머리말
최근 들어 초대형 관측시설과 신기술을 도입한 관측기기의 개발에 힘입어 태양계 밖 행성의 존재를 알리는 결과들이 속속 발표되고 있다. 태양계 밖 행성의 존재에 관한 논의는 두 가지 기본 가정으로부터 출발하는데, 그 중 하나는 다분히 철학적인 성격을 갖는 것으로써 확률에 바탕을 둔다. Shkloskii와 Sagan (1966)은 이와 관련, 태양계 밖 행성의 존재에 대해 다음과 같이 말하고 있다.
'우리 은하(the Milkyway Galaxy)는 1011개의 별들로 구성돼 있다. 우주에 만일 109개의 은하가 존재한다면 별의 개수는 모두 1020개일 것이다. 또 모든 별에 행성계가 딸려있고, 우주의 나이가 1010년이라면, 그리고 행성계가 시간에 대해 균일하게 형성된다면 우주에서는 10－10년(또는 3×10－3초)마다 하나의 행성계(또는 태양계)가 태어나는 셈이다. 따라서 앞서 언급한 가정을 그대로 받아들인다면 우주에서는 시간당 평균 수백만개에 이르는 새로운 행성계가 형성될 것이다.' 그들의 논리는 단순 가정에 바탕을 두고 있지만, '태양계 밖 행성은 존재하는가'라는 명제에 대해 아주 흥미있는 해답을 제시하고 있다. (그림 1 참조) 현재까지 밝혀진 바에 따르면 우주에는 5×1010개의 은하가 있으며, 왜소은하(dwarf galaxies), 정상은하(normal galaxies), 거대타원은하(giant ellipticals) 등 그 규모는 천차만별이다. 참고로, 거대타원은하는 약 1012개의 별들로 구성되어 있다.
두번째 기본가정은 만일 태양계 밖 행성이 존재한다면 그것은 관측을 통해 직접 증명할 수 있어야 한다는 것이다. 그 과정은 퍽 간단해 보이지만, 실제로는 매우 복잡하고 까다롭다. 최근 신기술을 이용한 천문관측기기의 개발에 힘입어 몇몇 천문대에서는 별 주위를 공전하는 행성들에 대하여 신뢰도가 높은 관측 자료를 얻었다. 그러나 그것은 스펙트럼과 같은 간접적인 방법을 통해서일 뿐이지 대상 천체를 직접 촬영한 것은 아니다.
관측방법
관측자들은 최근 몇 년간 체계적으로 태양계 밖 행성 탐색을 진행해왔고, 그 결과 이러한 천체의 존재를 간접적으로 알리는 관측자료를 얻었다. 태양계 밖 행성을 관측하는 방법에는 시선속도 관측(radial velocity measurement), 관측측성 관측(astrometric detection), 영상관측(direct imaging), 지상 관측시설을 이용한 측광관측 등이 있다.
시선속도 관측은, 스펙트럼에 나타난 도플러 이동을 통해 천체의 궤도운동을 확인하는 방법이다. (그림 2, 3 참조) 두 개의 천체로 구성되는 시스템일 경우에는 분광자료로부터 천체의 질량, 궤도 장반경, 이심률, 공전주기 등을 계산할 수 있으며, 이 방법은 태양계 밖 행성에 대해서도 적용된다. 별이 행성과의 공통질량중심을 축으로 공전할 경우 스펙트럼선에 규칙적인 변화를 나타내기 때문이다. 관측자들은 이러한 결과를 분석, 행성의 존재를 연구할 수 있다.
그러나 행성 질량이 목성과 비슷할 경우 주성(primary star)에 작용하는 중력은 극히 미미하다. 따라서 스펙트럼을 이용하여 행성의 운동을 규명하기 위해서는 수 미터의 속도분해능을 얻어야 한다 (이 때 요구되는 속도분해능은 천체까지의 거리에 따라 달라진다). 따라서 태양계 밖 행성 탐색에는 대구경 망원경과 고성능 분광기가 요구된다.
