신나는 월드컵시즌이네요.

바뀐 오이갤 카테고리를 따라.. '지식' 카테고리를 써봅니다 ㅋㅋ


외계행성 탐사에 대한 두번째 이야기 입니다!









## 지난 글에 대한 코멘트 (인벤 댓글 발췌)



1. 우리 은하 주변에서의 드레이크 방정식?

드레이크 방정식의 변수들을 다시 적어보면 다음과 같습니다.


R: 은하당 평균 별 생성률

fs : 행성을 가진 별의 비율

ne : 적당한 온도를 위한 적당한 궤도상에 존재하는 행성의 개수(골디락스 존)

fl : 그러한 행성에서 생명체가 발생할 확률

fi : 발생한 생명체가 지성을 가지도록 진화할 확률

fc : 통신기술을 가진 문명으로 발달할 확률

L : 그러한 신호를 보내는 문명의 존속기간


이 중에서 뒤에 텀들인 fl~L 까지는 보통 범위와는 무관한, 어찌보면 고정적인 값입니다.

(비록 생물학적, 사회학적인 논쟁의 여지는 있을지언정)


따라서 우리가 드레이크 방정식을 적용시킬 때 주요변수가 되는 것은 앞에 있는 변수들인

은하당 평균 별 생성률, 행성을 가진 별의 비율, 골디락스 존에 위치한 행성의 확률 이 세가지 뿐입니다.

세가지 뿐이지만 이 세 값을 관측을 통하여 설정하는 것은 대단히 어려운 일입니다.


먼저 별 생성률을 보면, 은하의 종류가 같다면 비교적 비슷한 값을 가집니다. 별이 생성되는 가스덩어리들의 밀도가 높을수록 별 생성률이 높아지며 온도 또한 너무 뜨겁지도 차갑지도 않아야 합니다. 

별이 생성되는 타임스케일동안 관측을 해서 별생성률을 구하는 것이 아니라 해당 가스환경을 관측(온도, 밀도, 구성성분)하여 시뮬레이션 모델의 값과 비교하여 결정하는 값입니다.


그 다음 두개의 값인 행성을 가진 별의 비율과 그 중에 골디락스 존에 속할 확률은 관측하기가 더 어려운데 이는 모항성의 밝은 빛 때문에 그 주변의 행성을 관측하기가 대단히 어려운 것과도 일맥상통합니다.


드레이크가 방정식 제출당시 사용했던 값들을 넣으면 최종결과값은 10개가 나오며,

우리 은하에 대해 한정하여 계산하면 재미있게도 딱 1이 나옵니다. 바로 지구!


※ 물론 이것이 우리 은하내에 통신기술이 가능한 지적생명체가 인류가 유일하다는 것을 입증하는 것은 아닙니다. 

드레이크 방정식은 결과값이 중요한 의미를 가지는 것이 아니라 외계행성탐사를 위하여 우리가 어떠한 변수들을 고려해야 하는가에 대한 의미가 더 큽니다.











본문입니다 !


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지난 글에서 DNA를 기반으로 한 적절한 행성의 조건을 다음과 같은 세가지로 정리할 수 있었다.


1. 모(母) 항성으로부터 적절한 거리에 존재할 것(골디락스 존) → 온도와 밀접

2. 적절한 중력, 적절한 온도에 의해 적절한 대기를 가질 것

3. 적절한 자전속도를 가져서 행성 전체적으로 고른 평균온도와 온실효과를 통한 좋은 환경을 가질 것




열심히 좋은 행성에 대해 역설을 하였는데, 실제로 이러한 녀석을 찾아야 하지 않겠는가!

또한 행성만 적절한 것이 아닌, 모항성도 적절해야 한다.

이번 글에서는 이러한 내용들을 알아보자.




#image1. 가장 보편적인 MK 항성 분류법.

온도에 관한 분류법이며 오른쪽 일수록 온도가 높다. 알파벳의 큰 분류 안에 0~9 까지 숫자로 소분류가 있다.

태양을 예를 들면 G 중에 온도가 가장 높은 G0 부터 온도가 가장 낮은 G9 에서 G2에 속한다.





