외계 행성 탐사 방법(식 현상, 미세 중력 렌즈) (r1)

식 현상, 또는 트랜짓법은 별 앞을 지나가는 외계 행성이 별빛을 일시적으로 약화시키는 현상을 관측하여 행성을 발견하는 방법이다. 이 방법의 핵심 원리는 행성이 별과 관측자 사이를 통과할 때, 행성의 원반이 별빛의 일부를 가리므로 별의 총 밝기가 미세하게 감소한다는 점에 기초한다.

관측은 광도계를 사용하여 별의 밝기를 지속적으로 모니터링하는 방식으로 이루어진다. 행성이 통과하는 동안 기록되는 밝기 곡선은 U자 모양의 깊이가 얕은 함몰을 보인다. 이 곡선을 분석하면 행성의 존재를 확인할 수 있을 뿐만 아니라 여러 물리적 특성을 추론할 수 있다. 예를 들어, 밝기가 감소하는 깊이로부터 행성 반지름과 모항성 반지름의 비율을, 통과 지속 시간과 주기로부터 행성의 궤도 경사각과 공전 주기를 계산할 수 있다. 또한, 통과의 정확한 시간을 분석하면 추가 행성의 존재나 궤도 섭동과 같은 정보를 얻을 수도 있다.

이 방법을 성공적으로 적용하기 위해서는 몇 가지 조건이 충족되어야 한다. 행성의 궤도 평면이 지구 관측자의 시선 방향과 거의 일치해야 하므로, 통과 현상이 실제로 관측될 확률은 상대적으로 낮다. 또한, 높은 정밀도의 광도 측정이 필수적이며, 관측 중 발생할 수 있는 별의 흑점 활동이나 기기 노이즈 등과 같은 변수를 신중하게 걸러내야 한다. 일반적으로 행성의 통과는 목성 크기의 행성이 태양 크기의 별 앞을 지날 경우 약 1% 정도의 밝기 감소를, 지구 크기의 행성이라면 약 0.01%의 미세한 감소를 유발한다.

이러한 원리와 방법 덕분에 트랜짓법은 수천 개의 외계 행성을 발견하는 데 기여했으며, 특히 행성의 크기와 같은 기본 물리량을 직접 측정할 수 있는 몇 안 되는 방법 중 하나로 평가받는다.

케플러 우주 망원경은 2009년 3월에 발사되어 2018년 임무를 종료할 때까지 약 15만 개의 항성을 지속적으로 관측했다. 이 임무의 주요 목표는 우리 은하 내에서 지구와 크기가 유사한 외계 행성이 얼마나 흔한지 통계를 내는 것이었다. 케플러는 한 정해진 하늘 영역을 약 4년간 집중 관측하여 행성이 별 앞을 지나가면서 발생하는 미세한 밝기 감소를 포착했다. 이를 통해 2,600개 이상의 외계 행성을 확인했으며, 그 중 수백 개는 암석 행성이거나 생명체 거주가능 영역 내에 위치했다[1]. 케플러의 데이터는 행성의 크기, 공전 주기, 그리고 항성으로부터의 거리를 추정하는 데 결정적인 역할을 했다.

케플러 임무의 뒤를 이어 2018년 4월 발사된 TESS(Transiting Exoplanet Survey Satellite)는 탐사 전략을 달리했다. TESS는 전체 하늘의 약 85%를 27일 간격으로 관측하는 전천 탐사를 수행했다. 이는 케플러가 좁은 영역을 깊이 관측한 것과 대비된다. TESS의 주요 목표는 우리 태양계에서 비교적 가까운 밝은 항성 주변의 행성, 특히 지구 크기 또는 그보다 큰 행성을 발견하는 것이다. 더 밝은 별 주변의 행성을 발견함으로써, 후속 분광학적 관측을 통한 행성 대기 분석이 훨씬 용이해졌다.

두 임무의 성과를 비교하면 다음과 같은 특징을 확인할 수 있다.

케플러와 TESS는 모두 식 현상을 이용한 탐사 방법의 성공을 입증했다. 케플러는 외계 행성의 다양성과 보편성에 대한 이해의 지평을 넓혔고, TESS는 발견된 행성들을 보다 상세히 연구할 수 있는 길을 열었다. 이들 임무가 수집한 방대한 데이터는 여전히 분석 중이며, 새로운 행성 후보와 함께 다양한 항성 현상에 대한 발견으로 이어지고 있다.

