2019 노벨물리학상
저자약력 한인우 박사는 미국 피츠버그대 천문학 박사로 한국천문연구원 원장을 역임 하였다. 현재는 한국천문연구원 연구위원으로 재직 중이다. ([email protected]) 이병철 박사는 경북대학교 천문학 박사로서 현재 천문연구원 책임연구원으 로 재직 중이다.([email protected])정밀 시선속도 측정에 의한 외계행성 발견
DOI: 10.3938/PhiT.28.050한 인 우․이 병 철
Detection of Exoplanets by Using Precise Radial
Velocity Measurements
Inwoo HAN and Byeong-Cheol LEE
In this article, we briefly discuss the general aspects of exopla-net (extra solar plaexopla-net) detection and mainly focus on de-tection by using precise RV (radial velocity) measurements. We present short descriptions of several methods used for exoplanet detection, after which we discuss the technical de-tails of precise RV measurements for exoplanet detection. We provide some historical background for the early exoplanet discovery by using the RV method. Finally, we introduce some issues that occurred in exoplanet study after the first discov-ery and present exoplanet research activity based on the RV method in Korea.
2019년 노벨 물리학상의 반을 수상한 스위스 제네바 대학의 미셸 매요(Michel Mayor, 1942∼)와 디디예 켈로(Didier Queloz,
1966∼) 교수는 ‘태양과 유사한 항성 주변에서 최초로 외계행 성을 발견한’ 공로가 인정되었다. 이 기사에서는 매요와 켈로 의 수상 업적인 외계행성 발견, 그중에서도 특히 시선속도를 이용한 방법에 대하여 설명하기로 한다. 노벨상위원회는 “두 수상자의 외계행성 발견은 천문학에 혁명을 일으켰으며, 지금 까지 우리 은하에서 4,000개가 넘는 외계행성이 발견되었고, 믿을 수 없을 정도로 다양한 크기와 형태 그리고 궤도를 가진 진기한 새로운 세계가 발견되고 있다. 그리고 계획 중인 많은 외계행성 탐색 프로젝트가 순조롭게 진행되면, 우주 어딘가에 다른 생명체가 존재하는가에 대한 영원한 의문에 대한 답을 찾을지도 모른다.”고 밝혔다. 이 발표문에 두 수상자가 이룬 업적의 중요성과 의의가 잘 정리되어 있다.(이 글의 일부는 ‘과 학과 기술’ 2019년 11월호에 실렸음을 밝힌다.)
외계행성 탐색 방법
16세기 이후 코페르니쿠스(1473–1543)의 태양중심설이 널리 받아들여짐에 따라, 사람들은 밤하늘의 무수한 별들도 태양과 같은 천체이고 그 주변에 태양계와 같은 행성이 존재할 것이 라고 생각하게 되었다. 그 대표적인 사상가로 조르다노 브루노 (Giordano Bruno, 1548–1600)가 잘 알려져 있다. 그는 이 우 주에 우리와 같은 태양계가 무수히 많이 존재하고 나아가 그 중 일부에는 생명체가 서식할 것이라고 주장했다. 이러한 그의 주장은 중세 기독교의 우주관과 충돌을 일으키고 결국 이단으 로 몰려 화형을 당하게 된다. 만유인력의 법칙을 발견한 아이 작 뉴턴도 브루노와 유사한 견해를 프린키피아의 부록으로 실 린 일반 주해(General Scholium)에서 전개하였다. 