2019 노벨물리학상
저자약력
정연길 박사는 연세대학교 천문우주학 학사 및 석사 학위를 받고 충북대학 교 물리학 이학박사 학위를 받았다. 그후 미국 하버드-스미소니언 천체물리 연구소 박사후연구원을 거쳐 현재 한국천문연구원 선임연구원으로 재직 중 이다. 연구 분야는 KMTNet experiment, microlensing, exoplanet이 다.([email protected])
미시중력렌즈를 이용한 외계행성 연구
DOI: 10.3938/PhiT.28.051
정 연 길
REFERENCES
[1] O. Chwolson, Astronomische Nachrichten 221, 329 (1924). Fig. 1. Abell 370 with many lensed arcs and images. [Image credit: NASA, ESA/Hubble, HST Frontier Fields.]
Fig. 2. Quasor 2237+0305 with four lensed images. [Image credit: NASA & ESA.]
Exoplanets with Microlensing
Youn Kil JUNG
Microlensing is a unique tool for discovering astronomical ob-jects toward the Galactic bulge. In particular, this method can access a class of planets that are inaccessible to other planet detection methods and, thus, help to expand our un-derstanding of planet populations and formations. Here, we give a brief overview of microlensing. We also highlight our ongoing Korea Microlensing Telescope Network survey and give its current status.
간단한 역사
중력렌즈(gravitational lens)는 관측자와 배경 천체 사이를 통과하는 또 다른 천체의 중력으로 인해 배경 천체의 빛이 휘 어지는 현상이다. 이때 광원이 되는 배경 천체를 소스(source) 그리고 관측자와 소스 사이를 통과하며 볼록렌즈와 유사한 작 용을 하는 천체를 렌즈(lens)로 정의한다. 소스와 렌즈가 거의 일직선으로 정렬될 경우 소스는 고리 혹은 활처럼 휘어진 원 호의 형태로 보이게 되며(그림 1), 일직선에서 벗어나 있을 때 는 둘 혹은 그 이상의 상으로 분리되어 보이게 된다(그림 2). 빛의 경로가 중력에 의해 꺾일 수 있다는 사실은 일반상대 성이론이 완성되기 4년 전인 1911년 알베르트 아인슈타인 (Albert Einstein)에 의해 처음으로 제시되었다. 그 후 1924년 러시아 물리학자인 오레스트 흐볼손(Orest Chwolson)은 별처 럼 멀리 있는 천체들이 중력렌즈를 겪을 수 있음을 주장하였 고,[1] 1936년 아인슈타인은 일반상대성이론을 이용하여 흐볼손 의 주장을 정량적으로 증명하였다. 그러나 중력렌즈로 인해 발 생한 별의 상들은 서로 간의 각거리가 매우 작아서 관측하기REFERENCES
[2] A. Einstein, Science 84, 506 (1936). [3] F. Zwicky, Physical Review 51, 290 (1937). [4] F. Zwicky, Physical Review 51, 679 (1937). [5] B. Paczyn´ski, ApJ 304, 1 (1986).
