외계행성 탐사 방법

외계인은 정말 존재할까? 우주의 엄청난 크기와 셀 수 없이 많은 별들이 있다는 것을 감안하면 외계 생명체의 존재 가능성은 합리적인 생각인 것 같지만 아직까지 과학적으로 그 존재의 여부를 명확히 확인하지는 못했습니다.

 

이를 확인하기 위해서 과학자들은 계속해서 지구와 닮은 환경의 생명체가 살 수 있는 행성을 찾아왔습니다. 예시로 2015년에 발견된 케플러-452b(Kepler-452b)라는 행성은 실제로 태양과 유사한 항성을 공전하며 지구와 유사한 환경을 가져 생명체가 살 수 있으리라 추측하고 있는 행성입니다. 물로 이 역시도 생명체의 존재 여부가 확인된 것은 아니지만요.

 

그런데 이 넓고도 넓은 우주에서 어떻게 우리는 태양계 밖의 행성을 찾아낼 수 있었을까요? 영화에서처럼 빛의 속도로 움직이는 우주선이 개발된 것도 아닌데 말이죠. 이번에는 어떻게 외계행성을 찾을 수 있었을까 그 방법에 대해 살펴보겠습니다.

 

 

1. 시선 속도 측정법(Radial Velocity Method)

시선속도측정법 (출처: NASA)

 

시선 속도 측정법은 도플러 효과를 이용합니다. 천체의 움직임으로 인한 빛의 도플러 효과를 분석하여 천체의 속도를 측정하는 방법입니다. 2009년 케플러 우주 망원경을 쏘아 올리기 전에는 대부분 이 방법을 통해 외계행성을 찾았습니다.

 

※ 도플러 효과: 소리나 빛 등의 파동이 관측자에게서 멀어지거나 가까워질 때 파동의 주파수가 변하는 현상

 

도플러 효과를 이용한 시선 속도 측정은 다음과 같은 과정으로 이루어집니다.

 

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1. 스펙트럼 분석

천체에서 발생하는 빛을 분석하기 위해 스펙트럼 분석을 수행합니다. 이는 빛을 다양한 파장으로 분해하여 천체에서 방출된 빛의 구성 요소를 확인하는 과정입니다.

 

2. 주파수 이동 검출

스펙트럼 분석을 통해 관측된 빛의 주파수를 분석하여 도플러 효과에 의해 주파수가 얼마나 이동했는지 검출합니다. 도플러 효과에 따라 천체가 우리로부터 멀어지면 빛의 주파수가 낮아지고(적색 편이), 가까워지면 빛의 주파수가 높아집니다(청색 편이).

 

3. 시선 속도 계산

주파수 이동을 바탕으로 천체의 시선 속도를 계산합니다. 도플러 효과에 의해 주파수 변화의 크기는 천체의 속도에 비례하므로, 이를 통해 천체의 시선 속도를 정량적으로 측정할 수 있습니다. 일반적으로 빛의 속도를 기준으로 속도를 계산합니다.

 

 

시선 속도 측정법의 장점

– 비침투적인 측정: 천체와의 빛의 상호작용을 통해 속도를 측정하기 때문에 비침투적인 방법입니다. 즉, 천체에 직접적으로 영향을 주지 않고 원격에서 측정할 수 있습니다.

 

– 높은 정밀도: 빛의 주파수 이동을 정확하게 측정함으로써 천체의 속도를 상대적으로 높은 정밀도로 알 수 있습니다.

 

–  넓은 응용 범위: 별뿐만 아니라 은하, 행성, 은하단 등 다양한 천체에 대해서도 적용될 수 있습니다. 이를 통해 우주의 다양한 천체들의 운동과 구조를 연구하는 데에 활용할 수 있습니다.

–  상대적인 비용 절감: 상대적으로 저비용으로 구현할 수 있습니다. 특히, 광학적인 장비를 사용하는 경우 다른 방법들에 비해 상대적으로 비용이 적게 들 수 있습니다.

–  장거리 측정 가능: 원격에서 천체의 속도를 측정할 수 있으므로, 장거리 천체에 대해서도 적용이 가능합니다. 이는 우주 탐사에 있어서 멀리 떨어진 천체들의 속도를 측정하는 데에 유용합니다.

