외계행성 탐사에 관한, 마지막 이야기입니다.










## 지난 글에 대한 코멘트 (댓글 발췌)




1. 나선팔의 생성 원인?

단순하면서도 굉장히 좋은 질문이라고 생각합니다.

결론부터 말씀드리면 여러모델이 존재하지만 명확히 밝혀지지는 않은 영역입니다.


명확하게 밝혀지지 않은 내용들이 그러하듯, 여러 모델들이 존재하여 굉장히 길어지기 때문에 간단히 적어보겠습니다.


현재 가장 정설은 밀도파(Density Wave) 에 의해 생성된다고 보고있습니다.


나선은하에서 나선팔 사이의 어두운 부분에도 별들이 존재합니다.

다만, 별들이 은하의 질량중심을 향해 공전하는 움직임 속에서 마침 그 순간에 나선팔 영역에 별들이 밀집해 있기 때문에

우리에게 '팔 모양' 으로 보이는 것이라 설명합니다.




위의 그림이 Density Wave에 대한 시뮬레이션입니다.

점 하나하나가 별인데 자세히 보시면 별들은 나선팔 근방에 계속 있는 별들도 있고,

나선팔을 통과하면서 공전을 하는 별들도 있습니다.


별의 공전의 타임스케일이 인간의 관측보다 엄청나게 길기 때문에 우리는 어느 순간의 스냅샷을 보게 되는 것이며

따라서 이때 멸들이 밀집해 있는 영역이 마치 팔의 모양으로 보이는 것이라 설명합니다.


그러나 아직 밝혀지지 않은 것이 많지요. 왜 하필 저러한 팔의 모양인가? 별들을 밀집하게 만드는 원인은?

여기에 대한 해답은 '암흑물질' 이 손에 쥐고있으므로 여기서는 더 이상 언급을 하지 않겠습니다.



글 한편분량이 충분히 나올만큼 방대한 영역이라,

추후에 나선은하에 대한 내용을 자세히 적을 기회가 있을 것 같군요~


추가로 관심이 많으신 분은 이미지를 찾다가 발견했는데 나선은하에 대한 좋은 내용이 있네요.

http://www.ualberta.ca/~pogosyan/teaching/ASTRO_122/lect24/lecture24.html (영문)









본문입니다 !



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들어가기에 앞서 지난 글을 한마디로 정리하면 이렇게 된다.



Q. 외계행성을 찾기위해 우리가 취할 수 있는 가장 현실적인(경제적인) 방법은?


A. 나선은하의 나선팔 영역에 존재하는 태양과 비슷한 항성을 찾아서

거기에 있는 지구와 비슷한 환경을 가진 행성을 찾으면 된다.



어떻게 보면 '외계생명체를 찾으려면 또다른 지구를 찾으면 된다!!' 라는 식의

너무나 당연한 말들을 늘어놓은 것처럼 느껴질지 모르지만 사실이 그러한걸 어찌하리!


탄소, 산소, 질소가 아닌 새로운 원소들을 기반으로 하는 완전히 새로운 DNA를 가지는,

새로운 구조의 생명체는 존재할 수 없다! - 라고 못박을 수는 없지만,


적어도 우리가 취할 수 있는 가장 좋은 방법은 우리와 비슷한 생명체를 찾는 것이고,

따라서,


지구와 비슷한 환경을 찾는 것이다.




#image1. 모항성 주변의 행성을 찾는 것은 밝은 전구 옆의 희미한 LED전구를 찾는 것으로 비유할 수 있겠다





멀리서 보면 밝은 전구 아래 희미한 LED 불빛을 구별하기 어려운 것처럼,

행성의 빛은 모항성의 너무나 강한 빛에 가려져 직접적인 관측이 불가능하기 때문에

(행성의 밝기는 모항성의 밝기의 대략 백만분의 1 에 불과하다)


'어? 이건 옆에 뭔가 있어야 나오는 관측결과인데?' 라는,

간접적인 방법들을 소개했었다.



마치 전기세가 전구 하나만 켰을 때 보다 미세하게 좀더 나간다는 사실을 발견하고

'아, 이건 분명 뭔가 하나 더 켜져있는 걸 꺼야!' 라고 생각하는 것 처럼.



그러나 전기세 만으로는 우리는 그 LED불빛의 색이 어떠한지

LED가 어떻게 생겼는지에 대한 것은 전혀 알 수 없다.