별들은 천구에 고정된 것처럼 보이지만, 실제로는 은하의 회전과 별 스스로의 운동 때문에 지구의 관측자에게는 미약하나마 어느 정도의 속도성분을 갖는다. 이것을 별의 고유운동(proper motion)이라고 부른다. 측성관측은 고유운동을 측정, 행성의 유무를 확인하는 방법이다. 별이 행성을 동반한 경우 두 천체는 공통질량중심을 공전한다. 이 때 행성은 어두워서 검출되지 않는 반면, 행성에 의한 중력 영향 때문에 별은 천구상에서 주기적으로 움직이는 것처럼 보인다. 이것은 어른과 아이가 손을 마주잡고 돌면서 일정 방향으로 진행하려고 할 때 두 사람의 움직임이 진행방향과 지그재그의 합으로 나타나는 것과 같다. 마찬가지로, 행성을 동반한 별의 운동은 고유운동과 행성에 의한 주기적인 궤도운동의 합, 이 두 가지 성분으로 나눌 수 있다. 천문학자들은 고유운동을 무시할 수 있을 만큼 작은 별을 비교성으로 선택, 그 위치를 기준으로 목적 천체의 고유운동과 함께 행성에 의한 운동성분을 분리해낼 수 있다.
행성이 주성의 주위를 돌면서 앞을 가리는 경우(식현상, occultation)에, 지상 관측시설을 이용, 주성의 광도변화를 확인할 수 있다. 따라서 이러한 광도변화로부터 주성의 주위를 공전하는 행성의 존재와 크기 등 몇 가지 중요한 물리량들을 유추해낸다. 이 방법에는 쌍성관측에 사용되는 관측기술이 응용된다.
태양계 내 행성들과 마찬가지로 태양계 밖 행성 역시 주성의 빛을 반사, 빛을 발한다. 그러나 그 거리가 매우 멀기 때문에
이 방법으로는 크기가 큰 행성밖에는 관측할 수 없다. 그리고 중요한 사실은,
주성의 빛을 반사하는 행성보다 주성 자체가 훨씬 더 밝다는 점이다. 따라서 행성은
주성의 밝은 빛에 가려지기 때문에 관측으로 검출하기가 매우 어렵다.
그래서 코로나그래프(corona- graph)를 사용, 주성의 빛을 가린 다음, 거기에 딸린
행성의 존재유무를 확인해야 한다.
현재까지의 연구 결과
영상관측을 제외하고 앞서 언급한 방법들을 이용, 현재까지 13개의 태양계 밖 행성이 확인되었다.(그림 4 참조) 이 가운데는 51 Peg,υAnd, 55 CnC, ρCrB, 16 Cyg B, Gliese 876, 47 UMa, 14 Her, τBoo, 70 Vir, HD 114762에 속한, 목성 13배 이하의 질량을 갖는 11개의 행성, 그리고 PSR 1257+12, PSR B1620-26 등 중성자별에 딸린 두 개의 행성이 있다. 한편, 주계열성에 딸린 11개의 갈색왜성(brown dwarf)이 최근 발견되었는데, 이들은 목성 13배 이상의 질량을 갖는다. 그리고 행성인지의 여부가 아직 밝혀지지 않은 의심스러운 천체가 14개 있다. 다음의 표 1에는 1998년 7월 28일 현재까지 등록된 것 가운데 그 일부를 수록하였는데, 태양계 밖 행성의 존재가 확인된 것은 표의 첫째 칸을 회색으로 표시하였다.
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별이름 |
모성-행성 거리 |
행성질량 |
공전주기 |
궤도
|
행성의
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관측방법 |
발견자 |
|
Barnard's Star Red Dwarf 1.82pc |
2.7AU |
0.7MJ |
12년 |
0 |
? |
측성 관측 |
van de Kamp |
|
14 Her |
2.5AU |
3.3MJ |
1619일 |
0.3537 |
? |
시선속도 관측 |
|
|
β Pic A5V 17.17pc |
20AU |
5ME |
? |
0.01 |
? |
void in circumstellar dust disk |
Roques Scholl Sicardy Smith |
|
CM Dra M Star Binary |
? |
? |
? |
? |
? |
occultation |
|
|
16 Cyg B 태양과 유사 |
2.1AU |
2.1MJ |
804일 |
0.63 |
? |
측광 관측 (occultation) |
Cochran |
|
ε Eri K2V 3.23pc |
5AU |
2.0MJ |
5년 |
? |
? |
시선속도 관측 측성 관측 |
Lawton Wright |
|
γ Cep 15.4pc |
4.5∼5AU |
1.5∼2MJ |
? |
? |
? |
