외계 행성의 탐색 및 명칭

외계행성은 태양계 밖에 있는 별(항성) 주위를 도는 행성이다. 태양과 비슷한 별의 주위를 도는 외계행성으로서 최초로 확인된 것은 1995년에 보고된 51 Pegasi(페가수스자리 51번 별) 주위를 도는 행성이다. 이 행성은 목성 질량의 약 0.47배이고 궤도 반지름은 0.05AU(1AU = 1억5천만 km)이다. 이 거리는 수성-태양 간 거리보다 더 가까운 것이며 질량은 토성보다 크다. 이보다 조금 앞서 1992년에 보고된 처녀자리에 있는 펄사(pulsar) PSR B1257+12 주위를 공전하는 행성이다. 그러나 펄사는 보통 별이 아니라 초신성이 폭발하고 남은 중성자별이라서 별로 주목받지는 못했다. 이후 외계행성 탐색 관측연구가 국제적으로 활발히 진행되어 2017년까지 3,600여개의 외계행성이 발견되었는데, 이 중에서 약 70%인 2,600여개는 2009년에 미국 나사에서 발사한 케플러 우주망원경이 발견한 행성이다. 발견된 행성들은 지구보다도 질량이 적은 것에서 목성 질량의 10배 이상 되는 것까지 다양하며, 또한 태양-수성 간의 거리보다 더 가까운 공전 거리를 갖는 행성이 있는가 하면 태양-명왕성 거리보다 멀리서 공전하는 행성도 있다. 발견된 외계행성의 이름은 중심별의 이름 바로 뒤에 발견된 순서에 따라 영어 소문자로 알파벳 b부터 차례대로 붙인다. 예를 들어 51 Pegasi(페가수스자리 51번 별)에서 발견된 첫 번째 행성은 51 Pegasi b라고 행성의 명칭이 붙여지게 됩니다. 2개 이상의 별이 중력적으로 묶여서 서로 공전하는 다중성의 경우도 비슷하다. HD. 131399는 3개의 별로 이루어진 3중성인데 각각 HD.131399A, HD.131399B, HD.131399C로 구분되며 이 중에서 A 별 주위를 공전하는 첫 번째 행성은 HD.131399Ab로 이름이 붙여지게 됩니다. 대문자 A, B, C 등은 다중성을 이루는 구성별을 나타내며 소문자 b, c, d 등은 행성을 뜻한다. HW Vir 라는 식쌍성 주위에서 발견된 행성은 HW Vir(AB)b 라고 부르며 이름은 가까이 붙어있는 2개의 별 A와 B를 중심에 두고 멀리 떨어진 행성이 2개 별의 둘레를 공전한다는 것을 나타낸다. 외계행성을 찾는 작업은 1천억W의 서치라이트 옆에 있는 백W의 전구를 구별하는 것만큼 어렵다. 별과 별 주위를 도는 행성의 밝기 차이가 그만큼 크기 때문이다. 그래서 외계행성의 발견은 거의 불가능한 것처럼 보인다. 별 주위에 행성이 있다면 별은 행성의 중력에 의해 약간 위치가 변하며, 또 별 주위를 도는 행성이 별을 가릴 경우에 별의 밝기가 조금 떨어진다. 이런 가정들로부터 별을 관측하면 행성이 있는지를 알아낼 수 있다. 이러한 외계행성을 찾는 방법은 다섯 가지로 요약해 볼 수 있다. 

시선속도 방법 - 도플러 효과를 이용하는 방법이다. 질량이 큰 행성이 별 주위에 있으면 그 행성의 중력에 의해 미약하나마 별도 움직이게 된다. 따라서 스펙트럼을 측정해 보면 적색편이와 청색편이가 주기적으로 일어나게 된다. 행성의 질량이 클수록 별이 도는 현상은 뚜렷이 나타난다.

별표면 통과 방법 - 행성이 우연히 별 앞을 지날 때 별의 광도가 변화하는 것을 정밀 분석하는 방법이다. 밝기 변화가 일어났을 때 흑점이나 별 표면에서 일어나는 다른 현상에 의한 것이 아니라면 간접적이나마 행성이 있다고 말할 수 있다. 행성이 밝다면, 행성이 직접 별을 가리지 않더라도 행성의 위치에 따라 별과 행성을 합한 밝기가 변화하므로 행성의 존재를 유추해낼 수 있다. 

미시중력렌즈 방법 - 중력렌즈에 의한 방법이다. 아인슈타인의 일반상대성 이론에 따르면 빛도 중력에 따라 경로가 휘어진다. 이 때문에 별빛이 행성의 중력에 의해 굽어져 별의 밝기가 변하면 이를 정밀 분석해 행성의 존재를 유추해낼 수 있다.

극심 시각 및 측성학적 방법 - 전파신호를 주기적으로 내는 천체인 펄사의 신호주기 변화를 측정하는 방법이다. 1967년 처음 발견된 펄사는 초신성의 폭발로 형성된 중성자별이 내는 전파인데, 중성자별이 빠르게 회전하면서 주기적인 전파를 방출하는 것이다. 펄사 주위에 행성이 돌고 있으면 펄사 신호의 주기가 변화하게 된다. 이 변화를 추론해 행성의 존재를 유추해 낼 수 있다. 즉 행성은 스스로 빛을 내지 못하고 별의 빛을 받아 빛나므로 행성이 별 주위를 돌면서 별빛을 가리면 어둡고, 별빛을 반사해 별빛에 광도를 더하면 밝아지는 광도 변화를 추적해 내는 것이다. 별이 공전하면 천구 상에서의 위치도 상하좌우로 움직이며, 별의 규칙적인 위치 변화를 분석하여 행성을 찾는 것이 측성학적 방법이다.

직접촬영 방법 - 일반적으로 행성은 별보다 어둡기 때문에 별 주위를 공전하는 행성을 직접 관측하는 것은 매우 어렵다. 또한 지구에서 별까지의 거리와 비교하면 별과 행성은 거의 붙어있을 정도로 가까워서, 별과 행성을 공간적으로 분해하기도 어렵다. 이 때문에 별빛을 가리거나 줄일 수 있는 코로나그래프(coronagraph)나 간섭계(interferometry) 등과 같은 특별한 관측기기를 공간분해능이 높은 대형 광학망원경에 부착하여 관측해야만 행성을 직접 촬영하는 것이 가능하다. 이런 관측적 제약으로 직접 촬영한 행성은 많지 않다.

도플러효과(파원에서 나온 파동의 진동수가 실제 진동수와 다르게 관측되는 현상)를 이용해 행성을 찾기 위해서는 적어도 행성 궤도주기의 절반만큼의 데이터가 있어야 한다. 이를테면 태양계 목성의 궤도 주기는 대략 12년이므로 적어도 6년 정도의 관측 데이터가 필요하다는 것이다. 1995년 페가수스자리 51번 별에서의 행성 발견 이래 많은 팀이 대형 망원경으로 관측에 참여하여 현재 수천 개 별이 지속해서 포착되고 있으며, 이미 많은 별에서 주기의 일부 데이터가 축적되고 있다. 1990년대 후반에 행성 발견이 많아진 이유는 도플러효과를 이용한 별의 속도 측정 정밀도가 초당 50m를 분해할 수 있게 향상되었기 때문이며, 2010년대 중반에는 초당 약 1.0m까지 정밀해져서 지구같이 질량이 작은 외계행성도 발견할 수 있게 되었다.