LED에 대한 보다 직접적인 정보를 얻기 위해서는 직접적인 관측이 필요하다.


천문관측에서도 또한 행성에 대한 직접적인 관측방법들이 몇 가지 존재한다.



가장 명쾌한 해답은 전구만 끄면 만사해결!

하지만 천문학에서는 항성을 끌수는 없을텐데...


그러나 놀랍게도 항성의 빛을 없애는 방법이 존재한다.







#image2. 모항성을 가리고 행성의 빛만 취하는 직접관측법(적외선 이미지)

모항성 HD 95086 주변의 행성 HD 95086b 의 모습이 찍혀있다.

노란선이 태양-해왕성 거리만큼인데, 이 행성은 그보다 더 멀리 있는 것을 알 수 있다.






위 그림 2 의 이미지 처럼, 모항성의 빛을 관측시점에서 제거하고 행성의 빛만 취하는 방법,

이것이 직접관측법(Direct Imaging)이다.


사실 말로는 간단한데 실제로 난이도는 가장 어렵다.


기본 아이디어는 온도가 낮은 물체는 발하는 빛의 파장이 길다는 '빈의 법칙' 을 근거로 한다.


좀더 풀어서 말하자면, 태양과 같은 '별' 들은 가시광선영역의 짧은 파장의 빛이라면

그보다 온도가 낮은 '행성' 들은 적외선영역의 긴 파장의 빛을 더 많이 낸다는 것이다.


따라서 나이트비젼이 적외선 카메라를 통하여 캄캄한 밤(가시광선이 없는)에도

생명체가 내는 적외선을 관찰하여 볼 수 있는 것 처럼,


적외선 영역으로 행성에서 오는 적외선을 찾는 것이 기본 아이디어이다.

또한 이러한 직접관측법은 당연히 적외선 이미지가 된다.




그러나 항성에서도 물론 적외선이 나오기 때문에(심지어 행성보다 더 많이!!)

이것을 제거하는 것에는 최첨단 관측기술들이 총 동원된다. 


적응광학(Adaptive Optics)

능동광학(Active Optics)

분별이미징(Differential Imaging - 사실 적절한 한글용어를 모르겠다)

등등... 이름만 봐도 최첨단 기술의 감이 오지 않는가?



행성의 빛을 직접 관측하는 방법인 만큼 어려운 방법이며

아직까지는 기술적 한계에 부딛친 것이 사실이다.



먼저 그림 2 에서도 드러나듯이 어느정도 항성으로 부터 거리가 먼 행성의 경우에만 가능하다.

너무 가까우면 항성의 빛을 제거하는 과정에서 행성의 빛이 구별이 안되기 때문에

대략 태양-천왕성 거리보다 먼 행성들의 경우에서 유용한 이미지를 얻을 수 있다.


또한 행성이 발하는 적외선 빛이 어느정도 밝아야 한다.


이는 행성의 빛이 기본적으로 엄청나게 어두운 항성보다도 훨씬 어둡기 때문에,

직접적인 관측을 하기 위해서는 적외선이 너무 어두우면 힘들어진다.

(그림 2 의 이미지도 몇달간 관측을 한 끝에 얻어낸 이미지이다)


지구형 행성보다는 목성형 행성이 적외선에서 더 밝기 때문에

지구형 행성을 찾는 방법으로는 아직까지 어려움이 있다.



직접 관측보다 좀더 쉬우면서도 정보는 간접관측보다 많이 얻을 수는 없을까?








#image3. 행성이 통과할때 항성의 밝기는 약간 어두워진다




그림 3 의 방법은 행성통과법(Transit Method) 이다.

행성이 모항성 주위를 공전하는 것에 착안하여,

만약 우리의 시점이 공전궤도를 옆에서 본 모양이라면(이러한 것을 Edge-on 이라고 한다)

어느 순간에는 행성이 모항성 앞을 가리게 될 것이다.


지구에서는 일식과 같은 현상으로 관찰할 수 있는데,

태양과 달리 굉장히 멀리 있기 때문에 맨눈으로는 구별이 불가능하지만

아주 약간의 밝기 변화가 존재할 것이다.


행성통과법은 바로 이러한 밝기 변화를 잡아내는 것이다.