시선속도 관측 |
Campbell |
|
HD3346 K5III |
? |
60MJ +10MJ |
? |
? |
? |
시선속도 관측 |
Noyes |
|
HD114762 F9V 27.27pc |
0.3AU |
10MJ |
84.05일 |
0.25 |
? |
occultation 시선속도 관측 |
Robinson Cochran |
|
Gleise 876 |
0.21AU |
2.1MJ |
60.85일 |
0.27 |
? |
시선속도 관측 |
Mayor Queloz |
|
Lanande 21185 |
9.5AU |
0.5∼2MJ |
35∼50일 |
? |
? |
광전측성 관측 |
Gatewood |
|
Peg 51 G2.3 13.7pc |
0.05AU |
0.47MJ |
4.23일 |
0.0 |
1300K |
시선속도 관측 |
Mayor Queloz |
|
PSR 0329+54 중성자별 |
? |
? |
6140일+ 1110일 |
? |
? |
Pulsar Timing |
Dagketsamansky |
|
PSR 1257+12 중성자별 |
0.47AU |
2.8ME |
98.22일 |
0.0264 |
? |
Pulsar Timing |
Wolszacan Frail |
|
PSR B 1620-26 0.11 ms 중성자별 2kpc |
>10? |
5∼10MJ 또는 1MJ |
100∼120년 |
0.3∼0.5 |
? |
Anomalous Spin Period (2nd Derivative) |
Backer Thorsett Sigurdsson |
|
PSR 1829-10 ms Pulsar 10kpc |
0.7AU |
10ME |
6개월 |
0.1 |
? |
Pulsar Timing |
Bailes Lyne |
|
55 Cnc HR 3522 G8V 76.8pc |
0.11AU |
0.84MJ |
14.468일 |
0.051 |
700K |
시선속도 관측 |
Marcy Butler |
|
╇ CrB G0V 또는 G2V 16.7pc |
0.23AU |
1.1MJ |
39.645일 |
0.028 |
300C |
시선속도 관측 |
Noyes |
|
╉Boo F7V 56.8pc |
0.0462AU |
3.87MJ |
3.3128일 |
0.018 |
1400K |
시선속도 관측 |
Marcy Butler |
|
υAnd F8V 56.8pc |
0.057AU |
0.68MJ |
4.611일 |
0.00 |
1300K |
시선속도 관측 |
Marcy Butler |
|
47 UMa G0V 14.24pc |
2.11AU |
2.8MJ |
2.98년 |
0.03 |
180K |
시선속도 관측 |
Marcy Butler |
|
70Vir G4V 24.24pc |
0.43AU |
6.6∼9MJ |
116.6일 |
0.40 |
363.15K |
시선속도 관측 |
Marcy Butler |
이 표의 첫 번째 칸에는 별 이름과 종류, 분광형(spectral type), 거리(parsec 단위; 1pc＝3.26광년) 등을 나타냈다. 그리고 행성의 궤도장반경을 천문단위(AU; astronomical unit)로 표시했고, 행성 질량을 목성 질량(MJ), 또는 지구 질량(ME) 단위로 나타냈다. 다섯 째 칸에는 궤도 이심률, 다음으로 행성의 온도(이것은 적외선 또는 근적외선 관측을 통해서 결정한다)를 수록했다. 그리고 일곱 째 칸에는 관측방법을, 마지막으로 발견자 또는 공동 발견자의 이름을 실었다. 이 표에 수록된 태양계 밖 행성에 관한 물리량들은 대부분 시선속도 관측으로부터 얻었으며, 주성으로부터 1천문 단위 이내의 근거리를 두고 공전하는 것으로 나타났다.
한편, 중성자별 주변에서 발견된 천체는 태양계 행성들보다 질량이 작은 것으로 밝혀졌다. 그리고 표 1에 수록된 행성들 대부분의 궤도는 원에 가까운데, 이로부터 이들 태양계 밖 행성계의 생성원인이 대체로 우리 태양계의 그것과 크게 다르지 않다는 사실을 알 수 있다.
향후 계획
태양계 밖 행성 탐색의 미래는 크게 두 가지 요소에 의해 좌우된다. 첫 번째는 진행 중인 프로그램 수행 및 신규 프로그램 개발에 소요되는 예산이고, 두 번째로는 태양계 밖 행성을 관측으로 검출하기 위한 요소기술의 개발이다. 여기서는 그 배경 설명과 함께 향후 연구에 필요한 새로운 관측방법 등에 대해 좀 더 자세히 다루려고 한다.
