식 현상법(통과법)
행성이 항성 앞을 통과할 때 별빛이 약해지는 광도 변화를 측정해 행성 존재를 검출하는 케플러 우주 망원경 방법을 이해한다.
행성이 항성 앞을 가로질러 지나갈 때 별빛이 아주 조금 어두워지는 것을 반복 측정해, 보이지 않는 행성의 존재와 크기를 알아내는 방법입니다.
멀리 있는 가로등 앞으로 날벌레가 지나가는 셈입니다. 벌레는 절대 보이지 않지만, 가로등 밝기가 규칙적으로 아주 살짝 깜빡인다면 '뭔가가 앞을 지나간다'고 말할 수 있습니다.
쉽게 말하면
외계 행성 탐사가 어려운 근본 이유는 행성이 스스로 빛을 내지 않고, 곁의 항성이 압도적으로 밝기 때문입니다. 식 현상법은 행성을 보려는 시도를 아예 포기하고, 대신 항성의 밝기만 계속 지켜봅니다.
행성의 공전 궤도면이 우리 시선 방향과 거의 나란하면, 공전할 때마다 행성이 항성 원반 앞을 가립니다. 이때 가려지는 넓이는 두 천체의 단면적 비이므로, 밝기가 줄어드는 정도(감광 깊이)는 반지름의 제곱비로 결정됩니다.
그래서 광도 곡선 하나에서 두 가지를 얻습니다. 감광 깊이에서 행성의 반지름을, 감광이 되풀이되는 간격에서 공전 주기를 얻고, 케플러 법칙을 쓰면 궤도 반지름까지 나옵니다. 다만 질량은 나오지 않습니다 — 앞을 가리는 데에 질량은 아무 역할도 하지 않기 때문입니다. 그래서 실제 연구에서는 시선 속도법으로 질량을 따로 구한 뒤 두 값을 합쳐 밀도를 계산하고, 그 행성이 암석형인지 기체형인지 판정합니다.
케플러 우주 망원경은 이 원리로 하늘의 한 영역을 오래 응시하며 수많은 별의 밝기를 동시에 감시했고, 그 결과 확인된 외계 행성의 수를 단숨에 끌어올렸습니다.
이렇게 나타납니다
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예시 1목성만 한 행성이 태양만 한 별 앞을 지날 때목성의 반지름은 태양의 약 10분의 1입니다. 그러면 별빛은 겨우 1% 어두워집니다. 눈으로는 알 수 없고, 정밀 광도계로만 잡히는 변화입니다.
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예시 2지구만 한 행성이라면지구의 반지름은 태양의 약 100분의 1이므로 감광 깊이는 , 즉 0.01% 수준입니다. 지구형 행성을 찾으려면 대기의 흔들림이 없는 우주 공간에서, 매우 안정된 관측 장비로 별을 지켜봐야 하는 이유가 여기에 있습니다.
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예시 3행성이 아닌데 별이 어두워지는 경우커다란 흑점이 별의 자전과 함께 나타났다 사라져도 밝기가 줄고, 두 별이 서로를 가리는 식쌍성도 광도가 떨어집니다. 그래서 한 번의 감광만으로는 행성이라고 하지 않습니다 — 같은 깊이, 같은 지속 시간의 감광이 정확히 같은 주기로 되풀이되는지를 확인합니다.
순서대로 하면
광도 곡선에서 행성 정보를 읽어내는 순서
- 1감광이 일정한 주기로 되풀이되는지 확인합니다. 최소 여러 번 반복되어야 행성 후보로 봅니다.
- 2되풀이되는 간격에서 공전 주기 를 읽습니다.
- 3감광 깊이 에 제곱근을 씌워 을 구하고, 항성의 반지름을 알고 있으므로 행성의 반지름을 얻습니다.
- 4주기 와 케플러 제3법칙으로 궤도 반지름을 구합니다.
- 5질량이 필요하면 같은 별을 시선 속도법으로 다시 관측합니다. 반지름과 질량이 모두 있어야 밀도를 알 수 있습니다.