그림 3 처럼 실제로 항성 표면에 검은 점이 지나가는 것을 보고 발견하는 것이 아니라

항성의 밝기를 일정시간 동안 관측하여(보통 몇주 이상)

1. 밝기 변화가 생기는 시점

2. 밝기의 변화 정도

3. 밝기 변화 지속 시간

이 세가지 정보를 통하여 행성의 크기, 질량, 행성-항성 간의 거리 등을 알아낸다.


다만, 만약 항성-행성의 궤도를 위에서 내려다 본 시점이라면(Face-on),

우리는 항성을 가로지르는 행성의 모습을 볼 수 없기 때문에 사용할 수 없는 방법이다.




#image4. 천문학에서 말하는 두가지 시점




더군다나 행성의 크기는 항성보다 훨씬 작기 때문에 웬만큼 Edge-on 이 아니라면 가로지르는 모습을 볼 수 없을 것이다.

(실제로 거의 완벽한 Edge-on 의 경우에만 가로지르는 모습을 관측할 수 있다)



굉장히 정밀한 밝기 변화를 잡아내야 하지만 사실 직접관측법 보다는 훨씬 쉽다!

(항성 HD 209458 관측을 예를 들면, 행성이 가로지를 경우 본래 밝기보다 약 1.7% 정도 어두워진다)


가장 중요한 것은 Edge-on 조건만 된다면 지구형 행성과 같은 작은 행성의 경우도 알아낼 수 있기 때문에

외계 행성 탐사에 있어서 가장 많이 사용되는 방법이다.






#image5. 외계행성 탐사에 사용된 방법들(1988~2014)

녹색 : 행성통과법

노랑색 : 펄서 주기, 행성 공전주기 등 주기의 변화율을 통한 발견

푸른색 : 도플러 효과를 통한 모항성의 시선속도 변화를 통한 관측

주황색 : 중력렌즈효과를 통한 발견

붉은색 : 직접관측법

세로축은 발견한 행성 갯수이며 가로축은 연도, 상단 가로축에는 각 연도별 발견한 갯수가 적혀있다.

2014년 한해에는 6월까지 818개의 행성이 발견되었다.






그림 5 는 1988년부터 2014년(6월)까지 발견된 외계행성의 숫자와 발견한 방법을 나타낸 것이다.

녹색이 방금 설명한 행성통과법으로 가장 많은 외계행성을 발견하였다.


노랑색과 푸른색은 앞 글에서 다루었는데 주기의 변화율이나,

모항성의 미세한 시선속도 변화를 관측하여 '아 무언가가 있구나!' 하고 알아내는 간접적인 관측방법이다.


붉은색은 직접관측법이고 최근들어 사용되는 것이 주황색의 '중력렌즈' 방법이다.





#image6. 중력렌즈 현상




중력렌즈(Gravitational Microlensing)란 질량이 있는 물체는 주변의 공간을 휘게 한다는

일반상대성 이론을 증명한 현상이다.


공간이 휘어져 있다면 그 주변을 지나는 빛의 경로도 휘어지기 때문에

무거운 항성은 마치 렌즈처럼 빛을 왜곡시키는게 이러한 것을 중력렌즈 라고 한다.


실제 우주에서 항성과 같은 질량체는 마치 볼록렌즈와 같은 역할을 하여

주변을 지나는 빛을 모으는데, 항성 주변에 또 하나의 질량천체인 행성이 존재한다면

이러한 렌즈효과의 미세한 변화가 생긴다.


행성의 질량은 모항성보다 엄청나게 작기 때문에(보통 1/1000 ~)

이러한 중력렌즈효과의 아주 미묘한 변화를 관측하여 행성의 존재를 알아내는 방법이 바로 중력렌즈방법이다.





#image7. 중력렌즈법을 통한 외계행성 발견





이 역시나 특별한 조건이 필요하다.

배경이 되는 항성과 모항성이 거의 나란히 위치해야 렌즈효과가 발생한다.


지구는 계속해서 빠르게 움직이고, 모항성과 배경항성, 행성도 움직이고 있기때문에

이러한 특별한 조건을 만족하였다고 할 지라도 그 기회가 또 오리란 보장이 없다.

(태양계에서 행성정렬현상이 몇만년에 한번씩 일어나는 것처럼. 하물며 이 경우는 스케일이 훨씬 크다!)