식 현상 방법은 상대적으로 간단한 장비로도 많은 외계 행성을 발견할 수 있게 하지만, 몇 가지 명확한 한계를 지닌다. 가장 큰 제약은 행성의 궤도면이 지구 관측자의 시선 방향과 거의 일치해야만 식이 발생한다는 점이다. 이 조건을 만족하는 행성계는 극히 일부에 불과하므로, 이 방법으로 발견 가능한 행성의 수는 본질적으로 제한된다.

또한, 이 방법은 주로 행성의 크기(반지름)와 궤도 주기만을 정확히 측정할 수 있다. 행성의 질량은 시선 속도법과 같은 다른 방법과 결합하지 않으면 알기 어렵다. 따라서 발견된 행성의 밀도와 구성(가스 행성인지 암석 행성인지)을 판단하는 데 한계가 있다. 관측 데이터에서도 항성 흑점이나 항성 표면 활동으로 인한 광도 변화가 행성 통과 신호와 혼동될 수 있어 추가 검증이 필요하다.

장점으로는 행성의 대기 성분을 분석할 수 있다는 점을 들 수 있다. 행성이 항성 앞을 지나갈 때, 항성빛이 행성의 대기를 통과하며 특정 파장이 선택적으로 흡수된다. 이 통과 분광법을 통해 행성 대기에 수증기, 나트륨, 이산화탄소 등의 존재를 간접적으로 탐지할 수 있다. 또한, 장기간 연속 관측이 가능한 우주 망원경(예: 케플러 우주 망원경)을 통해 매우 작은 지구 크기 행성도 발견할 수 있으며, 궤도 주기를 정밀하게 측정할 수 있다.

중력 렌즈 현상은 알베르트 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 의해 예측된 현상이다. 이 이론에 따르면, 질량을 가진 천체는 주변의 시공간을 휘게 만들며, 이 휘어진 공간을 지나는 빛의 경로가 굽어지게 된다[3]. 따라서, 먼 배경 천체(예: 별이나 은하)에서 나온 빛이 중간에 위치한 무거운 천체(렌즈 천체) 근처를 지나갈 때, 그 빛이 휘어져 모이거나 왜곡되어 관측자에게 도달하는 현상을 말한다.

이 현상은 렌즈 천체, 배경 천체(광원), 관측자가 일직선에 가깝게 정렬되었을 때 가장 두드러지게 나타난다. 렌즈 천체의 중력장은 마치 거대한 볼록렌즈처럼 작용하여 배경 천체의 빛을 모으거나 증폭시킨다. 그 결과, 관측자는 배경 천체가 실제 위치보다 이동했거나, 하나의 이미지가 여러 개로 분리되어 보이는 아인슈타인 고리나 십자가 형태를 관측할 수 있다.

중력 렌즈 효과의 강도는 주로 렌즈 천체의 질량에 의해 결정된다. 매우 무거운 천체인 은하나 은하단은 강한 중력 렌즈를 형성하여 배경 은하의 이미지를 극적으로 왜곡시키지만, 우리 은하 내에 있는 단일 항성 정도의 질량을 가진 천체는 훨씬 미세한 효과만을 만들어낸다. 이렇게 별 하나가 다른 별의 빛을 증폭시키는 현상을 특히 미세 중력 렌즈 현상이라고 부르며, 이 원리를 활용하여 외계 행성을 탐사한다.

미세 렌즈 현상을 이용한 행성 탐지는 중력 렌즈 현상의 특별한 경우로, 렌즈 역할을 하는 천체가 항성 단독이 아니라 항성과 그 주위를 도는 행성으로 구성된 시스템일 때 발생한다. 이 경우, 렌즈 효과는 주로 중심 항성에 의해 생성되지만, 행성의 중력이 추가적으로 미치는 영향으로 광도 곡선에 작은 돌출부나 왜곡이 나타난다. 이 신호는 주 렌즈 신호 위에 중첩된 형태로, 일반적으로 몇 시간에서 며칠 사이의 매우 짧은 시간 동안만 관측 가능하다.

이 방법으로 행성을 탐지하려면 매우 조밀한 모니터링 관측이 필수적이다. 행성에 의한 신호는 예측이 불가능하며, 한 번 발생한 후 같은 천체에 대해 다시 관측될 가능성은 거의 없다. 따라서 은하의 성간 물질이 많은 방향, 특히 우리 은하의 팽대부나 마젤란 은하를 향해 많은 수의 배경 별을 지속적으로 관측하는 방식을 취한다. 주요 프로젝트인 OGLE와 MOA는 이러한 방식으로 수많은 미세 렌즈 사건을 발견하고 그 중 행성 신호를 가진 사례를 발굴해낸다.

