히 조사하기 좋습니다.
행성의 질량이나 대기 조성을 연구하는 후속 관측 대상으로 매우 중요합니다.
외계행성의 대기까지 알아낼 수 있을까?
가능합니다.
행성이 별 앞을 지나갈 때 별빛 일부가 행성 대기를 통과할 수 있습니다.
행성 대기에 특정 분자가 있다면 그 분자가 특정 파장의 별빛을 흡수합니다.
천문학자들은 별빛의 스펙트럼에서 이 작은 흔적을 찾아냅니다.
이를 **투과분광법(transmission spectroscopy)**이라고 합니다.
NASA는 통과 관측을 통해 행성의 크기뿐 아니라 대기에 관한 정보도 얻을 수 있다고 설명합니다.
외계행성의 공기를 수백 광년 밖에서 분석한다
생각해 보면 놀라운 일입니다.
우리는 그 행성에 탐사선을 보내지 않았습니다.
행성 표면도 직접 보지 못합니다.
그런데 별빛이 행성 대기를 통과하면서 남긴 아주 작은 스펙트럼 흔적을 분석해
수증기,
이산화탄소,
메탄,
나트륨
같은 물질의 존재 가능성을 조사할 수 있습니다.
제임스 웹 우주망원경도 이러한 방법을 이용해 외계행성 대기를 연구하고 있습니다.
즉 현대 외계행성 천문학은
행성의 존재를 찾는 단계에서 그 행성이 어떤 세계인지 알아보는 단계로 발전하고 있습니다.
산소가 발견되면 외계생명체가 있다는 뜻일까?
아직 그렇게 단정할 수 없습니다.
어떤 기체 하나가 발견됐다고 곧바로
“생명체 발견”
이라고 결론 내릴 수는 없습니다.
산소나 메탄처럼 생명과 관련될 수 있는 물질도 비생물학적인 과정으로 만들어질 가능성이 있습니다.
그래서 과학자들은 여러 기체의 조합,
행성의 온도,
별의 특성,
대기의 화학적 균형,
지질 활동 가능성
등을 함께 분석해야 합니다.
외계생명체 탐사는 하나의 분자를 찾는 문제가 아니라 전체 환경을 해석하는 문제입니다.
‘지구와 같은 크기’와 ‘지구와 같은 행성’은 다르다
외계행성 뉴스에서
“지구 크기의 행성 발견”
이라는 제목을 자주 볼 수 있습니다.
하지만 주의해야 합니다.
지구와 크기가 비슷하다는 것은 그 행성이
바다가 있고,
산소가 있고,
생명체가 살며,
온도까지 지구와 비슷하다는 뜻이 아닙니다.
단지 반지름이나 크기가 지구와 비슷하다는 의미일 수 있습니다.
질량과 밀도,
대기,
표면온도,
모항성의 활동,
공전궤도 등을 더 조사해야 합니다.
골디락스 존에 있으면 지구처럼 살기 좋을까?
외계행성을 이야기하면 **생명가능지대(habitable zone)**라는 표현도 자주 등장합니다.
모항성과의 거리가 적절해서 조건에 따라 행성 표면에 액체 상태의 물이 존재할 수 있는 영역을 의미합니다.
너무 뜨겁지도,
너무 차갑지도 않은 거리라는 의미에서 **골디락스 존(Goldilocks zone)**이라고도 부릅니다.
하지만 그 영역 안에 있다는 것만으로 실제 바다나 생명체가 있다는 뜻은 아닙니다.
대기가 너무 두꺼울 수도 있고,
대기가 전혀 없을 수도 있으며,
별에서 강력한 복사와 플레어를 받을 수도 있습니다.
따라서 생명가능지대는 생명체 존재의 증거가 아니라 흥미로운 후보를 고르는 하나의 기준입니다.
왜 발견된 외계행성에는 거대한 행성이 많을까?
초기의 외계행성 목록을 보면 목성보다 크거나 별에 매우 가까운 거대 행성이 많았습니다.
우주에 그런 행성만 많아서였을까요?
그렇지는 않습니다.
**관측 편향(selection effect)**이 큰 역할을 합니다.
큰 행성은 별빛을 더 많이 가립니다.
따라서 통과법으로 찾기 쉽습니다.
질량이 큰 행성은 별을 더 강하게 흔듭니다.