이 장에서 는 외계행성을 발견하기 위해 천문학자들이 실제로 사용하는 방법에 대하여 설명하기로 한다. 망원경으로 외계행성의 영상을 직접 관측하는 것은 매우 어 렵다. 관측 파장 그리고 항성의 형태에 따라 다르지만 항성 주 변에 있는 행성의 밝기는 대개 항성보다 수억 배 정도 어둡고 두 이미지가 근접해 있기 때문에 항성과 행성을 분해하여 영 상을 얻으려면 고도의 특별한 기술이 필요하다.(지상에서 천체 를 관측할 때 특히 문제가 되는 것은 대기의 영향이다. 대기의 영향으로 망원경의 분해능은 회절 한계를 한참 뛰어넘어 가장 좋은 관측 조건에서도 5각초(arcsec) 정도에 머문다. 이런 대 기의 영향을 극복하는 적응광학 기술이 발전하여 지금은 지상 에서도 외계행성을 직접 분해하여 관측할 수 있게 되었다.) 이 런 이유로 외계행성 탐색은 간접적인 방법을 이용하여 시작되 었다. 간접적인 방법은 크게 항성의 운동과 밝기를 측정하는 두 가지로 분류할 수 있다. 먼저 동역학적 방법에 대하여 설명 하기로 한다. 보통 항성은 고정되어 있고 행성이 그 주위를 도 는 것으로 생각하기 쉽지만, 엄밀하게는 항성과 행성의 ‘질량 중심’을 기준으로 항성과 행성 모두 회전 운동을 한다. 그런데to their center of mass. (Exoplanets press kit https://www.eso.org/ public/products/presskits/presskit_0005/) 항성이 행성보다 매우 무겁기 때문에 ‘질량중심’이 항성에 매우 근접해 있고 따라서 항성의 운동은 행성에 비해 매우 작고 속 도가 느리다. 행성의 간접적인 탐색 방법은 이 작은 항성의 운 동을 측정하는 것이다. 천구에 투영된 항성의 이동 위치를 측 정하는 것이 측성학적 방법이고, 항성의 운동 속도가 시선방향 (관측자와 항성을 잇는 선)에 투영된 시선속도(radial velocity, RV)를 도플러 효과를 이용하여 측정하는 것이 시선속도 방법 이다(그림 1). 문제는 이런 동력학적 측정 정밀도가 아주 높아 야 한다는 것이다. 태양계(태양모든 행성들) 질량중심은 태 양 표면 바로 바깥, 태양 반경의 7% 정도 떨어진 곳에 위치한 다. 이 점을 중심으로 움직이는 태양의 속도는 13 m/s 정도이 고 태양계에서 가장 가까운 항성(4.3광년) 알파 센타우루스에 서 볼 때 움직이는 각거리 크기는 0.004 arcsec 정도이다. 그 런데 대기의 영향으로 지상에서 가능한 측성학적 관측 정밀도 는 몇 밀리각초(mili arcsec) 정도이다. 아직까지 지상에서 측 성학적 방법으로 발견된 외계행성은 없다. 유럽우주국(European Space Agency, ESA)에서 발사하여 운용 중인 GAIA 우주망원 경은 측성학적 관측 정밀도가 몇 마이크로 각초(micro arcsec) 정도로 알려져 있지만 아직까지 외계행성은 발견되지 않고 있 다. 측성학적 관측에 비해 시선속도 관측은 대기의 영향을 크 게 받지 않는다. 태양계의 속도를 기준으로 천문학자들은 외계 행성 탐색의 시선속도 측정 정밀도 목표를 10 m/s 정도로 설 정하고 꾸준히 노력한 결과 1980년대 말에 거의 이 목표에 도 달하고 체계적으로 외계행성 탐색을 수행하였다. 이에 대해서 는 다음 장에 자세히 설명하기로 한다. 다음으로 행성이 항성 앞을 통과할 때 항성의 빛을 가리는 식 현상에 의해 항성의 밝기가 미세하게 변하는 것을 측정하 광원(항성)이 관측자로부터 움직이면 빛의 파장이 변하는 효 과를 도플러 효과(혹은 편이)라고 한다. 광원에서 나오는 파장 을 라고 하고 광원과 관측자의 상대속도가 이면 관측자에 게 관측되는 파장 은