미세 중력 렌즈법의 가장 큰 장점은 매우 멀리 떨어진 행성도, 심지어 모항성으로부터 떨어진 궤도를 도는 행성도 탐지할 수 있다는 점이다. 이 방법은 행성의 질량에 민감하며, 지구 질량 정도의 작은 암석 행성부터 목성 질량의 가스 행성까지 다양한 질량대의 행성을 발견하는 데 성공했다. 특히 모항성으로부터 멀리 떨어진, 다른 방법으로는 발견하기 어려운 한계 행성을 찾는 데 매우 유용한 방법으로 평가받는다.

미세 중력 렌즈법을 이용한 외계 행성 탐지의 성공은 주로 두 개의 대규모 국제 협력 관측 프로젝트, OGLE와 MOA에 의해 주도되었다. 이 프로젝트들은 은하 중심 방향의 성단과 성간 물질이 밀집한 영역을 지속적으로 모니터링하여, 중력 렌즈 현상의 발생 확률을 극대화하는 전략을 채택했다.

이 두 프로젝트는 경쟁 관계이면서도 긴밀한 협력 관계를 유지해왔다. 미세 렌즈 현상은 예측이 불가능하고 일시적이기 때문에, 전 세계의 관측자들이 네트워크를 형성하여 24시간 연속 관측을 수행하는 것이 중요하다. OGLE와 MOA는 남반구(칠레의 라실라 천문대, 뉴질랜드의 마운트 존 천문대 등)에 위치한 망원경으로 데이터를 수집하고, 발견된 렌즈 사건에 대해 서로 실시간으로 정보를 공유하며 후속 관측을 조정한다. 이를 통해 단일 프로젝트로는 포착하기 어려운 고유도 광도 곡선을 얻고, 행성의 존재를 나타내는 짧은 신호를 정확하게 분석할 수 있다. 이들의 협력으로 발견된 대표적인 행성으로는 OGLE-2005-BLG-390Lb[6] 등이 있다.

시선 속도법은 도플러 효과를 이용하여 항성의 방사형 속도를 측정함으로써 그 주위를 공전하는 외계 행성을 간접적으로 탐지하는 방법이다. 항성과 행성은 공통 질량 중심을 돌기 때문에, 행성의 중력은 항성에게도 작은 속도 변화를 유발한다. 이 변화는 항성 스펙트럼의 흡수선이 도플러 효과에 의해 파장이 이동하는 현상으로 관측된다.

항성이 행성의 중력으로 인해 관측자를 향해 다가올 때는 스펙트럼이 청색편이되고, 멀어질 때는 적색편이된다. 이 편이의 주기와 진폭을 정밀하게 측정하면 행성의 공전 주기, 최소 질량, 궤도 이심률 등의 정보를 도출할 수 있다. 특히, 질량이 큰 가스 행성이나 항성에 가까운 뜨거운 목성을 탐지하는 데 효과적이다.

이 방법의 정밀도는 스펙트럼 측정 장비의 성능에 크게 의존한다. 초기에는 초당 수십 미터 수준의 속도 변화만 측정 가능했으나, HARPS와 같은 고정밀 분광사계의 등장으로 초당 1미터 미만의 미세한 속도 변화도 검출할 수 있게 되었다. 이는 지구 질량에 가까운 작은 행성 탐지 가능성을 열었다.

시선 속도법은 행성의 존재와 기본 궤도 요소를 확인하는 강력한 도구이지만, 행성의 반지름이나 대기 구성과 같은 물리적 특성은 직접적으로 알 수 없다는 한계가 있다. 또한, 관측자의 시선 방향과 행성 궤도면의 각도(경사각)를 정확히 알기 어려워 대부분의 경우 행성의 정확한 질량이 아닌 '최소 질량'만을 제공한다.

시선 속도법은 식 현상 탐사법이 가지는 주요 한계를 보완하는 중요한 역할을 한다. 식 현상법은 행성이 모항성 앞을 지나가면서 빛을 가리는 현상을 관측하므로, 지구에서 볼 때 정확히 행성의 궤도면이 시선 방향과 일치해야만 탐지가 가능하다. 이는 탐지 확률을 크게 낮추는 요인이다. 반면 시선 속도법은 행성의 중력에 의해 항성이 흔들리는 속도를 측정하는 방식으로, 궤도면의 기울기에 덜 민감하여 더 넓은 범위의 행성을 발견할 수 있다.