따라서 시선속도법으로 발견하기 쉽습니다.
별 가까이에서 빠르게 도는 행성은 통과도 자주 반복됩니다.
짧은 관측 기간에도 발견하기 좋습니다.
즉 우리가 처음 많이 발견한 행성은 찾기 쉬운 행성이기도 했습니다.
관측 기술이 발전하면서 지구 정도 크기의 작은 행성도 계속 발견되고 있습니다.
가장 가까운 외계행성은 얼마나 멀리 있을까?
현재 알려진 우리와 가장 가까운 외계행성 가운데 대표적인 천체는 **프록시마 센타우리 b(Proxima Centauri b)**입니다.
NASA는 이 행성이 약 4광년 떨어진 프록시마 센타우리 주변을 돌고 있다고 설명합니다.
우주 규모에서는 매우 가까운 이웃입니다.
하지만 인간의 기술로 생각하면 여전히 엄청난 거리입니다.
4광년은 빛이 약 4년 동안 가야 하는 거리입니다.
현재 우주선 속도로 사람이 쉽게 방문할 수 있는 거리가 아닙니다.
그래서 당분간 외계행성 연구에서 가장 중요한 도구는 빛을 분석하는 망원경입니다.
외계행성 탐사는 결국 별빛을 읽는 기술이다
지금까지 다섯 가지 방법을 살펴봤습니다.
통과법은
별빛이 조금 어두워지는 현상을 봅니다.
시선속도법은
별빛의 스펙트럼이 조금 흔들리는 현상을 봅니다.
천체측정법은
별의 위치가 조금 흔들리는 현상을 봅니다.
중력미세렌즈는
중력이 별빛을 휘게 만드는 현상을 봅니다.
직접영상은
강한 별빛을 최대한 제거하고 희미한 행성빛 자체를 찾습니다.
방법은 서로 다릅니다.
하지만 공통점이 있습니다.
대부분 외계행성보다 별빛과 중력의 아주 작은 변화를 정밀하게 측정한다는 것입니다.
여러 방법을 함께 사용하면 행성이 더 선명해진다
외계행성 연구에서 한 가지 방법만 고집할 필요는 없습니다.
통과법으로 행성을 찾은 뒤 시선속도 관측을 추가할 수 있습니다.
그러면 크기와 질량을 함께 알 수 있습니다.
두 값을 이용해 평균 밀도를 구합니다.
그리고 제임스 웹 같은 망원경으로 대기 스펙트럼을 관측할 수도 있습니다.
조각난 정보를 하나씩 모으면
처음에는
“이 별 주변에 무언가 있다.”
였던 대상이 점점
“지구의 몇 배 크기이며,
몇 일마다 별을 돌고,
평균 밀도는 어느 정도이고,
대기에 이런 분자가 있을 가능성이 있다.”
는 하나의 세계로 바뀝니다.
우리가 발견한 것은 행성이 아니라 흔적이었다
외계행성 탐사의 역사를 보면 아주 흥미로운 사실을 발견하게 됩니다.
인류는 처음부터 외계행성을 선명하게 본 것이 아닙니다.
별빛이 아주 조금 어두워진 흔적,
스펙트럼이 아주 조금 움직인 흔적,
별 위치가 아주 조금 흔들린 흔적,
중력이 빛을 아주 조금 더 휘게 만든 흔적을 발견했습니다.
그 작은 흔적들을 물리학으로 해석했습니다.
그리고 그 결과
보이지 않던 행성들이 하나씩 모습을 드러냈습니다.
다시 처음 질문으로 돌아가 보자
“태양계 밖 행성은 보이지도 않는데 어떻게 발견할까?”
천문학자들은 주로 행성이 별에 미치는 영향을 찾습니다.
행성이 별 앞을 지나가며 빛을 가리는 통과법,
행성의 중력 때문에 별이 앞뒤로 흔들리는 것을 측정하는 시선속도법,
별의 위치 변화를 측정하는 천체측정법,
중력이 먼 별빛을 확대하는 현상을 이용하는 중력미세렌즈법,
그리고 별빛을 가리고 행성에서 오는 빛 자체를 찾는 직접영상법이 대표적입니다.
한 방법으로 알아낼 수 있는 정보에는 한계가 있습니다.
그래서 여러 관측 방법을 결합해 외계행성의 존재와 특징을 확인합니다.