의 식으로 주어진다. 따라서 항성에서 나오는 빛의 파장 변화를 관측하면 항성의 속도를 추정할 수 있다. 광원에서 나오는 빛 을 파장에 따라 펼친 것을 스펙트럼이라 하고 스펙트럼을 얻 어 기록하는 장치를 분광기라고 한다. 스펙트럼에는 특정 주파 수에서 강한 세기의 빛이 나오는 방출선이나 빛이 약한 흡수 선이 있다. 이는 광원에서 빛이 만들어질 때 원자나 분자의 특 정 에너지 준위에서 빛이 방출되거나 흡수되기 때문이다. 일반 적으로 항성 스펙트럼에는 많은 흡수선이 존재한다. 천문학자 들은 항성의 속도에 따라 이 흡수선의 파장이 변하는 현상을 이용하여 RV를 측정한다. 그런데 분광기에서 천체 흡수선의 파장을 측정하기 위해서는 천체의 스펙트럼뿐 아니라 파장을 재는 자(눈금) 역할을 하는 비교 스펙트럼을 기록해야 된다. 이 비교 스펙트럼은 많은 방 출선을 방사하는 인공광원을 이용하여 기록한다. 가시광선 영 역에서는 토륨(Thorium)과 아르곤(Argon) 가스가 들어있는 램프 (ThAr lamp)가 주로 이용된다. 대개의 분광기 관측은 천체관 측 전후에 비교 광원 스펙트럼을 기록해서 파장 눈금을 얻는 순서로 진행된다.(그림 2에 천체 스펙트럼과 ThAr 스펙트럼의 예를 보여준다.) 이 과정에서 관측 중 온도나 중력 변화 때문 에 생기는 분광기의 미세한 변형으로 천체 스펙트럼의 위치가 비교 스펙트럼에 비하여 변하는 것이 RV 측정의 가장 큰 오차 요인이었다. 이 문제점을 해결하기 위하여 우선 분광기를 망원 경에서 분리하여 안정된 환경에 설치하고 온도, 습도, 압력 등 을 최대한 일정하게 유지하는 것이 필요하다. 분리된 분광기와 망원경 사이는 대개 광섬유로 연결하여 천체 빛을 입력한다.2019 노벨물리학상
Fig. 2. Spectra of astronomical object and ThAr lamp.
Fig. 3. An example of a spectra of an astronomical object without and with I2 absorption spectra.
Fig. 4. The 1.93 m telescope of Haute-Provence observatory used to discover 51 Peg b, the first exoplanet discovered around a solar type star. (https://en.wikipedia.org/wiki/Haute-Provence_Observatory)
REFERENCES
[1] A. Baranne et al., Astronomy and Astrophysical Supplement Series 119, 373 (1996). 다음으로 천체 스펙트럼과 인공광원(파장 눈금)을 동시에 기록 하는 방안이 고안되었다. 이는 두 가지 방식으로 구현되는데, 첫 번째 방법은 분광기에서 천체 빛이 통과하는 경로에 흡수 선을 많이 만드는 특정 기체 통을 놓아서 천체와 그 기체의 흡수선을 통시에 기록하는 것이다. 여기에 사용되는 기체는 80 년대 말에 HF가 이용되다가 90년대 들어서 요오드(I2) 가스가 널리 이용되고 있다. 이 방법은 분광기 개조가 비교적 간단한 장점이 있는 반면에, 천체 빛이 기체 통에서 흡수되기 때문에 광량 손실이 발생하고 겹쳐서 기록된 천체와 기체의 흡수선 스펙트럼을 분석하여 파장 동정을 하는 과정이 상당히 복잡한 단점이 있다.(그림 3에서 천체 스펙트럼과 여기에 I2 흡수선이 겹친 그림을 보여준다.) 다음으로 천체와 인공광원의 빛 경로 를 약간 차이가 나게 해서 두 스펙트럼이 겹치지 않고 바로 옆에 기록되게 하는 방법이다. 이 방법은 두 스펙트럼이 겹치 지 않고 분리되어 빛 손실이 없으며 데이터 처리가 쉬운 장점 이 있다. 반면 분광기 설계 및 제작이 까다롭고 비교 스펙트럼 이 천체 스펙트럼과 완전 일치가 되지 않는 단점이 있다.