태양은 MK 항성분류법(Morgan-Keenan Stellar Classification)에 의하면 G2에 해당한다.

오른쪽으로 갈수록 온도가 높아지며 별들 중에서는 귀족에 속한다. 즉 굉장히 드물다.

O타입 별의 경우 전체 별의 0.00003% 미만이다. 반대로 왼쪽의 M, K타입의 별들은 전체 별의 90%를 차지한다.


(저 분류법을 외우는 방법은 정말 여러종류가 있는데, 글쓴이는 고등학생때 다음과 같은 방법을 썼다.

Oh, be a fine girl, kiss me !)



태양의 표면온도는 약 5800K이며 G2이니까 G타입 별 중에서는 세번째로 온도가 높은 셈이다.

그리고 태양의 나이는 50억년 정도 되었다.


앞서도 잠깐 언급하였지만 생명체가 탄생하여 진화하는데까지는 충분한 시간이 필요하다.

우리 지구의 경우는 약 50억년이 걸렸을 터인데, 이것을 보통으로 생각한다면 최소한 50억년보다 늙은 모항성을 찾아야 할 것이다.



항성의 나이를 결정하는 것은 대단히 어려운 문제이며 이것을 주제로 서너편의 글을 쓸 정도로 방대한 영역이므로

여기서는 자세한 과정을 생략하고, 질량이 클수록 수명이 짧다는 것을 기억하자.




#image2. 질량과 수명의 관계





그림 2 는 질량과 수명의 관계를 일부 나타낸 것이다.

태양보다 3배만 무거워져도 수명은 약 27배가 줄어들며 반대로 10배 가벼운 별은 1000배 오래산다.

(우주 초기에 발생한 K, M타입 별들은 지금까지 살아남아있으며 따라서 우주의 나이와 거의 비슷한 나이를 가진다)


그러므로 너무 귀족이 아닌 별들, 태양과 비슷한 타입의 별들(F,G,K)을 찾는 것이 적절하다고 생각할 수 있다.






#image3. 나선은하(왼쪽)와 타원은하(오른쪽)





따라서 우리는 푸른별은 젊은 별이라고 생각할 수 있다.(나이가 많은 푸른별은 없다!)



그러나 붉은별의 경우는 좀더 복잡한데 다음과 같은 세가지 경우가 가능하겠다.


1. 갓 태어난 젊은 붉은 별로 M, K 타입, 즉 가벼운 별들

2. 나이가 많은 가벼운 별들

3. 태양질량(혹은 그보다 서너배)의 별이 진화막바지에 되는 적색거성


1, 2의 경우는 굉장히 숫자가 많고 가볍고 어두울 것이나, 3의 경우는 굉장히 밝다.

(유명한 적색거성은 안타레스, 베텔기우스, 알데바란 등이 있다)



따라서 확률적으로 본다면 어떠한 집단(은하, 성단)에서 붉은 별들이 많이 존재한다면

우리는 그곳은 나이가 많을 것이라 생각할 수 있다.

(2,3 의 경우가 나이가 많은 케이스이다)



결국 그림 3 의 나선은하(Spiral Galaxy)에서 나선팔 부분은 나이가 젊은 별들이,

은하중심은 나이가 많은 늙은 별들이 많으리라 예상할 수 있다.

새롭게 별이 생성되는 경우 질량이 큰 푸른별이 더 밝아서 잘 보이기 때문을 상기하면,

나선팔영역에서는 별생성이 굉장히 활발하다는 것을 예상할 수 있다.



※ 이러한 현상을 '선택편향' 이라고 한다. 천문학에서는 빈번히 발생하는 현상인데

이를테면 임의의 하늘을 관찰하면 푸른색 별들이 통계적으로 더 많이 발견된다.

실제로 푸른별들은 '귀족' 이므로 통계적인 갯수는 더 적을테지만 많이 발견되는 이유는

푸른별들이 더 밝아서 눈에 잘 띄는 점과, 대부분의 관측도구들이 푸른색에 가장 민감하기 때문이다.



반대로 타원은하(Elliptical Galaxy)는 푸른별들이 거의 없는 것으로 보아 별생성률이 대단히 낮을 것이고,

은하구성원인 별들 대부분이 나이가 많을 것이라 생각할 수 있다.