두 방법은 서로 다른 행성 특성을 밝혀내어 상호 보완적 정보를 제공한다. 식 현상법을 통해 통과하는 행성의 반지름을 정확히 측정할 수 있고, 때로는 대기 성분에 대한 정보도 얻을 수 있다. 시선 속도법은 행성의 최소 질량을 계산하는 데 유용하다. 따라서 동일한 행성에 대해 두 방법을 모두 적용하면 반지름과 질량을 모두 알게 되어 평균 밀도를 계산할 수 있고, 이는 행성이 암석 행성인지 가스 행성인지 등의 구성을 추정하는 결정적 단서가 된다.

결과적으로, 현대 외계 행성 탐사는 단일 방법에 의존하지 않고 다중 방법을 통합하는 방향으로 발전하고 있다. 케플러 우주망원경이나 TESS 같은 임무로 식 현상을 통해 후보를 대량 발견하면, 지상의 대형 망원경을 이용한 후속 시선 속도 관측으로 그 질량을 확인하는 협업이 일반적이다. 이렇게 함으로써 발견된 천체가 진정한 행성인지 확인하고, 그 기본적인 물리적 특성을 규명할 수 있다.

직접 촬영법은 어머니 항성의 빛에 가려진 외계 행성을 직접 포착해야 하므로 극도로 높은 콘트라스트가 필요하다. 이를 위해 코로노그래프나 스타셰이드 같은 장치를 사용하여 항성의 빛을 가린다. 또한, 적응광학 기술은 지구 대기의 흔들림을 실시간으로 보정하여 더 선명한 이미지를 얻는 데 핵심적이다.

기술 발전은 주로 적외선 영역에서 이루어졌다. 행성은 적외선에서 상대적으로 밝게 빛나는 반면, 항성의 빛은 가시광선에 비해 약해지기 때문이다. 초기 성공 사례인 HR 8799 계나 베텔게우스 b 같은 행성들은 모두 대형 지상 망원경과 적외선 관측을 통해 발견되었다. 최근에는 직교 분광법 같은 기술을 통해 행성의 빛만을 분리해 내는 능력도 크게 향상되었다.

이러한 발전 덕분에, 직접 촬영법은 행성의 대기 성분을 분석하고 심지어 표면의 구름 패턴을 연구할 수 있는 유일한 방법으로 자리 잡았다. 그러나 여전히 어머니 항성에서 매우 멀리 떨어진 젊고 뜨거운 거대 행성만을 탐지할 수 있다는 근본적인 한계를 지닌다.

직접 촬영법의 기술적 한계를 극복하고, 보다 많은 외계 행성을 직접 포착하기 위해 차세대 지상 및 우주 망원경들이 개발되고 있다. 이들은 더 큰 구경, 더 정교한 보정 시스템, 그리고 새로운 관측 기술을 통해 어머니 항성 근처의 어두운 행성들을 분리해 내는 능력을 획기적으로 향상시킨다.

지상에서는 거대 마젤란 망원경(GMT), 30미터 망원경(TMT), 유럽 극대 망원경(ELT)과 같은 초거대 망원경(ELT)들이 건설 중이다. 이 망원경들은 20~40미터에 달하는 거대한 주경을 바탕으로 극한의 각분해능을 제공한다. 특히 적응광학 시스템의 발전은 대기 난류로 인한 별빛의 흔들림을 실시간으로 보정하여, 지상에서도 우주 망원경에 버금가는 선명한 영상을 얻을 수 있게 한다. 이들은 주로 적외선 영역에서 젊고 뜨거운 거대 가스 행성들을 직접 촬영하고 그 대기 성분을 분석하는 데 초점을 맞춘다.

우주에서는 제임스 웹 우주 망원경(JWST)이 이미 적외선 관측을 통해 외계 행성 대기 연구의 새로운 시대를 열었다. 미래 임무로는 낸시 그레이스 로먼 우주 망원경이 예정되어 있으며, 이는 성간매질 관측 외에도 고성능의 코로나그래프를 탑재해 직접 촬영 임무를 수행할 계획이다. 더 먼 미래에는 지구형 행성 탐사 위성(HabEx)이나 대형 UV/가시광/적외선 탐사선(LUVOIR)과 같은 개념 연구가 진행 중인데, 이들은 특정 파장대의 빛을 차단하는 스타셰이드 기술과 결합하여 지구 크기의 암석 행성까지 직접 관측하고 생명체 존재 가능성을 탐색하는 것을 궁극적 목표로 삼고 있다.

