별의 변광성과 외부 행성 탐지는 천문학의 중요한 연구 분야로, 우리가 우주를 더 깊이 이해할 수 있게 해 줍니다. 변광성은 별의 밝기가 주기적으로 변화하는 특성을 가진 천체로, 생성에서 소멸까지 다양한 형태와 주기를 통해 빛을 발산한다. 이러한 변광성의 종류와 특징을 살펴보는 것은 우주의 진화와 별의 일생을 이해하는 데 핵심적인 역할을 합니다. 또한, 외부 행성 탐지는 우리 태양계를 넘어서는 행성계를 발견하고 분석함으로써 외계 생명체의 가능성과 우주 전체의 구조를 밝히는 데 기여하고 있다. 이 글에서는 폭발 변광성, 주기 변광성, 세페이드 변광성과 같은 변광성의 구체적 유형을 살펴보고, 최신 기술을 활용한 외부 행성 탐지 방법과 발견된 외계 행성계의 특성까지 다루어 볼 것이다.
목차
1. 별의 변광성과 외부 행성 탐지의 정의와 특징
모든 별은 생성에서 죽음에 이르는 과정 동안 밝기가 달라진다. 그러나 대부분의 경우 이 변화는 아주 느리게, 수십억 년에 걸쳐 일어나며 따라서 직접 관측되지 않는다. 반면 그중 어떤 것들은 수 세기에서 1000분의 1초에 이르는 좀 더 급속한 규모의 변화를 겪기도 한다. 이런 별 중에는 ‘폭발 변광성’이라는 것도 있는데, 이런 별의 복사는 불규칙적이라 예견할 수가 없다. 또 ‘주기 변광성’이라는 별들은 다소간 급한 리듬으로 깜빡거린다. 모든 변광성의 종류를 열거할 수는 없으므로 몇 가지 예만 보기로 하자.
2. 폭발 변광성
1) 초신성
이처럼 별의 변광성과 외부 행성 탐지 연구에서 폭발 변광성은 항성 진화의 마지막 단계에 이른 별이 폭발하면서 생기는 엄청난 에너지를 순식간에 방출해 평소 밝기의 수억 배에 이르렀다가 서서히 낮아지는 것이다. 폭발 변광성은 약 2000개 정도가 알려져 있다. 이 별들의 빛은 폭발에 따라 갑자기 증가하며, 신성의 경우 3만 배, 초신성의 경우 5000만 배까지 밝아진다. 신성이라는 말의 기원은 티코 브라헤까지 거슬러 올라가는데, 그는 1572년 초신성을 발견하고 《신성에 대하여 (De Nova Stella)》라는 논문에서 자신의 관측 내용을 보고했다. 이후로 신성이라는 말은 짧은 기간 안에 광도가 현저히 증가하는 별을 가리키는 말로 굳어졌다.
(1) 신성
신성의 폭발은 두 별 사이에 일어나는 물질의 전이로 설명된다. 쌍성이란 2개 이상의 별이 서로의 인력으로 공통 무게 중심 주위를 일정한 주기로 공전하고 있는 항성을 뜻한다. 서로 가까이 있는 한 쌍의 별이 쌍성을 이루고 있다고 생각된다. 가령 백색 왜성과 적색 거성으로 이루어진 쌍성에서는 거성의 수소와 헬륨의 일부가 고밀도의 백색 왜성으로 끌려간다. 가스의 축적은 온도 상승을 가져오고, 온도가 임계점에 이르면 연쇄 핵반응을 일으켰다가 다시 평정 상태로 돌아오는데, 이런 현상이 주기적으로 일어나는 것이다. 그 주기는 백색 왜성의 온도와 질량에 따라 달라진다. 우리 은하계에는 일 년 동안 약 30~100쌍의 신성들이 나타난다.
(2) 초신성
초신성은 신성보다 보기 드물다. 우리 은하에서는 단 세 차례의 눈부신 폭발이 천문학자들에 의해 관측되었을 뿐이다. 1054년 중국 황궁의 천문학자들이, 1572년에는 티코 브라헤가, 그리고 1604년에는 케플러가 그런 폭발을 발견했다. 1006년과 1181년에도 연대기 작가들이 그런 현상을 기록했는데, SNR 1006과 SNR 1181로 기록된 이 천체들은 아마도 초신성들의 잔재였을 것이다. 초신성 폭발의 또 다른 잔재들이 30개 정도 관측 가능한데, 그 나이는 수천 년에서 수만 년 정도 된다. 이런 폭발의 기제는 문제의 별이 쌍성이냐 단일성이냐에 따라 달라진다. 쌍성의 경우는 신성과 같은 유형의 현상이지만 별은 파괴되고, 태양 질량의 8배 이상 되는 단일성의 경우에는 모든 핵융합 사이클이 지나간 후에 별이 폭발하게 된다.