[6] C. Alcock et al., Nature 365, 621 (1993). [7] E. Aubourg et al., Nature 365, 623 (1993). [8] A. Udalski et al., AcA 43, 289 (1993). Fig. 3. Brightness variation of a star lensed by a star. The black
curve superposed on the data is the model curve derived from the single lens interpretation. [Image credit: Korea Astronomy and Space Science Institute.] 어려울 것으로 예측하였다.[2] 하지만 이 시기는 성운(nebula)으 로 알려져 왔던 천체 중 일부가 우리 은하처럼 질량이 큰 은 하들이며 또한 매우 멀리 떨어져 있음이 확인되던 때였다. 이 를 바탕으로 1937년 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)는 은하들 사 이에서 중력렌즈가 발생한다면 상 사이의 각거리가 커서 상들 을 관측할 수 있다고 주장하였다.[3,4] 그로부터 약 40년 후인 1979년 마침내 관측을 통해 츠비키의 예측이 사실로 밝혀졌 고, 그 결과 중력렌즈는 천문학의 주요 연구 주제로 자리를 잡 게 되었다. 은하처럼 질량이 큰 천체에 의한 중력렌즈와는 달리 별처럼 질량이 작은 천체에 의해 발생한 중력렌즈의 경우 만들어진 상들의 각거리는 불과 수 밀리 초(1/1000'') 정도로 매우 작다. 그로 인해 현존하는 어떠한 광학망원경으로도 각각의 상들을 구분하여 관측할 수 없다. 하지만 여러 개의 상이 합쳐진 전체 상의 밝기 변화는 관측할 수 있는데, 이때 전체 상의 밝기 변 화는 상들의 총면적에 비례하게 된다. 이처럼 관측 불가능한 미시 상(micro-image)들로 만들어진 거시 상(macro-image)의 밝기 변화를 통해 관측되는 중력렌즈 현상을 미시중력렌즈 (microlensing)라 한다. 그림 3은 렌즈가 단일 천체일 때 발생 하는 전형적인 미시중력렌즈의 예시이다. 소스의 밝기는 렌즈 가 다가올수록 점점 밝아지고 멀어질수록 점점 어두워지는 시 간에 따라 연속적이며 대칭적인 밝기 변화를 보인다. 미시중력렌즈 현상을 발견할 확률은 매우 낮아서 천문학자들 은 오랫동안 이를 관측하려고 시도하지 않았다. 그러나 1986 이 태양보다 훨씬 더 어두운 별 또는 행성처럼 작고 밀도가 높은 천체(MAssive Compact Halo Object, MACHO)들로 이 루어져 있어 렌즈로 작용할 수 있다면, 인접한 외부 은하(대마 젤란 성운 혹은 소마젤란 성운)를 관측하여 암흑물질에 의해 발생한 미시중력렌즈를 검출함으로써 암흑물질에 대한 정보를 얻을 수 있을 것으로 예측하였다.[5] 파친스키의 제안을 검증하기 위해서는 최소 수백만 개의 별 을 연속적으로 관측해야만 한다. 하지만 1980년대 초반까지만 해도 별의 밝기를 측정하는 측광 관측을 많은 별에 동시에 적 용하는 것은 매우 어려워서 검증은 거의 불가능할 것으로 여 겨졌다. 그러나 1980년대 중후반 감도가 높고 크기가 큰 전하 결합소자(Charge-Coupled Device)를 이용한 관측 카메라가 보 급되고 자료처리에 이용되는 컴퓨터의 성능이 발전하면서 많은 별의 밝기를 동시에 측정하는 것이 가능해졌다. 이러한 기술의 발전에 힘입어 1993년 미국-호주의 MACHO,[6] 프랑스의 EROS
(Expérience de Recherche d’Objects Sombres),[7] 폴란드의
OGLE(Optical Gravitational Lensing Experiment)[8] 세 탐사
실험 연구팀이 마침내 미시중력렌즈 현상을 발견하는 데 성공 했다. 어떤 별의 시간에 따른 밝기인 광도곡선이 미시중력렌즈 이론에서 예측한 것과 정확히 일치함을 확인한 것이다. 그 이 후 수년에 걸쳐 진행된 초기 미시중력렌즈 실험은 헤일로를 구성하는 암흑물질에 대한 중요한 단서들을 제공하였고 관측자 료는 현재까지도 우리 은하 내 별들의 특성을 연구하는데 중 요하게 사용되고 있다.