매요와 켈로의 외계행성 51 Peg b 발견
이번에 노벨상을 받은 매요는 1970년대부터 정밀 RV를 이 용한 천체관측에 매진하였다. 1970년대에 CORAVEL이라는 분 광기를 개발하여 태양 근처의 쌍성과 항성의 자전 속도 측정 등에 주력하였으며, 점차 분광기의 성능을 개선하여 1993년에 약 13 m/s 정도의 정밀도로 RV를 측정할 수 있는 ELODIE 라는 분광기를 개발하였다.[1] 사실 매요는 기기 전문가는 아니 었다. CORAVEL과 ELODIE의 광학과 기계부 개발은 마르세유 천문대의 앙드레 바레인이 주도하였고, 이 과정에서 이번 노벨 상 수상자 중 한 명인 켈로가 박사과정 대학원생으로 데이터 처리 프로그램 개발을 담당했다.(ELODIE 개발에는 앞 장에서 설명한 중 천체-인공광원 스펙트럼 동시 기록 방법을 이용하였 다. 그들은 그 후 지속적으로 이 방법을 개선하여 현재 몇 10 cm/s 이하의 RV 측정 정밀도를 달성하였다.) ELODIE는 프랑 스 남부에 있는 오트프로방스(Haute-Provence) 천문대의 1.93 m 망원경(그림 4)에 설치되어 1994년부터 정밀 RV 관측을 시 작하였다. 관측 대상은 태양과 유사한 142개의 G, K형 항성이Fig. 5. A phase folded radial velocity orbit of 51 Peg. The data in the plot were taken between Sep. 1994 and Sep. 1995. The RV am-plitude is about 60 m/s and period is 4.2 days. The average error bar size is about 13 m/s.
REFERENCES
[2] M. Mayor and D. Queloz, Nature 378, 355 (1995). [3] B. Campbell and G. Walker, Publications of Astronomical
Society of Pacific 91, 540 (1979).
[4] Gordon Walker et al., Icarus 116, 359 (1995).
[5] Gordon Walker et al., The Astrophysical Journal 396, L91 (1992).
[6] William D. Cochran et al., The Astrophysical Journal 599, 1383 (2003).
[7] A. Wolszczan and D. Frail, Nature 355, 145 (1992). 었다. 관측이 시작되고 나서 곧 몇 개의 별에서 커다란 RV 변 화가 발견되었고 1995년 7월이 되어 51 Peg(페가수스 자리의 51번 별)에서 의심의 여지가 없는 4.2일 주기의 RV 변화를 확 인할 수 있었다. 이 RV 변화가 행성에 기인한다면 행성의 질 량은 목성의 절반 그리고 공전반경은 0.05 au 정도가 되는 것 으로 추정되었다. 그런데 목성 정도의 질량을 가진 행성이 수 성 궤도보다 가까운 0.05 au 정도 떨어진 가까운 곳에 존재할 수 있다는 것을 그 당시 상식으로는 이해하기가 힘들었다. 그 러나 그들은 다른 가능성을 배제하고 RV 변화가 행성에 기인 하는 것이라고 해석하고 네이처지에 논문을 투고하였다(그림 5).[2] 행성의 이름은 항성 51 Peg에 b를 덧붙여 51 Peg b라고 붙였다. 투고된 논문은 심사를 통과하여 11월에 발간될 예정 이었는데, 매요는 네이처지의 허락을 받아 10월에 열린 한 학 술회의에서 논문 내용을 먼저 공개하여 행성 발견 소식이 학 계에 널리 알려지게 되었고, 곧 외계행성을 탐색하던 다른 두 그룹에서 이미 51 Peg를 관측하였던 데이터에서 4.2일 주기의 RV 변화를 확인하였다(이 사실은 11월에 발간된 매요의 논문 에 언급되었다). 이렇게 하여 51 Peg의 4.2일 주기 RV 변화는 의심할 수 없는 사실이 되었다. 다만 이것을 행성의 운동으로 해석하는 것은 기존에 알려진 유일한 행성이었던 태양계 행성 과 너무 달라 반론도 적지 않았지만 시간이 지남에 따라 행성 이론이 정설로 받아들여지게 되었다. 그 후로 51 Peg b와 유 사한 – 항성에 매우 근접한 목성 질량 정도의 행성이 많이 발 견되었고 이런 것들을 ‘뜨거운 목성(hot Jupiter)’이라고 부르게 되었다. 