즉, 한번 중력렌즈법으로 발견한 모항성-행성 계는 시간이 어느정도 지나면 더이상 그 방법을 사용할 수 없게 된다!

(보통 2~3일 정도 그림 7 과 같은 상황이 유지된다)


그러나 중력렌즈법의 최대 장점은 굉장히 가까운 거리에서 공전하는 행성도 손쉽게 발견할 수 있다는 점이다.


또한 행성통과법이 완벽한 Edge-on 일 경우만 사용가능한 것과는 달리,

Face-on 일 경우에도 중력렌즈법을 사용할 수 있다.








지금까지 소개한 방법들을 정리해 보면 다음과 같다.




1. 위치측정법(Astrometry)

　- 행성이 있을 경우 발생하는 항성의 미세한 움직임을 관측하는 방법

2. 시선속도 관측(Radial velocity) 

　- 이러한 항성의 미세한 움직임이 항성의 빛에 만드는 도플러 효과를 관측하는 방법

3. 주기변화 관측(Timing)

　- 행성이 있을 경우 발생하는 여러가지 주기의 변화를 관측하는 방법(펄서의 주기, transit 주기 등등)

4. 직접관측법(Direct Imaging)

　- 행성이 발하는 빛은 적외선이 주된 것을 이용, 일종의 필터과정을 통하여 항성의 빛을 제거하고 행성의 이미지를 얻어내는 방법

5. 행성통과법(Transit)

　- 항성 앞을 행성이 통과할때 발생하는 미묘한 밝기 변화를 통하여 발견하는 방법

6. 중력렌즈법(Gravitational microlensing)

　- 항성주변을 지나는 빛은 휘어진다는 렌즈효과를 이용하여 행성이 있을 경우 발생하는 미묘한 렌즈효과의 변화를 관측하는 방법



이 외에도 많은 방법들이 존재하나, 위의 그림 5 그래프에도 나와있듯이

1번을 제외한 다섯가지 방법이 가장 유용하며 널리 사용되는 방법이다.


또한 각 방법들에 있어서 장단점들과 행성에 대하여 얻을 수 있는 정보도 다르기 때문에

보통은 발견한 이후 여러가지 방법들을 다각도로 활용하여 행성에 대한 정보를 종합한다.






#image8. 네가지 방법으로 발견한 행성의 질량과 공전궤도

질량은 목성질량을 기준으로 하며(1이면 목성질량과 같은 질량)

모항성으로부터의 거리는 지구-태양 거리를 기준으로 한다(1이면 지구-태양 거리와 같은 거리)





위의 그림 8 은 네가지 방법으로 발견한 외계행성의 질량과 모항성까지의 거리를 나타낸 것이다.

여기서 직접관측법의 한계가 명확히 드러나는데 이 방법으로 발견한 행성들은

질량이 큰 행성(단위가 목성단위임을 상기하자)과, 모항성으로부터 거리가 먼 경우라는 것이다.


이는 앞서 설명했듯이 모항성과 충분한 거리가 있어야 필터링에 용이하며

적외선 밝기가 밝은 큰 질량의 행성이어야 직접이미지를 얻기가 쉬운 것과 일맥상통한다.



중력렌즈(청록색), 시선속도(녹색), 행성통과법(푸른색)으로는 비교적 넓은 범위의 행성들을 발견할 수 있는데,

이 중에서도 행성통과법이 가장 작은 질량의 행성들까지 관측할 수 있는 것을 볼 수 있다.


목성질량이 지구의 약 300배임을 생각해보면 0.01에 위치한 행성들도 지구보다 3배는 더 무거운 행성이지만 뭐,

이정도면 살만하지 않겠는가!







#image9. 글리제 581 항성계와 태양계의 비교

글리제 581 f 의 공전궤도가 태양-금성 거리와 비슷함을 볼 수 있다




외계행성 하면 또 빼놓을 수 없는 녀석이 바로 글리제(Gliese) 581 이다.

'또다른 지구를 찾았다!' 라고 뉴스에도 여러번 나오면서 굉장히 유명한 녀석이다.


위의 그림 9 은 글리제 581 항성계와 태양계를 겹쳐서 그린 모습이다.