미시중력렌즈와 외계행성
미시중력렌즈 실험은 암흑물질에 대한 단서 이외에도 다양한 발견들을 가능하게 하였는데, 그중에서도 가장 중요하고 흥미 로운 결과는 바로 태양계 너머 우주에 있는 외계행성(exo- planet)의 발견이었다. 렌즈 역할을 하는 천체는 단일 천체일 수도 있고 다중성계일 수도 있다. 우리 은하 내 절반 이상의2019 노벨물리학상
REFERENCES
[9] S. Mao and B. Paczyn´ski, ApJ 374, L37 (1991). [10] A. Gould and A. Loeb, ApJ 396, 104 (1992). [11] A. Udalsk et al., AcA 53, 291 (2003). [12] I. A. Bond et al., ApJ 606, L155 (2004). [13] T. Sako et al., Exp. Astron. 22, 51 (2008). Fig. 4. Brightness variation of a star lensed by a planet hosting a
star. The black curve superposed on the data is the model curve de-rived from the binary lens interpretation. [Image credit: Korea Astronomy and Space Science Institute.]
별들이 쌍성계 혹은 다중성계로 이루어져 있는 점을 고려하면 렌즈계가 두 개 이상의 천체로 이루어져 있는 경우도 드물지 는 않을 것이다. 이를 기반으로 첫 미시중력렌즈 사건이 검출 되기 2년 전인 1991년 파친스키의 제자였던 수데 마오(Shude Mao)는 렌즈계가 별과 행성으로 이루어진 행성계 렌즈일 경우 행성신호는 그림 4처럼 광도곡선 상에서 짧은 시간 동안 유지 되는 추가적인 소스의 밝기 변화로 나타나게 될 것이며, 이를 검출할 수 있다면 외계행성을 발견할 수 있다는 매우 획기적 인 가능성을 제시하였다.[9] 1992년 앤드류 굴드(Andrew Gould)는 미시중력렌즈로 외계 행성을 발견하기 위한 구체적인 관측 전략을 제안하였다.[10] 그 는 먼저 천구의 넓은 영역을 관측하는 탐사망원경으로 우리 은하 내 별의 밀도가 가장 높은 은하 중심부를 관측하여 미시 중력렌즈 사건을 실시간으로 검출한 후, 다수의 소형망원경을 이용한 후속관측을 통해 진행 중인 사건들을 조밀하게 관측하 면 행성신호를 발견할 수 있을 것으로 예상하였다. 이러한 탐 사-후속관측 전략을 기반으로 다수의 후속관측 연구팀이 결성 되었으며, 1995년에는 미시중력렌즈를 이용한 외계행성 연구 가 본격적으로 시작되었다. 하지만 안타깝게도 그로부터 5년 후인 2000년까지도 외계행성을 발견하지는 못하였다. 이는 그 당시 관측장비의 한계로 인해 검출된 사건의 수가 많지 않았 었고(∼100개) 또한 검출된 경우에도 대부분 미시중력렌즈 현 상이 종료된 사건들이었기 때문이었다. 그러나 2001년 후반 OGLE 탐사관측 연구팀이 기존 관측 카메라보다 16배 더 큰 시야를 갖는 새로운 관측 카메라를 사 용하면서 더 넓은 영역을 더 조밀하게 관측할 수 있게 되었고 그 결과 검출되는 사건의 수가 급격히 증가하기 시작하였다.[11]
그리고 2004년 마침내 OGLE과 MOA(Microlensing Obser- vations in Astrophysics) 연구팀이 미시중력렌즈 방법을 이용 한 첫 번째 외계행성을 발견하게 된다.[12] 그 이후 MOA 연구 팀 또한 관측장비를 지속해서 업그레이드하였으며,[13] 그 결과 2007년 즈음에는 매년 약 900개의 사건이 검출되면서 미시중 력렌즈를 이용한 외계행성 탐사의 1차 황금기가 시작되었다. 외계행성 연구가 처음 고안되었을 때만 해도 천문학자들은 미시중력렌즈 방법의 중요한 장점은 오직 행성의 표본을 제공 하는 것뿐이라고 생각했다. 관측된 사건으로부터 직접 측정할 수 있는 행성계의 특성이 오직 행성과 모성 간의 질량비뿐이었 고 그 위치와 모성의 정체는 알 수 없었기 때문이었다. 예를 들면 은하 중심부 관측으로부터 발견된 미시중력렌즈 사건들 을 일으키는 천체들이 은하 중심부에 있는지 아니면 은하 원 반부에 있는지 확실하게 알 수 없었다. 또한, 행성의 모성이 별과 비슷한 질량을 지녔는지, 별보다 훨씬 가벼운 천체인지, 아니면 백색왜성(white dwarf)이나 중성자별(neutron star) 혹 은 블랙홀(black hole)처럼 별의 죽음 이후 남겨진 별의 잔해 물(stellar remnant)인지도 알 수 없었다. 그러나 첫 번째 외 계행성 사건은 천문학자들에게 매우 중요한 교훈을 남겼다. 관측된 광도곡선의 정밀한 분석 및 대형망원경을 이용한 추가 관측 등을 통해 행성계에 대해 훨씬 더 많은 정보를 얻을 수 있음을 알게 된 것이다. 이를 기반으로 오늘날에는 미시중력 렌즈 방법으로 발견된 대부분의 행성계에서 행성계의 질량 및 행성-모성 간의 상호거리와 같은 물리적 특성을 유추할 수 있 게 되었다.