적인 요인에 의한 것이라고 결론지었다.[5] Cep는 주계열성 에서 진화하여 거성 단계에 이른 별로서 이런 유형의 별은 내 적인 요인에 의해서 RV 변화가 생긴다는 것이 잘 알려져 있었 기 때문에 관측된 RV 변화가 행성에 의한 것인지 내적 요인에 의한 것인지를 구분하는 것이 쉽지 않았다. 그 후 다른 그룹에 서 이 별을 계속 관측하여 사실 외계행성이 존재한다는 것을 발표하였다.[6] 사실 51 Peg b는 최초의 외계행성은 아니었다. 이미 1992 년에 펄서(주기적인 전파 펄스를 내는 천체로서, 항성이 초신 성 폭발한 후 남은 중성자별) 주변에서 지구 질량의 4배 정도 되는 천체가 발견되었다.[7] 그러나 별이 폭발하고 남은 중성자 별에서 어떻게 이런 천체가 존재할 수 있는지 알 수 없었고, 많은 사람들의 관심은 일반적인 항성 주변의 행성에 있었기 때문에 이 발견은 별로 큰 주목을 받지 못했다. 51 Peg b는 태양과 유사한 행성 주변에서 발견된 첫 행성이라는 것에 큰 의의가 있다고 할 수 있다.
51 Peg 이후의 외계행성 탐색
어느 분야든 첫 발견(돌파구)이 어렵지 그 이후는 쉽게 진행2019 노벨물리학상
Fig. 6. Number of exoplanet detections per year. The plot shows that RV method was main contributor to the detection up to early 2,000 years. After 2009 when Kepler satellite was launched, transit method become the main contributor. (NASA Exoplanet Archive https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/exoplanetplots/)
Fig. 7. Top: the observed radial velocities of gamma 1 Leonis. The orbital fit is shown by the solid line. Bottom: residual RV after sub-tracting the orbital fit. The rms of the residuals is 40 m/s.
REFERENCES
[8] I. Han et al., Publications of the Korean Astronomical Society 22, 75 (2007).
[9] I. Han et al., Astronomy & Astrophysics 509, A24 (2010). 된다. 51 Peg b가 발견된 시점은 이미 RV를 이용한 외계행성 탐색 기술이 무르익은 상태였다. 51 Peg b의 발견이 공개되자 마자 다른 두 그룹에서 바로 그것을 확인한 것이 이를 잘 보 여준다. 1995년에 첫 행성이 발견되고 1999년까지 30여 개의 행성이 발견되었다. 외계행성 발견 현황은, 연도별로 발견된 행성 개수를 발견 방법별로 구분하여 표시한 그림 6에 잘 나타 나 있다. 그림 6을 보면 2010년부터 통과 방법에 의해 발견된 외계행성이 급격히 증가하는 것을 알 수 있다. 이유는 이때부 터 2009년에 발사된 케플러 우주망원경의 연구 성과가 본격적 으로 발표되었기 때문이다. 케플러 우주망원경은 대기의 영향 이 없는 우주공간에서 정밀측광 관측에 의한 통과방법을 통하 여 생명체 서식지역에서 지구형 외계행성을 발견하는 것을 주 목적으로 발사되었다. 케플러 망원경은 주경 크기가 0.93 m이 고 검출기는 50×25 mm 크기의 CCD 소자 42개를 모자이크 로 붙여 만들었다. 케플러 위성은 행성의 통과현상을 발견하기 위하여 백조자리의 한 지역을 지속적으로 관측하여 약 150,000개 별의 밝기 변화를 계속하여 추적한다. 이런 과정을 통하여 2018년 11월에 케플러 망원경 임무가 종료될 때까지 2,600여 개의 행성이 확인되었으며, 아직 2,000여 개의 행성 후보가 확인을 기다리고 있다. 케플러 망원경 관측 결과 행성들은 질 량, 궤도 등에서 매우 다양한 행성이 존재하는 것을 알게 되었 으며, 이들을 통계적으로 분석한 결과 우리 은하의 모든 별에 는 적어도 하나의 행성이 있으며, 그중 20∼50% 주변의 생 명체 서식가능 지역에 지구와 유사한 행성이 존재할 것으로 추정된다.