모항성인 글리제 581은 태양보다 훨씬 작고 온도가 낮은 적색의 별인데,

이 경우 생명체가 살기 적절한 골디락스 존이 더 가까워진다.(그림 9 에서 c~d 영역)


글리제 581 이 가진 행성들 중에서도 g 가 이 골디락스 존의 한가운데에 자리하고 있기 때문에 

생명체가 존재하는데 있어서 가장 가능성이 높다고 여겨진다.



현재까지 알려진 관측적 정보를 토대로 한 글리제 581g의 환경은 다음과 같다.



표면 온도 : -64℃ ~ -45℃(온실효과 제외), -37℃ ~ -12℃(지구대기의 온실효과 가정)

질량 : 지구의 3.1~4.3배

반지름 : 지구의 1.3~2.0배

중력 : 지구의 1.1~1.7배

공전주기 : 37일

반사율 : 0.3~0.5



온도가 약간 낮긴 하지만 만약 충분한 대기가 존재하고 암석으로 된 지표가 존재한다면

온실효과의 영향으로 액체상태의 물이 존재할 가능성이 충분하다.

중력 또한 지구보다 크기 때문에 좀더 짙은 대기(결국 좀더 큰 온실효과)가 존재할 가능성이 있다.


이는 반사율에서도 드러나는데 지구의 반사율은 0.29로 글리제 581g 가 더 크다.

대기가 두터울수록 반사율이 커지는 것을 생각해보면(금성은 반사율이 0.9이다)

어느정도 지구보다 두터운 대기가 존재하리라 생각할 수 있다.


재미있는 점은 공전주기가 37일, 즉 이 행성의 1년은 37일이 되는 셈인데

모항성과의 거리가 가까워서 자전주기가 동기화 되었다.


즉 지구-달의 관계처럼 언제나 같은 면을 모항성을 향하기 때문에 

한쪽은 영원한 낮이 계속되고 다른 한쪽은 영원한 밤이 계속되는 것이다.

또한 자전축의 기울기도 0도이기 때문에 계절의 변화도 없다.


이럴 경우 극단적인 온도비대칭이 발생하지만 대기가 있다면 이것은 어느정도 완화되기는 할 터.


지구와 같은 친절한 환경의 행성이 아님은 분명하지만,

이 드넓은 우주에서 현재까지 인류가 찾은 지구와 가장 흡사한 환경의 행성인 셈이다.






#image10. 현재까지 발견된 외계행성을 Bubble 형태로 나타낸 그림






그림 10 은 현재까지 인류가 발견한 1794개의 외계행성을 나타낸 것이다. 

각 원의 크기는 상대적인 크기이며 색깔은 온도를 나타낸다.

(푸른색~붉은색으로 갈수록 높아지며 녹색이 액체상태로 물이 존재하기에 적절한 온도이다. 

그러나 대부분 온도가 알려지지 않은 회색이다)


(※ 해당 버블차트는 아래 링크에서 자바스크립트로 구현되어 있으니 재미로 구경해도 좋을 듯.

각각의 버블에 마우스를 대면 행성의 정보가 나오며 클릭하면 자세한 정보를 볼 수 있다.

http://www.openexoplanetcatalogue.com/bubblechart.html)




그러나 이 많은 행성들은 모두 우리은하 내에서 발견한 것들이다.

지금껏 여러가지 행성발견의 방법들을 얘기하였지만

현재 관측기술로는 아직 우리은하 내에서만 머물고 있는 것이다.


이는 근본적으로 행성에 대한 관측은 훨씬 어렵기 때문이기도 하며,

거리가 너무 멀어지면 은하에서 각각의 항성들을 구별해내기가 어렵기 때문이기도 하다.




흔히, 우리 은하에는 태양과 같은 별들이 1000억개가 있다고들 한다.

또한, 우리 은하와 같은 은하가 우주에는 1000억개쯤 있다고들 한다.



우리은하에서 찾은 1794개에서, 결국 1000억번이나 되는 기회가 더 주어지면

글리제 581 g 와 같은 행성들은 수두룩 하지 않을까?



이쯤되면 인류와 비슷한 통신기술을 가진 친구들도

자신들의 항성계, 자신들의 은하주변에서부터 ET 찾기에 열을 올리고 있을지도 모른다 !





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외계행성 탐사에 대한 글은 여기까지 마무리 됩니다.

댓글/쪽지를 통한 질문/피드백 환영합니다 :D