1. 연구대상 선정
태양계 밖 행성 탐색에 있어서 하늘의 어떤 영역을 집중적으로 조사하는가 하는 것은 문제 해결의 요체가 된다. Janes(1996)가 언급한 바와 같이 별이 많이 모인 영역에 초점을 맞추어 집중 탐색하면 높은 검출효율을 얻을 수 있다. 즉 측광학적인 방법을 채택, 늙은 산개성단을 상시 모니터할 경우 관측효율을 극대화시킬 수 있다. 따라서 늙은 산개성단 구성별들 가운데 태양과 분광형 및 광도계급(luminosity class)이 비슷한 천체들에 대해 광도변화를 추적, 행성에 의한 식현상(occultation)의 발생 유무를 확인한다.
이 방법은 다른 관측법에 비해 지구형 행성의 검출확률이 높다. 최근 항성측광을 목적으로 개발된 지상 관측기술을 태양계 밖 행성 탐색에 채용할 경우, 그 효과는 배가 된다. Janes(1996)는 이러한 관측 프로그램을 수행할 경우 망원경의 구경이 최소한 4 m급 이상이 되어야 한다고 권고하고 있다. 그 밖에 태양계 밖 행성에 대한 검출 확률이 높은 방법 중 전략적으로 다음과 같은 예를 생각할 수 있다. 즉 지구로부터 가까운 별, 고유운동값이 큰 별, 먼지원반(dust disks)을 동반하는 별(그림 5 참조), 태양과 비슷한 분광형 및 광도계급을 갖는 별, 그리고 이들 특성 가운데 두 세가지를 동시에 갖는 별들에 초점을 맞추는 방법이 바람직하다.
또 다른 가능성은 생물체의 서식 가능지역(habitable zone)을 찾는 것이다. 서식 가능지역이란, 대상 행성계 시스템 내에서 주성으로부터 생명체가 살 수 있는 범위를 뜻하며, 보통 AU 단위로 표시한다. Kasting 등(1993)은 서식 가능지역에 대해, 표면에 액체 상태의 물을 가질 수 있는 행성이라고 정의했으며, 그 조건을 갖추려면 주성의 분광형이 K 또는 G형이어야 한다고 말했다. 참고로, K형 별의 표면온도는 4000 K, G형 별의 표면온도는 5600 K이다. 이 때 행성의 대기모델을 설정하는 연구가 필요하며, 주의사항은, 별이 진화함에 따라 행성의 표면온도를 포함한 물리량들이 연속적으로 변한다는 점이다.
2. 기기 개발
태양계 밖 행성 탐색에 있어서 관측방법과 관측기기의 선택 역시 중요한 관건이다. 오래 전부터 논의돼 오던 가능성 중의 하나는, 두 대 이상의 광학망원경의 배열(arrary of optical telescopes)과 광학 간섭계를 이용한 연구다. 이것은 다시 지상관측(ground based observation)과 우주관측(space based observation)으로 나눌 수 있다. 앞으로 간섭 효과를 이용한 관측이 실현될 경우, 최초로 태양계 밖 행성을 촬영하는 쾌거를 이룩할 것으로 기대된다. 간섭효과를 이용한 관측의 경우, 5 pc 거리에 있는 목성 크기만한 행성을 촬영할 때 기선의 길이는 10 km이어야 한다. 마찬가지로, 동일한 거리에 있는 지구 크기의 행성을 촬영하려면 10 km의 기선이 필요하며, 이 때 궤도상에 위성체를 띄워야 한다. 한편, 동급 망원경을 여러 대 설치하는 간섭계 기술을 응용한다면 태양계 밖 행성 탐색을 보다 효율적으로 수행할 수 있다. Angel과 Woolf (1996)는 향후 관측에 응용 가능한 광학간섭계를 설계했다. 그들은 두 쌍의 거울을 직선상에 배치, 별빛을 효율적으로 차단하도록 했고, 관측결과에 대한 세밀한 분석을 통해 대상 행성계의 모습을 재구성할 수 있음을 보여주었다. 이 프로젝트의 예산은 20억 달러 미만인 것으로 추산된다.
또 다른 가능성은, 대구경 망원경을 이용한 고정밀 측성학적 연구이다. Pravo와 Shaklan(1996)은 팔로마산 천문대 5 m 망원경을 이용해서 산개성단 NGC 2420을 관측, 측성학적 연구에 수반되는 잡음신호를 분석한 결과, 비교적 가까운 별에 속한 목성급 행성을 탐색하기 위한 단일 대구경 망원경의 필요성을 지적했다. 그들은 현재 우리가 알고 있는 태양계 형성이론이 맞다면 적어도 100개에 이르는 천체에 대한 관측을 시도해야만 한 두 개의 태양계 밖 행성을 찾을 수 있을 것으로 예측했다.