한국의 외계행성 연구 현황과 향후 방향
다음은 RV를 이용한 한국의 외계행성 탐색연구에 대하여 소 개하기로 한다. 2003년 국내에서 고분산에셀분광기(BOES)가 개발되고 보현산천문대의 1.8 m 망원경에 부착되었다. BOES 에는 앞에서 소개한 요오드통을 이용한 정밀시선속도 측정 기 능이 있어 시선속도를 이용한 외계행성 탐색 연구를 할 수 있 었다. BOES를 이용한 외계행성 탐색은 주계열성에서 진화하 여 팽창한 K형 거성 주변의 외계행성 관측에 특화하였다. 이 프로그램의 주 목적은 K형 거성의 질량이 태양의 2배 이상으 로 태양보다 무거운 항성 주변의 외계행성 형성을 연구하는데 있다. 연구 초기에는 요오드통을 통과한 스펙트럼 분석 코드가 없어 연구에 많은 어려움이 있었으나, 자체 코드 개발을 시작 하여 2007년 개발에 성공하여 본격적으로 외계행성 탐색 연구 를 시작하게 되었다.[8] BOES를 이용한 첫 번째 외계행성은 연구 시작 후 3년간 의 관측으로 2006년 초 폴룩스(Pollux)로 명명되는 거성(giant star)에서 발견되었다. 그러나 아쉽게도 유럽과 미국에서 거의 동시에 각각 폴룩스 주위에서 외계행성을 발견했다는 논문이 먼저 발표되었다. 이후 관측을 계속 수행하여 마침내 2010년 1월 1 Leo 별 주위에서 BOES를 이용한 첫 번째 외계행성을 발견하였다(그림 7).[9] 이 행성은 1 Leo 주위를 428일 주기로 공전하는 목성질량의 8.8배에 달하는 가스행성으로 기록되었정도에 불과하다. 통계에 따르면 100개의 별을 관측하면 6개 정도의 별에서 외계행성이 발견된다. 달리 말하면 하룻밤 10 시간을 꼬박 관측하면 이중 1∼2개가 외계행성의 가능성이 있다. 하지만, 이는 어디까지나 확률일 뿐 증명을 위해서는 최 소 5년의 관측자료가 필요하다. 이유는, 본 연구진이 주도하는 거성 주위에서 외계행성을 찾는 탐색연구에서는 태양처럼 안정 적인 주계열성과는 달리 훨씬 많은 시간이 소요된다. 거성 주 위에서 발견되는 행성은 대략 수백 일의 공전주기를 가지므로 몇 차례의 반복적인 주기성을 확보하기 위해서는 장기간의 관 측이 필요하다. BOES를 이용한 외계행성 탐색연구에 소요된 대략적인 관측시간은 연 150일에 해당한다. 16년간 700개의 별을 3,200시간을 관측하고 35개의 귀한 선물을 얻었다.