미시중력렌즈의 특징
사실 행성을 발견하기란 쉽지 않다. 행성은 스스로 빛을 내 지 못하는 천체이기 때문이다. 지구에서 가까운 태양계 내 행 성의 경우 우리는 행성에 의해 반사된 태양 빛을 통해 행성을 관측할 수 있다. 하지만 반사된 빛의 세기는 거리에 비례하여 급격히 약해진다. 그로 인해 천왕성이나 해왕성만 해도 관측하 기 위해선 망원경을 이용해야 한다. 결국, 태양계에서 가장 가별에 미치는 영향을 측정하거나 특별히 고안된 정밀한 관측기 기를 이용하는 등 여러 관측 방법들을 고안했다.
외계행성 탐색은 미시중력렌즈 이외에도 시선속도(radial velocity), 별표면 횡단(transit), 직접촬영(direct imaging) 등 다양한 방법들이 이용되고 있다. 이들 방법은 각각 장단점이 존재하며, 방법에 따라 발견되는 외계행성의 특징이 서로 다르 다. 따라서 서로 상호보완적인 관계에 있다. 예를 들어 공전하 는 행성의 반작용으로 인해 모성이 움직이면서 밝기가 미세하 게 변하는 현상(도플러 현상)을 이용하는 시선속도 방법은 반 작용의 효과가 큰 목성형 행성을 발견할 확률이 높다. 그리고 행성이 모성을 가릴 때 나타나는 모성의 밝기 변화를 이용한 별표면 횡단은 모성과의 거리가 가까워 공전주기가 짧은 행 성을 주로 검출하는 반면 모성에서 멀리 떨어진 행성은 발견 할 확률이 매우 낮다. 반대로 직접촬영 방법은 모성과 행성을 공간적으로 분리하고 행성에 반사된 빛을 관측하는 기술을 이 용하기 때문에 모성에서 아주 멀리 떨어진 행성을 발견할 가 능성이 크다. 하지만 이들 방법은 모두 모성의 빛을 이용하기 때문에 태양계에서 멀리 떨어져 있거나 어두운 모성에 속한 행성들은 발견하기가 매우 어렵다. 반면 미시중력렌즈는 렌즈 역할을 하는 행성계의 중력을 기 반으로 소스의 밝기 변화를 통해 외계행성을 찾는 방법이다. 즉, 행성계 내 모성의 빛을 전혀 필요로 하지 않는다. 그로 인 해 갈색왜성(brown dwarf), 주계열성(main sequence star), 백색왜성과 같은 다양한 형태의 모성을 공전하는 행성을 발견 할 수 있다. 또한, 태양계 주변에서 우리 은하 중심부에 이르 는 다양한 거리에 존재하는 행성계를 발견할 수 있으며 모성 에서 중간 정도 떨어진 행성을 발견할 확률이 높다. 이런 장점 들로 인해 미시중력렌즈 방법은 다른 방법들을 보완하여 우리 은하 내의 행성계 분포를 규명하는 데 큰 강점을 지니고 있다. 또한, 미시중력렌즈는 중소형 지상망원경으로 지구형 외계행 성을 찾는데 유리한 방법이다. 그 이유는 간단한데 다른 방법 에서는 행성신호의 크기가 행성의 질량에 비례하여 감소하는 반면 미시중력렌즈 방법에선 질량의 제곱근에 비례하여 감소하 기 때문이다. 가령 다른 방법의 경우 행성의 질량이 100배 작 아지면 행성신호는 100배 약해진다. 따라서 지구형 행성을 발 견하기 위해서는 우주망원경 또는 거대망원경을 이용해야 한 다. 반면 미시중력렌즈 방법에선 행성신호가 10배 정도만 줄 어들게 된다. 