그렇다면 나이가 많은 나선은하의 중심이나 타원은하를 찾는 것이 더 현명한 선택일까?


그러나, 우리의 태양이 우리은하(나선은하)의 나선팔에 위치하는 것만 봐도, 꼭 그렇지만은 않다!





#image4. 우리 은하에서 태양의 위치

은하 지름은 10만광년(그림에는 반지름이라 잘못표기), 태양은 중심으로부터 2만 5천광년 거리에 있으며

은하의 회전방향과 같은 방향으로 2억 5000만년에 한번씩 한바퀴 돈다.






나선은하에 존재하는 나선팔은 별의 밀도가 많은 지역이다.

나선팔이 아닌, 나선팔 사이사이에도 수많은 별들이 존재한다.

은하내의 수많은 별들은 각각 다른 공전주기로 은하중심을 기준으로 공전하고 있는데,

단지 지금 이순간에는 나선팔이 있는 영역에서 별이 더 많이 존재하기 때문에 저러한 '팔' 의 모양으로 보이는 것이다.



앞서 언급했듯이 푸른별들이 많은 것으로 보아 나선팔에서는 새로운 별 생성이 굉장히 활발하게 일어난다.

이는 달리 말하면 뜨겁고 무거운 별들이 많다는 것이고 즉 짧고 굵게 사는 녀석들이 많은,

따라서 초신성 폭발과 같은 현상이 잦은 지역이다.


태양이 만약 은하 회전방향과 다른방향으로 돈다거나, 원궤도가 아닌 타원궤도를 돈다거나 하는 방식이었으면

현재까지 오면서 태양이 공전하면서 수많은 나선팔들을 통과하였을 것이다.


이는 생명체에 영향을 미칠수 있는 초신성폭발 현상을 겪을 확률을 높이는 결과이며

따라서 나선팔을 통과하지 않는 태양의 이러한 원궤도는 지구의 생명체 탄생에 긍정적인 영향이 된 것이다.



또한, 보기에도 뺵빽해보이는 은하중심부는 항성들이 굉장히 밀집해있어 서로 중력적인 영향을 미치기 쉽다.

이같은 지역에서는 행성이 항성 주위를 안정적으로 돌기 힘들고 애초에 행성이 생겨나는 환경도 어렵다!

(중력적 간섭때문에 작은 암석덩어리들이 뭉쳐서 행성이 되기가 어렵다)


그리고 보다 근본적인 이유로는 항성이 너무 뺵빽하기 때문에 항성 각각을 관측적으로 분리해내기가 힘들다!

이는 관측기술의 분해능과 관련이 있는데 과거에 비해 많은 발전이 있었지만

굉장히 밝은 영역인 나선은하의 중심을 항성 하나하나 분리해서 관측하는 기술은 여전히 어렵다.



따라서 이와같은 이유로 나선은하의 경우는

나선팔에 존재하는 태양과 비슷한 타입(F, G, K)의 별을 찾는 것이 가장 현명한 선택이 될 것이다.

결국 젊은 별들이 많이 태어나는 나선팔에서 적당히 온도가 미지근한(6000K~) 별을 찾아야 하는 셈.




타원은하의 경우는?

애초에 나이가 많아 진화하기에 필요한 시간은 충분할 것 같지만,

별들이 빽빽하게 뭉쳐진 나선은하의 은하핵과 같은 이유로 역시나 확률도 낮고 현실적으로 어렵다!

(심지어 나선은하 전체보다 별의 수도 훨씬 많고 훨씬 밝다)





정리하자면 나선은하의 나선팔 영역에 존재하는 태양과 비슷한 타입을 찾는것이 가장 좋은 선택이 되는것이다.


그렇다면 이제 실제로 어떻게 찾을 것인가 !!







#image5. 아빠가 딸이랑 노는 법




그림 5 를 보며 상상해보자.

질량이 큰 아빠가 질량이 작은 딸의 두손을 잡고 빙글빙글 돌고 있다.

아빠를 모항성, 딸을 행성이라고 생각한다면 항성-행성의 중력적인 결합이 두 사람이 잡고있는 손에 해당하는 것이다.