밤하늘의 별 하나가 사실은 하나의 태양계일 수도 있다
오늘 밤 별을 바라보면 대부분 하나의 빛점으로만 보입니다.
하지만 그 별 주변에는
거대한 가스행성이 있을 수도 있고,
뜨거운 암석행성이 있을 수도 있으며,
여러 행성이 함께 돌고 있을 수도 있습니다.
어쩌면 그 가운데에는 아직 우리가 발견하지 못한 지구 크기의 행성도 있을 것입니다.
NASA 케플러 관측이 남긴 중요한 결과 가운데 하나는 행성이 우리은하에서 매우 흔하다는 사실입니다.
태양계가 행성을 가진 특별한 예외가 아니라는 뜻입니다.
수백 년 전만 해도 다른 별 주변의 행성은 철학적 상상에 가까웠습니다.
오늘날 우리는 별빛이 수천분의 일, 수만분의 일 정도 변하는 현상을 측정하며 그곳의 행성을 찾아냅니다.
그리고 이제는 그 행성의 대기까지 조사하고 있습니다.
우리가 직접 볼 수 없다고 해서 알 수 없는 것은 아닙니다.
빛과 중력이 남긴 흔적을 정확하게 읽을 수 있다면 보이지 않는 세계도 발견할 수 있습니다.
그것이 외계행성 천문학이 보여주는 가장 놀라운 사실입니다.
한눈에 정리하는 핵심 질문
Q. 외계행성이란 무엇인가요?
태양이 아닌 다른 별을 돌거나 태양계 밖에 존재하는 행성을 말합니다.
Q. 외계행성을 직접 볼 수 있나요?
일부는 직접영상으로 관측할 수 있지만 대부분의 외계행성은 별빛이나 별의 운동에 미치는 영향을 이용해 간접적으로 발견됩니다.
Q. 가장 많이 사용되는 외계행성 탐색법은 무엇인가요?
통과법과 시선속도법이 대표적입니다.
Q. 통과법은 어떻게 행성을 찾나요?
행성이 별 앞을 지나갈 때 별빛 일부가 가려져 밝기가 조금 감소하는 현상을 찾습니다.
Q. 시선속도법은 무엇인가요?
행성의 중력이 별을 미세하게 흔들면서 별이 우리에게 다가왔다 멀어지는 현상을 스펙트럼의 도플러 이동으로 측정하는 방법입니다.
Q. 통과법으로 행성의 크기도 알 수 있나요?
모항성의 크기를 알고 있다면 별빛이 감소한 정도를 이용해 행성의 크기를 추정할 수 있습니다.
Q. 외계행성 사진에서 대륙이나 바다를 볼 수 있나요?
현재 직접영상으로 관측되는 외계행성은 일반적으로 표면 지형을 구별할 정도의 이미지가 아닙니다. 인터넷의 상세한 외계행성 그림 상당수는 과학 자료를 바탕으로 만든 상상도입니다.
Q. 외계행성 대기도 조사할 수 있나요?
가능합니다. 행성이 별 앞을 지날 때 대기를 통과한 별빛의 스펙트럼을 분석해 일부 분자의 존재 가능성을 조사할 수 있습니다.
Q. 생명가능지대의 행성을 발견하면 생명체가 있다는 뜻인가요?
아닙니다. 생명가능지대는 액체 상태의 물이 존재할 가능성을 생각해볼 수 있는 거리 범위를 뜻할 뿐 생명체 존재의 증거는 아닙니다.
참고한 주요 과학 자료
이 글은 외계행성 탐사와 관측 방법에 관한 다음 기관의 자료를 중심으로 주요 사실을 확인했습니다.
- NASA Science — How We Find and Characterize Exoplanets
- NASA Science — What’s a Transit?
- NASA Science — How Do You Find and Confirm a Planet?
- NASA Science — Exoplanet Facts
- NASA Exoplanet Archive
- NASA Roman Space Telescope — Transit & Microlensing
- ESA — How to Find an Exoplanet
- ESA — Exoplanet Characterisation Methods
※ 외계행성의 발견 숫자는 새로운 관측과 검증에 따라 계속 증가합니다. 따라서 이 글에서는 특정 숫자 자체보다 외계행성을 발견하고 확인하는 과학적 방법을 중심으로 설명했습니다.
