항성의 고유운동과 왜계행성에 대한 이해는 천문학에서 중요한 부분을 차지합니다. 이 글에서는 항성의 고유 운동과 왜계행성에 대해 자세히 설명하고, 이들이 우리 우주에 어떤 의미를 가지는지 살펴보겠습니다.
항성의 고유 운동
항성은 상대적인 위치가 달라지지 않는다고 했는데, 그건 수년에서 수십년을 두고 보았을 때의 이야기입니다. 더 길게 보면 항성은 각각 다른 방향으로 움직이며 천구상에서 위치를 바꾸고 있습니다. 이것을 고유 운동이라고 합니다. 이 운동은 주로 항성 자체의 우주 공간에서의 실제 움직임 때문에 발생합니다. 천문학자들은 항성의 고유 운동을 측정함으로써, 해당 항성의 우주 내 위치 변화를 파악할 수 있습니다. 이러한 측정은 우리가 우주의 구조와 항성들이 어떻게 분포하는지 이해하는 데 필수적입니다.
고유 운동의 측정
고유 운동을 측정하기 위해서는 장기간에 걸쳐 항성의 정밀한 위치 관측이 필요합니다. 천문학자들은 여러 해에 걸쳐 같은 항성의 위치를 반복해서 측정하고, 이 데이터를 통해 항성이 천구상에서 어떻게 이동하는지를 계산합니다. 이런 측정을 통해 얻은 정보는 항성의 운동 특성, 거리, 그리고 우리 은하 내에서의 운동을 이해하는 데 중요한 역할을 합니다.
10만 년 후에는 북두칠성이 거꾸로 뒤집힌다?
고유 운동 때문에 별자리의 모양도 달라집니다.
광행차
광행차는 천체를 관측할 때, 지구가 움직이고 있기 때문에 별빛이 보이는 방향과 실제 방향에 차이가 생기는 현상입니다. 지구 공전 때문에 발생하는 광행차를 연주광행차라고 합니다. 연주 광행차는 지구가 공전하고 있다는 증거입니다. 천체의 위치를 분(60분의 1도) 이하로 정확하게 관측해야 할 때는 광행차를 고려해야 합니다.
분광
분광이란 빛을 파장별로 세세하게 나누는 것을 말합니다. 태양의 빛을 프리즘에 비추면 무지개 색으로 나누어지는 데, 이것은 프리즘이 태양빛을 분광했기 때문입니다.
스펙트럼
스펙트럼은 분광한 빛을 파장별로 나누어 표시한 것입니다. 위쪽 띠는 흰 선일수록 파장 빛이 강하다는 것을 나타냅니다. 아래의 꺽은선은 파장별 빛의 세기를 그래프로 나타낸 것입니다.
방출선 / 흡수선
물질 (원소)을 고온으로 만들면 그 원소 특유의 파장 빛이 강하게 나옵니다. 이를 방출선이라고 부릅니다. 한편 광원과 관측자 사이에 어떠한 원소가 존재하면 그 원소는 방출선의 파장 빛을 흡수하기 때문에 그 파장의 빛만 관측자에게 도달하지 않게 됩니다. 이를 흡수선이라고 합니다. 방출선과 흡수선을 알아보면 그 별이 어떤 원소로 이루어져 있는지 알 수 있습니다. 태양의 빛 스펙트럼에서 볼 수 있는 흡수선은 프라운호퍼선이라고 합니다.
왜계행성의 발견
왜계행성은 태양계 밖에 위치한 행성으로, 다른 별을 공전하는 천체입니다. 주로 태양을 제외한 항성의 주위를 도는 행성을 가리킵니다. 1995년에 최초의 외계 행성이 발견 된 이후, 2018년 7월을 시점으로 3750개가 넘는 외계 행성이 발견되었습니다. 최근 수십 년간 천문학 기술의 발전으로 수천 개의 왜계행성이 발견되었습니다. 이러한 발견은 우주에 대한 우리의 이해를 크게 확장시켰으며, 생명체가 존재할 수 있는 가능성을 탐색하는 데 중요한 단서를 제공합니다.
왜계행성 탐색 방법
왜계행성을 찾는 방법에는 여러 가지가 있습니다. 가장 널리 사용되는 방법 중 하나는 통과법(Transit Method)입니다. 이 방법은 왜계행성이 모항성 앞을 지나갈 때 발생하는 별빛의 미세한 어두워짐을 관측하여 행성의 존재를 추론하는 기법입니다. 또 다른 방법으로는 도플러 분광법(Doppler Spectroscopy)이 있으며, 이는 별의 빛에서 나타나는 도플러 효과를 분석하여 행성의 존재를 감지합니다.