감소 폭이 상대적으로 적어 중소형 망원경으로도 지구형 행성을 검출할 수 있게 되는 것이다. 그 외에도 미시중력렌즈 방법은 모성에서 분리되어 우주 공 을 발견할 수 없다. 하지만 이 경우에도 미시중력렌즈는 일어 날 수 있다. 결국, 미시중력렌즈 방법은 현재 사용되는 여러 방법 중 나홀로 행성을 검출할 수 있는 유일한 방법이다. 미시중력렌즈 역시 단점이 존재하는데, 가장 큰 단점은 사건 이 발생할 확률이 약 백만 분의 일로 매우 낮다는 점이다. 이 는 백만 개의 별을 1년 동안 연속적으로 관측해야 한 개의 사 건을 검출할 수 있다는 것을 의미한다. 또한, 미시중력렌즈는 무작위적으로 일어나는 현상이다. 그로 인해 언제 어디서 일어 날지 예측할 수 없다. 따라서 효율적인 미시중력렌즈 사건 검 출을 위해서는 아주 많은 별을 연속적으로 관측해야 한다. 그 리고 사건에서의 행성신호는 짧은 시간 동안만 지속된다는 점 을 고려하면 관측 빈도수는 높아야 한다.
KMTNet
망원경은 시야가 클수록 동일한 영역을 더 높은 빈도로 관 측할 수 있다. 그러나 미시중력렌즈의 1차 황금기 시대에 사용 된 탐사망원경은 시야가 작아 빈도수에 한계가 존재했다. 그래 서 이를 극복하기 위해 앞서 언급한 탐사-후속관측 전략을 기 반으로 탐사 연구를 수행하였다. 하지만 이 전략은 행성신호의 지속시간이 일 단위인 목성형 행성을 검출하기에는 적합하지 만, 신호의 지속시간이 시간 단위인 지구형 행성을 검출하는 데는 한계가 있었다. 탐사 연구팀에 의해 사건이 검출되더라도 수 시간 이내에 후속관측 연구팀이 이를 확인하여 추가적인 관측을 진행하기가 물리적으로 매우 어렵기 때문이었다. 따라 서 지구형 외계행성을 발견하기 위해 탐사-후속관측을 동시에 진행할 수 있는 광시야 탐색시스템의 필요성이 제기되기 시작 했다. 이에 우리나라의 한국천문연구원은 충북대학교 및 미국 오하 이오 주립대학교와 공동으로 그동안의 천문대 운영 및 미시중 력렌즈 연구 경험을 기반으로 2009년 (1) 생명체가 존재할 가 능성이 있는 지구형 외계행성의 탐색 (2) 외계행성 연구의 국 제적 선도 (3) 국내 천문학 수준의 향상을 목표로 하는 외계행 성 탐색시스템 개발에 착수했다. KMTNet(Korea Microlensing Telescope Network)으로 명명된 이 사업은 3.4억 화소의 초대 형 모자이크 CCD 카메라가 장착된 1.6 m 광시야 망원경 3대 를 남반구에 건설하는 세계최대급의 광시야 탐색시스템 사업이 다. 5년 동안의 개발 기간을 거쳐 2014년 시험 관측에 성공하 였고 2015년 10월 마침내 연구 관측에 본격적으로 투입되었 다. KMTNet 시스템의 가장 중요한 특징은 한 번에 16개의 보2019 노벨물리학상
REFERENCES
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system and OGLE-2016-BLG-1195Lb. [Image credit: Korea Astronomy and Space Science Institute.]