아빠가 돌면서 가만히 있을 수 없는 것 처럼,

대부분의 움직임은 딸(행성)이 빙글빙글 돌지만 아빠(항성)도 제자리에서 조금씩 흔들린다.


이는 두 질량이 서로의 질량 중심(Center of Mass : CM)을 향해 공전하기 때문이다.

태양-지구를 생각해보면 지구만 태양 주위를 빙글빙글 공전하는 것으로 생각하기 쉽지만,

사실 태양도 조금씩 움직이고 있다!


두 질량이 똑같다면 질량중심은 정확히 둘 사이의 중간지점이 되지만,

한쪽 질량이 매우 큰 항성-행성과 같은 시스템에서 CM 은 대부분 항성의 내부에 있기 때문에,

행성의 입장에서는 항성내부에 존재하는 CM 을 기준으로 돌고(공전),

항성 자체적으로도 자신 내부의 CM 을 기준으로 도는데 이것이 항성의 움직임으로 나타나는 것이다!




#image6. 행성을 찾는 방법중의 하나인 위치측정법

(상단) 질량이 큰 항성, 질량이 작은 행성 시스템의 움직임

행성의 공전뿐 아니라 항성도 약간의 움직임이 있음을 주목하자

(하단 왼쪽) 태양-지구 시스템

CM은 태양중심에서 거리가 엄청나게 가까운데(태양반지름의 0.0006배) 

이는 태양과 지구의 질량차이가 매우 크기때문

(하단 오른쪽) 실제 태양의 움직임 (1945년~1994년)






태양-지구의 경우 질량 차이가 매우 크기때문에 CM이 태양중심에서 겨우 반지름의 0.0006배 만큼의 거리에 위치한다.

사실상 거의 태양중심과 비슷하긴 한데, 행성의 질량이 0이 아닌이상(즉, 행성이 존재하는 이상)

반드시 모항성의 움직임은 존재한다.


즉, 이러한 모항성의 미묘한 움직임을 측정하면 이녀석 주변을 도는 행성이 있다고 추측할 수 있다.

이와같은 방법이 위치측정법(Astrometry)이다.


이방법은 매우 정밀한 측정(태양이었기에 망정이지 멀리 떨어진 별의 저 미묘한 움직임을 알아내야 한다)과

충분히 긴 시간동안의 관측이 요구되는, 어찌보면 굉장히 단순한(?) 방법이다.

(망원경으로 별이 사진상에서 마이크로미터 단위로 움직이는 것을 잡아낼 정도로)



이같은 위치측정보다는 좀더 쉬운 방법이 바로 속도측정, 시간측정이다.

이를테면 주기나 시선속도를 재는 것이 대표적인 예 이다.




#image7. 도플러 효과를 이용한 시선속도 측정




시선속도는 이제 그림 6 의 경우를 정면에서 본다고 생각해보면 된다.


그림 7 의 첫번째 경우를 face-on(그림 6 과 같은 모습, 즉 위에서 내려다본 모습),

두번째 경우를 edge-on(정면에서 본 모습)이라고 하는데,

완벽하게 face-on 인 경우 항성이 우리에게 멀어지거나 가까워지는 현상이 제로가 된다.


멀어지거나 가까워지는 현상이 제로가 아닌경우, 발생하는 현상이 바로 도플러 효과(Doppler Effect)이다.


도플러 효과란 파장을 내는 근원의 운동상태에 따라 파장이 변하는 현상으로,

일상생활에서는 앰뷸런스가 다가올때는 소리가 높아지고(파장이 짧은),

멀어질때는 소리가 낮아지는(파장이 길어지는) 현상으로 관찰할 수 있다.


이같은 도플러 효과는 빛에도 해당되는 현상으로 광원이 멀어지면 파장이 길어지는 적색편이(Red shift),

광원이 가까워지면 파장이 짧아지는 청색편이(Blue shift)라고 부른다.


편이가 일어나지 않는 지점을 기준으로 편이정도를 측정하면 우리는 항성의 시선속도를 알 수 있다.


따라서 이를통해 행성의 존재증명과 동시에 행성-항성의 질량, 공전주기까지 알 수 있다.