측성학적 방법은 외계 행성이 모항성을 공전할 때 발생하는 미세한 위치 변화를 정밀하게 측정하여 행성을 간접적으로 탐지하는 기법이다. 이 방법은 중력의 상호작용에 기반을 둔다. 행성과 항성은 공통의 질량 중심(중심)을 돌기 때문에, 행성의 중력은 항성도 작은 원 또는 타원 궤도로 움직이게 만든다. 이로 인해 지구에서 관측했을 때 항성의 천구상 위치가 주기적으로 미세하게 흔들리는 것처럼 보인다. 이 흔들림의 각도 크기와 주기를 분석하면 행성의 궤도 경사각을 포함한 궤도 요소와 질량을 추정할 수 있다.

측정에는 매우 높은 정밀도가 요구된다. 행성에 의한 항성의 위치 변화는 각초의 수백만 분의 일 수준으로 극히 미세하다. 예를 들어, 태양이 목성의 영향으로 흔들리는 각변위는 약 1 밀리각초(mas) 정도이며, 지구 크기의 행성에 의한 영향은 그보다 훨씬 작다[9]. 따라서 이를 탐지하기 위해서는 장기간에 걸친 극도로 정밀한 각도 측정 기술이 필요하다. 초기에는 지상의 광학 망원경을 이용한 시도가 있었으나, 대기의 영향으로 정밀도에 한계가 있었다.

이 방법의 실질적인 성과는 우주 기반 관측에 의해 이루어졌다. 유럽 우주국(ESA)의 히파르코스 위성과 그 후속 임무인 가이아 임무가 대표적이다. 가이아 우주 망원경은 약 10억 개 이상의 천체 위치를 마이크로각초(µas) 수준의 정밀도로 측정하는 것을 목표로 한다. 가이아의 정밀 측량 데이터는 수만 개의 거대 가스 행성 및 장주기 궤도를 도는 행성을 발견할 잠재력을 가지고 있으며, 특히 다른 방법으로는 탐지하기 어려운 항성계 바깥쪽 궤도의 행성을 찾는 데 유용하다.

측성학적 방법의 주요 장점은 행성의 궤도 경사각을 직접 측정할 수 있어 행성의 실제 질량을 결정할 수 있다는 점이다. 이는 시선 속도법으로 측정한 최소 질량 정보를 보완한다. 반면, 행성의 공전 주기가 길수록 관측에 필요한 시간도 길어지며, 현재 기술로는 지구 크기 행성을 먼 거리에서 탐지하는 것은 여전히 도전적인 과제로 남아 있다.

타원궤도 시간 변이법은 외계 행성이 항성을 공전할 때 발생하는 궤도 주기의 미세한 변동을 측정하여 행성을 간접적으로 탐지하는 방법이다. 이 방법은 주로 펄사나 쌍성계를 공전하는 행성을 발견하는 데 효과적이었으며, 특히 다른 방법으로는 탐지하기 어려운 특정 궤도 조건의 행성을 찾을 수 있다는 장점을 가진다.

이 방법의 핵심 원리는 케플러 법칙에 기반한다. 두 개 이상의 천체가 중력적으로 상호작용할 때, 각 천체의 공통 질량 중심 주위를 공전한다. 만약 시스템에 세 번째 천체(예: 행성)가 추가되면, 기존 두 천체의 궤도 운동에 미세한 섭동이 발생하며, 이는 이들이 서로를 방해하거나 가리는 시점(예: 식 현상 발생 시각)의 규칙적인 변화로 나타난다. 관측자는 이러한 식의 시간이 예상보다 일찍 또는 늦게 발생하는 변이(타이밍 변이)를 정밀하게 측정하여, 보이지 않는 행성의 존재와 질량, 궤도 주기를 추론한다.

주요 적용 사례와 특징은 다음과 같다.

이 방법은 행성이 매우 긴 공전 주기를 가졌거나, 모항성이 너무 어둡거나 밝아 다른 방법 적용이 어려운 경우에도 유용하게 적용될 수 있다. 그러나 관측하려는 시스템 자체가 정기적인 신호(펄스나 식)를 발생시켜야 하므로 적용 대상이 제한적이며, 신호의 시간 변이를 정밀하게 측정하기 위해 장기간에 걸친 관측 데이터가 필요하다는 한계도 가진다.