Fig. 6. Joint observations of the planetary lensing event OGLE-2016- BLG-1195 by KMTNet and Spitzer. [Image credit: Korea Astronomy and Space Science Institute.]
름달이 들어가는 넓은 영역(4도)을 관측할 수 있는 광시야 망 원경을 칠레, 남아프리카 공화국, 호주 관측소에 설치해 동일 한 영역을 24시간 연속으로 관측할 수 있다는 점이다. 이러한 특징은 탐사-후속관측으로 이루어진 기존 관측체계를 일원화함 과 동시에 고빈도 관측을 가능하게 함으로써 기존 관측 전략 의 한계를 극복하게 해주었다.[14] KMTNet의 등장으로 인해 미 시중력렌즈 방법의 2차 황금기가 시작된 것이다. 2004년의 첫 발견 이후 2015년까지 12년 동안 미시중력렌 즈 방법을 통해 약 50개의 행성을 발견했지만, 2016년 KMTNet 이 본격적으로 실험에 참여한 후에는 불과 4년 만에 30개의 행성을 추가로 발견하였다. 특히 KMTNet은 우리 은하 중심 방향에 있는 약 5억 개의 별을 관측하여 2016년 목성형 행성 을 시작으로 다양한 종류의 외계행성을 발견하는 쾌거를 이루 었다. 그중에서도 가장 중요한 결과는 2017년 지구 질량의 1.43배에 불과한 외계행성의 발견이다.[15] OGLE-2016-BLG- 1195Lb로 명명된 이 행성은 지구로부터 약 13,000광년 떨어 져 있으며 행성-모성 간의 상호거리는 약 1.16 AU(약 1억 7천 만 km)이다(그림 5). 이는 태양과 지구 사이의 거리인 1 AU (약 1억 5천만 km)와 매우 유사하다. 하지만 모성은 태양 질 량의 약 8%밖에 되지 않는 매우 어둡고 차가운 별이어서 행 성의 표면 온도는 태양계의 명왕성보다 낮다. 그로 인해 생명 체가 존재할 가능성은 희박할 것으로 추정된다. 행성의 질량과 거리 등을 명확하게 규정하기 위해 미국항공우주국(National Aeronautics and Space Administration, NASA)에서 운영하 는 스피처(Spitzer) 우주망원경과의 공동 관측을 수행하였는데, 이는 서로 멀리 떨어진 두 망원경에서 사건을 동시 관측함으 로써 발생하는 시차(parallax) 효과를 측정하기 위함이다(그림 6). 시차 효과를 측정하면 천체까지의 거리를 알 수 있고 그로 부터 천체의 질량을 유추할 수 있다. 결과적으로 이 발견은 탐 사 관측만으로도 지구형 외계행성을 발견할 수 있음을 보여주 었다. 그리고 이를 통해 KMTNet의 우수성과 미시중력렌즈 방 법의 효율성을 입증하였다. 또한, KMTNet 관측 결과는 행성 형성을 이해하는데 중요한 단서를 제공한다. KMTNet에 의해 발견된 행성 중에는 갈색왜 성에 속한 행성,[16] 나홀로 행성[17] 등 이전까지는 전혀 발견하 지 못했던 새로운 종류의 행성들도 포함되어 있다. 이러한 특 이행성의 발견은 행성이 어떻게 형성되었는지에 대한 중요한 단서를 제공해 준다. 현재 서로 다른 형성 조건, 형성 과정, 행 성 분포 등의 특징을 갖는 다수의 형성 이론이 제시되었지만 우리는 아직도 행성이 만들어지는 과정을 명쾌하게 이해하지 못한다. 이론을 검증하는 과정에서 가장 중요한 표본의 균일성 이 확보되지 않았기 때문이다. 현재까지 알려진 외계행성 대부 분은 시선속도와 별표면 횡단으로 발견되었는데 이들 방법은 앞서 언급했듯이 모성의 빛이 약한 경우 적용하기 힘들다. 즉, 우리는 아직 작고 어두운 별 혹은 갈색왜성에는 행성이 있는 지 없는지, 있다면 얼마나 많은지에 대한 확실한 답을 알지 못 한다. 나홀로 행성이 많은지 적은지도 알지 못한다. 결국, KMTNet 미시중력렌즈 실험은 다른 방법들로는 발견하기 어려 운 다양한 환경에 속한 행성들을 발견함으로써 천문학의 최대