 

 

시선 속도 측정법의 단점

– 선명한 스펙트럼 요구: 관측된 빛의 주파수 이동을 정확하게 측정하는 것에 의존합니다. 따라서 스펙트럼이 선명하고 잘 정의된 천체에 대해서만 측정이 가능합니다. 어두운 천체나 흐린 대기 상태에서는 스펙트럼이 흐려져 정확한 측정이 어려울 수 있습니다.

 

– 복잡한 관측 설정 요구: 정밀한 측정을 위해 복잡한 규모의 광학 및 분광 장비가 필요합니다.  따라서 적합한 장비와 전문적인 지식이 필요한 점을 고려해야 합니다.

 

– 측정 대상의 제한: 주로 빛을 이용한 천체에 대해서만 적용됩니다. 따라서 시선 속도를 직접 측정하기 어려운 대상들(ex. 행성의 자기권, 은하 사이의 상대 속도 등)에 대해서는 다른 방법이 필요합니다.

 

– 관측 제약 조건: 관측 시간, 기상 조건 등의 제약을 받을 수 있습니다. 관측 대상이 계절적으로 가시성이 좋지 않거나, 관측장비가 사용할 수 있는 제한된 시간이 있는 경우 측정의 한계가 있을 수 있습니다.

 

– 간섭 요인: 외부 요인으로 인한 간섭도 측정의 정확성에 영향을 줄 수 있습니다. 지구의 대기 조건이나 별 주변의 물체와의 상호 작용 등이 측정 결과를 왜곡시킬 수 있습니다.

 

 

2. 횡단법(Transit method)

횡단법 (출처: NASA)

 

횡단법은 공전하는 별의 앞을 지나가면서 일시적으로 별의 밝기가 약해지는 식 현상을 관찰하여 외계행성의 존재를 확인하는 방법입니다. 외계행성이 별과 관측자 사이를 지나가는 경우, 약간의 빛을 가리게 됨으로 일시적으로 밝기가 약해지는데, 이렇게 밝기의 변화를 감지함으로써 외계행성의 존재를 확인할 수 있습니다.

 

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횡단법의 장점

– 질량 및 반지름 추정: 외계행성의 통과 현상을 통해 별의 밝기 변화를 분석함으로써 행성의 크기와 궤도 정보를 얻을 수 있습니다. 이를 통해 외계행성의 대략적인 질량과 크기를 추정할 수 있습니다. 또한, 여러 개의 통과 현상을 관측할 경우, 여러 행성을 포함한 다중 행성 시스템도 탐지할 수 있습니다.

 

– 적절한 탐지 계획 설계: 외계행성의 통과 현상은 특정 시간 동안 관측 가능합니다. 행성의 궤도 주기와 통과 시간을 고려하여 관측을 계획함으로써 효율적인 탐색이 가능합니다.

 

– 대량 탐지 가능성: 횡단법은 대량 탐지에 적합한 방법입니다. 대규모 탐사 프로젝트에서 많은 별을 동시에 관측함으로써 수많은 외계행성을 발견할 수 있습니다. 이는 우주 탐사의 목표인 다양한 크기와 특성의 외계행성을 탐색하는 데에 유리합니다.

 

 

횡단법의 단점

– 횡단 희귀성: 외계행성이 별의 앞을 통과하는 횡단은 상대적으로 희귀합니다. 외계행성의 궤도 기울기와 관측자의 시야에 따라 별의 앞을 가로지르는 횡단은 드물게 발생할 수 있습니다. 따라서 많은 별을 관측하더라도 외계행성을 탐지하기까지는 많은 시간과 노력이 필요합니다.

– 선택 편향: 횡단법은 별과 외계행성의 정확한 정렬에 의존하기 때문에 지구의 시야에 정확히 맞아야 관측될 수 있습니다. 이로 인해 일부 행성은 관측에서 누락될 수 있으며, 분석에 오류가 생겨날 수 있습니다.