세번째 가능성은, 허블우주망원경(HST; Hubble Space Telescope)을 이용한 관측이다. HST의 WFPC-2(Wide Field Planetary Camera 2)는 갈색왜성과 같은 어두운 동반성(companion star)의 검출 가능성을 보여주었지만, 일단 그보다 작은 행성 촬영은 불가능한 것으로 확인됐다. 그럼에도, 천문학자들은 행성 검출을 위한 고감도 검출기 시스템을 개발, 향후 두 차례에 걸친 HST 수리임무 때 탑재를 기다리고 있다.
그 밖에 PPM(Photometry Precision Method), Darwin Project, HRMS(High Resolution Microwave Survey), ExNPS (Exploration of Neighboring Solar Systems), GAIA(Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), Kepler Mission 외에도 굵직굵직한 태양계 밖 행성 탐색 프로그램이 줄을 잇고 있다.
한국에서 참여하고 있는 태양계 밖 행성 탐색 프로그램
본인은 최근 해외 여러 연구기관과 함께 변광성 CM Dra(Doyle et al. 1996)에 딸린 행성의 존재 유무를 연구하는 프로그램에 참여하고 있다. 이 별은 주기가 1.26838965일인 식변광성(eclipsing binary)으로서 두 별의 궤도 경사각은 89°82′이다. 이 시스템은 질량이 작은 주계열 단계 별들의 구조 및 진화를 규명하는데 매우 중요한 역할을 할 것으로 기대되는 동시에, 행성에 의한 735일 또는 보다 짧은 주기로 식현상(occultation)이 일어나는 것으로 보고되었다. 그러나 아직 그 진위에 대해서는 확실하게 밝혀지지 않은 상태다. 이 별의 행성 존재 유무를 조사하는 TEP(Transits of Extrasolar Planets) 네트워크의 일환으로 천문대에서는 소백산천문대 0.6 m 반사망원경과 보현산천문대 1.8 m 반사망원경과 CCD 카메라를 이용, BVI 차등측광(differential photo- metry) 관측을 수행 중에 있다.
맺음말
과거 수년에 걸친 연구 끝에 태양계 밖 행성의 존재는 이제 엄존하는 사실로 밝혀졌다. 그러나 그 과정은 매우 지난하고 끈기를 요하는 것이었다. 특히 관측기기와 자료분석에 소요된 기술과 그 및 처리과정에서는 현존하는 최고 수준의 정밀과학기술이 활용되었다. 그리고 연구에 투입된 천문학자들의 창의적 노력 역시 간과할 수 없는 부분이다. 기술적 측면에서 보면, 시선속도 관측의 경우 10만 이상의 분해능과 (R＝100,000) 높은 신호대 잡음비(S/N ratio)가 요구되는데, 현존하는 기술 수준은 아직 거기에 못미치고 있다.
벌써 태양계 밖 행성 주변을 공전하는 위성의 발견을 기대하는 사람들도 있다. 그리고 이들은 그들 위성에 생명체가 살 수 있는 가능성이 높은 별로 16 Cyg B와 47 UMa를 꼽고 있다. 관련 연구자들은 다음 세기초, NASA의 Origins 계획을 비롯한 야심찬 계획으로부터 좀 더 가시적인 결과가 생산될 것으로 기대한다. 그리고 이러한 결과는 일반적으로 우리 태양계를 비롯한 행성계가 어떻게 형성되는지에 대한 실마리를 제공해 줄 것이다.
참 고 문 헌
[1] P. Angel and N. J. Woolf, Scientific American 274, 60 (1996).
[2] L. R. Doyle et al., Journal of Geophysical Research 101, 14823 (1996).
[3] K. Janes, Journal of Geophysical Research 101(E6), 14853 (1996).
[4] J. F. Kasting, P. W. Daniel and T. R. Ray, Icarus 101, 108 (1993).
[5] S. H. Pravo and S. B. Shaklan, ApJ 465, 264 (1996).
[6] I. S. Shklovskii and C. Sagan, Intelligent Life in the Universe (Dell Publishing, New York, 1966), p. 509.
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이우백 박사는 독일 Bonn 대학교 이학박사(천문학)로서 천문대 천체물리 연구실장, 소백산 천문대장, 광학관측 연구실장, 응용천문 연구부장, 한국우주과학회 부회장을 거쳐 한국우주과학회 이사, 한국천문학회 회장, 현재 천문대 대장으로 재직 중이다. (wblee@hanul.issa.re.kr) |