식 현상법과 시선 속도법이 알려 주는 것
| 구분 | 식 현상법(통과법) | 시선 속도법(도플러법) |
|---|---|---|
| 관측하는 것 | 항성의 밝기 변화 | 항성 스펙트럼선의 파장 변화 |
| 직접 얻는 값 | 행성의 반지름, 공전 주기 | 행성의 (최소) 질량, 공전 주기 |
| 검출에 유리한 행성 | 항성에 비해 큰 행성 | 항성에 비해 무거운 행성 |
| 궤도면 조건 | 시선 방향과 거의 나란해야 함 | 시선 방향과 완전히 수직이면 검출 불가 |
자주 하는 오해
행성이 별을 가리면 눈에 띄게 어두워질 거라고 생각하기
이렇게 생각하기 쉬움행성이 앞을 지나가니 별이 반쯤 가려져 확 어두워진다
실제로는목성급 행성이라도 별빛은 약 1%, 지구급이면 0.01% 정도만 줄어듭니다.
가려지는 양은 지름의 비가 아니라 단면적의 비, 즉 반지름의 제곱비입니다. 별은 행성보다 지름이 열 배, 백 배 크므로 넓이로는 백 배, 만 배 차이가 납니다. 식 현상법이 '아주 미세한 밝기 변화를 재는 기술'인 이유입니다.
식 현상이 관측되지 않으면 행성이 없다고 결론짓기
이렇게 생각하기 쉬움이 별은 오래 지켜봐도 밝기가 안 변하니 행성이 없다
실제로는행성이 있어도 궤도면이 우리 시선과 나란하지 않으면 별 앞을 지나가지 않아 아무 변화도 보이지 않습니다.
행성의 궤도면은 우주에서 아무 방향이나 향할 수 있는데, 그중 하필 우리 시선 방향과 맞아떨어지는 경우만 식 현상이 일어납니다. 그래서 이 방법은 존재하는 행성의 극히 일부만 검출합니다. 검출되지 않았다는 것은 '없다'가 아니라 '이 방법으로는 안 보인다'는 뜻입니다.
선수 개념 — 이걸 먼저 알아야 해요
이후 개념 — 이 개념을 배우면 이어집니다
없음 — 이 개념이 마지막입니다
같은 단원의 개념 — 우주 탐사와 행성계
자주 묻는 질문
Q1케플러 우주 망원경은 왜 하늘의 한 곳만 오래 쳐다봤나요?
식 현상은 행성이 공전 주기마다 한 번, 그것도 아주 짧게 일어납니다. 주기를 확정하려면 같은 감광을 여러 번 봐야 하므로, 공전 주기가 긴 행성일수록 오래 지켜봐야 합니다. 여러 별을 잠깐씩 훑는 대신 수많은 별이 한꺼번에 들어오는 한 영역을 몇 년씩 응시한 이유입니다.
Q2식 현상법으로 행성의 질량도 알 수 있나요?
알 수 없습니다. 별빛을 가리는 것은 행성의 '넓이'이지 '무게'가 아닙니다. 아주 가벼운 솜뭉치라도 크기만 같다면 똑같은 깊이로 별을 가립니다. 질량을 알려면 시선 속도법 관측이 함께 필요합니다.
Q3행성의 대기 성분도 알 수 있다던데요?
네. 행성이 별 앞을 지날 때 별빛의 일부가 행성 대기를 통과해 옵니다. 대기 속 기체가 특정 파장을 흡수하므로, 통과 중일 때와 아닐 때의 스펙트럼을 비교하면 그 차이에서 대기 성분의 단서를 얻습니다.
교육과정 2022 개정 · 고3 지구과학 · 우주 탐사와 행성계
수록 심화 (교육과정 밖 확장 개념)
이 방법이 알려 주지 못하는 '질량'을 채워 주는 짝이 시선 속도법(도플러법)입니다. 두 방법을 왜 같이 쓰는지 확인해 보세요.
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