 

– 추가 관측 및 확인 : 횡단법으로 관측된 밝기의 변화는 외계행성의 존재를 나타낼 수 있지만, 초점이 조정된 자동화된 관측 시스템에서도 잡음과 함께 발생할 수 있는 현상입니다. 따라서 탐지가 되었다 하더라도 추가적인 관측과 분석이 필요합니다. 

– 행성의 특성 추정의 한계: 횡단법으로 얻은 정보만으로는 행성의 정확한 질량과 구성 등의 특성을 결정하기 어렵습니다. 추가적인 관측 및 분석을 통해 행성의 질량, 밀도, 대기 조성 등을 추정할 수 있지만, 이는 추가적인 노력과 자원을 필요로 합니다.

 

 

3. 미세중력렌즈 탐지법(gravitational microlensing)

미세중력렌즈 (출처: Encycloasdia Britannica Inc.)

 

중력렌즈 현상은 중력이 빛의 궤도를 굽히는 현상으로, 미세중력렌즈 탐지법은 먼 거리에 있는 별과 그 앞을 지나가는 외계행성(또는 다른 질량체)이 빛을 굽히는 현상을 이용합니다. 외계행성이 빛을 굽히면서 더 큰 별의 밝기에 변화를 일으키는데, 이러한 밝기 변화를 관측하여 외계행성의 존재를 간접적으로 확인할 수 있습니다.

중력렌즈 현상은 행성과 별 간의 상대적인 위치에 따라 다양한 모습으로 나타나기 때문에 정밀하게 모니터링하고 분석하는 것이 중요하며, 많은 관측 자료와 복잡한 기술이 필요합니다.

미세중력렌즈 탐지법 장점

– 먼 거리의 외계행성 탐지: 먼 거리에 있는 외계행성을 탐지하는 데에 유용합니다. 중력렌즈는 대규모 천체의 중력이 빛을 굽히는 것으로 작동하기 때문에, 이를 이용하여 먼 거리에 있는 외계행성을 감지할 수 있습니다. 이는 횡단법과 같은 직접적인 관측 방법으로는 어려운 먼 거리의 외계행성을 탐지하는 데에 큰 장점입니다.

– 탐지 가능한 질량체 범위: 외계행성 뿐만 아니라 다른 질량체인 블랙홀, 위성 등 다양한 천체들을 탐지하는 데에도 사용될 수 있습니다.

 

 

미세중력렌즈 탐지법 단점

– 예측의 어려움: 중력렌즈는 정확한 예측이 어려운 현상입니다. 외계행성의 중력렌즈를 예측하기 위해서는 많은 관측 데이터와 복잡한 모델링이 필요하지만 이마저도 시간과 장소를 정확히 예측하기는 어렵습니다.

– 관측 조건의 제한: 중력렌즈 현상은 특정 조건에서만 발생합니다. 별과 외계행성 사이의 정확한 정렬이 필요하며, 중간에 위치한 유성이나 별 등 다른 천체의 간섭도 없어야 합니다. 이러한 조건이 충족되지 않으면 중력렌즈 현상을 통한 외계행성 탐지가 어렵거나 불가능할 수 있습니다.

– 관측 자원과 시간의 문제: 대규모 천체의 중력에 의존하기 때문에 관측에 많은 자원과 시간이 필요합니다. 또한 중력렌즈 현상은 짧은 시간 동안 발생하며, 이를 관측하기 위해서는 정교한 천체 관측 시스템과 많은 자원이 투입되어야 합니다. 

– 행성의 특성 추정의 한계: 중력렌즈 현상을 통해 탐지된 외계행성은 주로 질량과 거리 등 일부 기본적인 특성만 추정할 수 있어 외계행성의 상세한 특성 추정은 추가적인 관측이 필요합니다.

 

 

이 외에도 많은 연구와 기술 발전이 진행되고 있어서 다른 탐지방법들이 생겨나고 있습니다. 이러한 방법들은 한 가지만 사용되기보다 서로 보완적으로 사용되어 외계행성의 탐지하고 특성을 파악하는데 도움을 주고 있습니다.

 

아직은 외계행성이라 하며 그저 신비롭게만 느껴지는 것 같습니다. 우리 세대 때는 아니더라도 언젠가는 영화에서처럼 다른 행성을 오가며 누비는 날이 오게 되지 않을까 기대해봅니다.