외계 행성 탐사

외계 행성을 직접 사진으로 찍기는 대단히 어렵습니다. 두 가지가 발목을 잡습니다. 첫째, 별은 스스로 빛나지만 행성은 별빛을 반사할 뿐이라 밝기 차이가 천문학적으로 큽니다. 둘째, 별과 행성이 워낙 멀리 있어 하늘에서 둘 사이의 각도가 극히 작아, 강렬한 별빛의 번짐 속에 행성이 파묻힙니다. 서치라이트 바로 옆의 반딧불을 찾는 셈입니다.

그래서 천문학자들은 행성을 보는 대신 행성이 별에 미치는 영향을 봅니다. 첫 번째 길은 행성이 별 앞을 가로지를 때 별빛이 아주 조금 어두워지는 것을 잡아내는 식 현상법(통과법)입니다. 밝기 변화가 주기적으로 반복되면 행성이 있다는 증거가 되고, 어두워진 정도에서 행성의 크기를 알아냅니다.

두 번째 길은 시선 속도법(도플러법)입니다. 흔히 행성이 별 주위를 돈다고 하지만, 정확히는 별과 행성이 공통 질량 중심을 함께 돕니다. 행성의 중력에 끌려 별도 작게 흔들리고, 별이 우리 쪽으로 다가올 때와 멀어질 때 스펙트럼선의 파장이 주기적으로 이동합니다. 이 흔들림의 크기에서 행성의 질량을 추정합니다.

세 번째로, 앞쪽 별의 중력이 렌즈처럼 작용해 뒤쪽 별빛을 일시적으로 밝게 만드는 미세 중력 렌즈 현상을 이용하는 방법도 있습니다. 앞쪽 별에 행성이 딸려 있으면 밝기 곡선에 짧고 뾰족한 봉우리가 덧붙는데, 이것이 행성의 서명입니다. 다만 같은 정렬이 다시 일어나지 않아 재확인이 불가능하다는 한계가 있습니다.

중요한 것은 각 방법이 잘 찾는 행성의 종류가 서로 다르다는 점입니다. 그래서 여러 방법을 함께 써야 하고, 두 방법이 같은 행성을 잡으면 크기와 질량을 모두 알아 밀도까지 구할 수 있습니다. 밀도를 알면 그 행성이 암석 덩어리인지 기체 덩어리인지 갈라집니다. 궁극적인 목표는 생명 가능 지대에 놓인 암석 행성을 찾는 것입니다. 이 모든 것이 우주 탐사로 확보한 관측 기술 위에 서 있고, 행성이 왜 그런 궤도를 도는지는 행성의 운동에서 배운 케플러 법칙이 그대로 답합니다.