#image8. 회전하는 중성자성은 엄청난 세기의 빛(빔)을 굉장히 규칙적인 주기로 내는데 이러한 별을 펄서(Pulsar)라 한다.





블랙홀 글에서 응축원반에 의해서 블랙홀 양 극단으로 분출되는 빛에 대하여 설명하였다.


중성자성에서도 비슷한 모양의 빛이 나오는데, 이는 엄청난 속도로 회전하는 중성자성인 펄서(Pulsar)에 의한 것이다.

(1초에 수십번 도는 친구들도 있다)


그림 8 에서 보이듯이 펄서의 자기장축 방향으로 엄청나게 집중된 빛(빔)이 양쪽으로 발생한다.

(이 경우 Face-on이 되는 것이고 만약 빔의 방향, 즉 Edge-on이라면 저렇게 양쪽으로 퍼지는 모양은 관찰할 수 없을 것이다)







#image9. 펄서의 주기와 돛자리자리(?) 펄서

(상단) 펄서가 발하는 빛은 주기성을 띈다

(하단) 돛자리자리(Vela)에 위치한 펄서(Vela Pulsar)의 모습

완벽한 Face-on이 아니기에 발하는 빔은 비대칭적으로 관찰된다




이와같은 펄서의 가장 큰 특징은 발하는 빛이 그림 9 와 같이 굉장히 규칙적인 주기를 띈다는 것이다.

(가시광선이라고 친다면 우리가 눈으로 보면 깜빡 깜빡 하는 것으로 보일 것이다!)


이는 빔이 나오는 자기장축과 자전축이 다를 경우 발생하는 현상으로

손전등을 회전시키면 가만히 있는 사람이 보기에 밝았다가 어두워졌다가 하는 것에 비유할 수 있겠다.




#image10. Vela 펄서를 감마선 영역에서 관측하면 이렇게 보인다




최초로 이러한 현상을 관측한 사람은 마치 심장박동과 같이 엄청나게 규칙적인 신호를 보고 외계인의 신호다!! 라고 흥분했지만,

안타깝게도 회전하는 중성자성이 발하는 빛으로 밝혀졌다는 에피소드가 있을 정도.



만약 이러한 펄서 주변에 행성이 존재한다면?

펄서의 주기가 역시나 행성의 중력적 간섭에 의해서 약간씩 변화가 생긴다. 


따라서 이같은 방법으로도 행성의 존재를 예측할 수 있다.

(물론 중성자성을 모항성으로 둔 행성에는 엄청난 방사능으로 생명체가 살수는 없겠지만....)







이와같은 주기나 도플러 효과에 의한 시선속도 측정은 천문관측치고는(특히 위치측정법 보다)

굉장히 정밀하게 측정이 가능한 특징이 있다.



하지만 근본적으로 위치측정법, 주기, 시선속도 를 관측하는 것은

아! 저기 항성옆에 다른 무언가 있어서 저런 영향이 있구나! 하고,

굉장히 간접적인 방법임이 사실이다.


단적인 예로 빛을 발하지는 않지만 행성이 아니라 갈색왜성(Brown dwarf - 별의 종류)이 있는지,

아니면 별이 아니라 정말로 질량이 엄청나게 큰 행성인지 확신할 수 없는 경우도 많다.



이는 근본적으로 항성의 빛이 행성보다 훨씬 밝아서 행성을 직접적으로 보기는 어렵기 때문이다.

밝은 전구옆에 있는 희미한 LED 전구 하나를 찾는것으로 비유할 수 있을까.



온도가 높은 천체인 항성은 굉장히 밝고 파장이 짧은 빛을 내고(~ 가시광선),

그보다 온도가 낮은 행성들은 밝기도 어둡고 파장도 더 긴 빛을 낸다(~ 적외선).



그렇다면 행성과 항성이 발하는 빛의 파장이 다른 점을 이용한다면?

만약 적외선 관측을 정밀하게 해본다면,

항성에서 나오는 많은양의 가시광선을 제거할 수만 있다면(필터를 통해서?),

행성의 이미지를 직접 볼수 있지 않을까?



이같은 생각으로 나온 방법이 바로 직접적인 행성관측법이다!





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다음 외계행성-c 에 계속.

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