3. 주기 변광성
1) 광도의 변화와 주기적 특징
광도의 변화가 주기적인 별들은 약 2만 개 정도 알려져 있다. 별의 변광성과 외부 행성 탐지의 중요한 요소로 주기 변광성이란 빛이 내부의 규칙적인 물리적 변화에 따라 달라지는 별들을 말한다. 그중에서도 세페이드 변광성은 은하계의 거리를 결정하는 데 매우 중요한 역할을 한다. 다른 주기 변광성들은 크기가 다양하며 내적 현상과 관련이 없다. 가령 식쌍성은 두 별 중 하나가 궤도를 돌면서 나머지 하나를 주기적으로 가리기 때문에 생겨나는 현상이다. 펄서는 중성자별들의 자전과 관련된 매우 짧은 주기적 신호들을 보낸다.
2) 세페이드 변광성
세페이드는 상당히 주기가 긴 초거성들이다. 천문학자 H. 리비트가 1912년 마젤란 성운의 몇몇 별들, 세페이드라 불리는 별들에서 주기와 광도 사이의 관계를 발견했다. 별의 변광성과 외부 행성 탐지 연구에서 세페이드 변광성은 주기 (P)(일)과 절대 등급 (M) 사이에는 다음과 같은 관계가 성립한다.
[ M = -2.25 \log P – 1.5 ]
모든 주기 변광성에 공통된 이런 속성은 거리를 결정하는 데 사용된다. 주기 (P)와 실시 등급(겉보기 등급) (m)을 측정하면 세페이드의 거리 (r)(파섹)를 알 수 있다. 절대 등급과 실시 등급 사이에는 다음과 같은 공식이 성립한다.
[ m – M = 5 \log r – 5 ]
이런 방법은 관측된 세페이드 변광성들이 은하계 너머에 위치해 있음을 보여주었다. 1924년 에드윈 허블은 안드로메다의 M31 성운에서 세페이드 변광성들을 발견했고, 이로부터 은하수 바깥에 있는 은하들의 존재를 확립할 수 있었다.
3) 펄서
별의 변광성과 외부 행성 탐지의 주요 사례로 펄서가 있습니다. 1968년 케임브리지 천문대의 전파 천문학자들은 극히 규칙적이고 빠른 무선 신호를 접수했다. 이것이 지구 내에서 보낸 신호인가 아니면 외계에서 오는 신호인가? 중성자별로 알아낸 이론은 다른 행성에서 오는 메시지일 것이라는 희망을 무산시켰다.
중성자별이 수축하면 그 자전 속도는 가속화되며 자기장은 엄청난 강도에 이른다. 별에서 방출되는 전자는 이 자기장에 의해 격렬하게 가속화되며 강한 라디오파를 방출하는데, 이 복사는 거대한 다발 모양으로 별의 자기 극점들로부터 분출된다. 이 복사 다발의 방향은 별의 자전축과 일치하지 않으므로 마치 등대처럼 회전하며 우주 공간을 비추게 된다. 만일 지구가 그 지대 안에 있게 되면 펄서로부터 오는 짧은 무선 신호를 받게 되는 것이다. 대다수 펄서의 신호 주기는 0.03~5초 정도이다. 1982년부터는 급속 펄서들이 거기서 나오는 X선 때문에 발견되었는데, 이런 별들의 주기는 1000분의 몇 초밖에 되지 않는다.
4. 외부 행성계의 발견과 분석
1) 외부 행성의 간접적 탐지 방법
1991년 두 명의 천문학자가 한 펄서 주위에 외부 행성 2개가 존재함을 발견했다. 별의 변광성과 외부 행성 탐지의 발전으로 문제의 펄서가 보내온 신호의 다양성을 분석한 끝에 행성들의 존재를 알아낸 것이다. 별이 내는 빛을 분석함으로써 그 운동을 교란시키는 하나 혹은 여러 행성들을 탐지하는 방법으로, 별의 변광성과 외부 행성 탐지 기술이 발전하면서 수백 개의 외부 행성들이 탐지되었다.
1995년 제네바 천문대의 메이어(Michael Mayor)와 쿠엘로즈(Dodier Queloz)가 이런 방법으로 51 페가시라는 별 주위를 도는 행성을 발견한 것은 외부 행성을 발견한 최초의 사례이다. 이 외부 행성의 질량은 적어도 목성 질량의 45%는 되었으며, 자기 별 주위를 매우 가까이에서 돌고 있었다. 그 후 비슷한 예들이 더 탐지되었으며, 이들은 ‘뜨거운 목성들(Hot Jupiters)’이라 불린다.
2) 미래의 외부 행성 탐지 기술
적색 왜성인 글리스 876은 태양 크기의 3분의 1쯤 되는 별이다. 지구에서 단 15광년밖에 떨어지지 않은 이 별은 외부 행성이 분명히 탐지된 가장 가까운 별이다. 1998년 HD 209458이라는 별의 광도가 달라지는 것을 관찰한 두 명의 핀란드 아마추어 천문학자들은 외부 행성 하나가 그 별 앞을 지나가는 것을 ‘보는’ 놀라운 일을 겪었다. 우주 궤도에 올려놓은 망원경들은 몇 년 내로 지구 크기의 행성들을 탐지할 수 있을 것이다. 그 밖에도 우리 행성과 비슷한 행성들을 관찰하게 해줄 또 다른 기술들이 개발될 것이다. 별의 변광성과 외부 행성 탐지의 미래는 더욱 밝습니다.
5. 최종 결론
별의 변광성과 외부 행성 탐지에 대한 연구는 천문학의 큰 발전을 이끌어낼 것입니다.