항성의 고유 운동과 왜계행성 탐색의 상관관계
항성의 고유 운동을 이해하는 것은 왜계행성을 탐색하는 데 있어 중요한 역할을 합니다. 항성의 운동을 정밀하게 측정함으로써, 우리는 행성의 존재가 항성의 운동에 미치는 영향을 더 잘 이해할 수 있습니다. 예를 들어, 항성의 고유 운동에 작은 변화가 관찰된
다면, 이는 행성의 중력적 영향 때문일 수 있습니다. 따라서, 항성의 고유 운동을 분석하는 것은 왜계행성의 존재를 밝혀내는 데 중요한 방법론 중 하나가 됩니다.
외계 행성은 발견하기 어려웠다?
스스로 불타는 항성에 비해 항성의 빛을 반사할 뿐인 행성의 밝기는 1억분의 1이하입니다. 눈부신 항성을 가까이에서 도는 회계 행성을 찾기란, 등대 근처를 나는 반딧불의 빛을 찾는 것과 마찬가지로 무척 어렵습니다.
페가수스자리 51b
페가수스자리 51b는 주계열성의 주위에서 처음으로 발견한 외계 행성입니다. 1995년 스위스의 천문학자들이 발견했습니다.
왜계 행성의 이름은 어떻게 붙일까?
중심 항성을 a로 잡고, 발견한 순서대로 b, c, d … 로 이름을 붙였습니다.
도플러 분광법
도플러 분광법은 외계 행성을 찾아내는 방법 중 하나압니다. 와계 행성이 중심별의 주위를 돌면, 중심별은 행성의 중력에 이끌려 위치가 살짝 이동합니다. 그 ‘흔들리는’ 모습을 포팍함으로써, 행성의 존재를 추정합니다.
트랜싯법
트랜싯법(통과법)은 지구에서 봤을 때, 외계 행성이 중심별의 앞을 지나면서 중심별을 가려 살짝 어두워지는 모습으로 외계행성의 존재를 파악하는 방법입니다.
케플러 탐사위성
케플러는 외계 행성을 찾기 위해 나사가 쏘아 올린 담사 위성입니다. 트랜싯법을 써서 외계 행성을 찾는데 케플러가 발견한 외계 행성은 2500개가 넘습니다.
직접 촬영법
아주 약한 외계 행성의 빛을 직접 포착하는 것이 직접 촬영법입니다. 행성의 밝기와 온도, 궤도, 대기 둥 중요한 정보를 직접 얻을 수 있어서 외계 행성 연구에 많은 도움이 됩니다. 한국은 호주, 남아프리카 공화국에 망원경을 설치해 24시간 외계 행성 관측 시스템을 구축했습니다.
뜨거운 목성
뜨거운 목성이란 중심별 바로 근처를 공전하고 있는 목성 크기의 외계 행성을 말합니다. 태양계의 목성은 태양으로부터 먼 위치에서 공전하는 차가운 가스 행성인 반면, 뜨거운 목성은 뜨겁게 타오르는 행성입니다.
괴짜 행성
괴짜행성이란 궤도가 마치 혜성처럼 극단적인 타원 궤도를 그리는 외계 행성을 말합니다. 이 역시 태양계에는 존재하지 않는 ‘별난’행성입니다.
아이볼 행성
아이볼 행성은 적색 왜성과 아주 가까운 위치에 존재하며, 늘 같은 면이 적색 왜성을 향해 있기 때문에 그 면은 몹시 뜨겁고 반대쪽은 몹시 차가운 행성입니다. 프록시마 켄타우리의 행성이 아이볼 행성일 것으로 예상합니다.
미시중력렌즈법
미시중력렌즈법은 외계 행성을 찾는 데 쓰이는 방법입니다. 지구에서 봤을 때, 멀리 있는 항성 앞을 다른 항성이 통과하는 경우 앞에 있는 항성의 중력이 ‘렌즈’역할을 해서 빛을 모으기 때문에, 멀리 있는 항성의 빛이 일시적으로 밝아지는 현상을 ‘미시중력렌즈’라고 합니다. 렌즈 역할을 하는 앞쪽 항성이 행성을 가지고 있으면, 행성의 중력도 영향을 주어서 일시적으로 밝아졌다가 원래대로 돌아오는 도중에 다시 한번 순간적으로 밝아지는 현상을 볼 수 있습니다. 이렇게 해서 외계 행성의 존재를 추정합니다.
항성의 고유 운동과 왜계행성의 탐색은 천문학에서 매우 중요한 연구 분야입니다. 이들 분야의 연구는 우리가 우주의 구조, 별과 행성의 형성 및 발달 과정을 이해하는 데 필수적입니다. 또한, 외계 생명체의 존재 가능성을 탐색하는 데 있어서도 중요한 역할을 합니다. 앞으로도 천문학 기술의 발전과 함께, 이러한 연구는 더욱 발전할 것이며, 우리 우주에 대한 이해를 한층 더 깊게 할 것입니다.
다음에도 재미있는 우주과학 이야기로 찾아오겠습니다.