마무리
외계생명체, 미확인비행물체(UFO) 등은 일반 대중이 큰 관 심을 보이는 용어들로 영화나 소설의 주제로 많이 등장하고 있다. 그만큼 인류는 다른 생명체의 존재에 대해 호기심과 두 려움을 가지고 있다. 이러한 외계생명체의 존재를 알기 위해선 생명체가 살 수 있는 외계행성에 관한 연구가 선행되어야 한 다. 외계행성 연구의 시작은 1992년 처녀자리에 있는 중성자 별 PSR 1257에 속한 외계행성의 발견이었다.[18] 이는 태양계 이외에도 행성이 존재할 수 있음을 보여준 과학사에 한 획을 긋는 중대한 사건이었다. 1995년에는 태양과 비슷한 질량을 지닌 페가수스 자리 51번 별에서 목성형 행성을 발견하였고,[19] 그 이후 다양한 방법들을 통해 약 4,000개의 외계행성이 확인 되었다.[20] 이렇게 발견된 행성들의 질량과 크기, 모성으로부터 떨어진 거리, 표면 온도, 대기의 구성물질 등 행성의 물리적 특성을 조사할 수 있다면 생명체가 살 수 있는 환경을 가진 행성에 대한 실마리를 얻을 수 있다. 지상에서의 외계행성 탐색은 주로 지름 6∼10 m급 거울을 탑재한 대형망원경을 이용해 목성형 행성들을 발견하고 있으 며, 현재 건설 중인 25∼30 m급 이상의 거대망원경이 완성되 면 지구형 행성 또는 화성처럼 질량이 더 작은 행성들을 발견 할 것으로 기대하고 있다. 한편, 지구 밖에서는 케플러 우주망 원경(Kepler Space Observatory)을 이용하여 생명체가 존재할외계행성 탐사 사업을 진행하고 있다. 이런 첨단 장비를 이용 하면 외계행성의 대기를 조사해 물, 산소, 탄소 등 생명체가 존재하기 위해 필수적인 원소들의 존재 여부를 정밀하게 확인 할 수 있다. 즉, 외계생명체에 대한 구체적인 단서를 얻을 수 있게 되는 것이다. 그동안 국내에서도 외계행성 연구가 활발하게 진행되고 있었 지만 열악한 관측장비의 극복이라는 과제를 안고 있었다. KMTNet은 이러한 과제를 극복함과 동시에 저비용으로 지구형 외계행성을 발견하기 위해 만들어진 탐색시스템이다. 또한, 대 한민국에서 특정 연구 목적을 위해 건설된 최초의 망원경이다. 현재 KMTNet을 이용해 매년 수십 편의 연구 성과를 창출하고 있으며 이는 천문학계에 투자되는 비용을 고려할 때 매우 고 무적인 일이다. 앞으로도 KMTNet을 통해 획득한 방대한 관측 자료는 기존 연구 결과와 더불어 태양계 너머 우주에 외계행 성이 얼마나 있는지, 어떻게 형성되는지, 더 나아가서는 우주 에 인류와 유사한 지적 생명체가 존재하는지와 같은 근원적인 질문에 단서를 제공해 줄 것이다. REFERENCES
[18] A. Wolszczan and D. A. Frail, Nature 355, 145 (1992). [19] M. Mayor and D. Queloz, Nature 378, 355 (1995). [20] https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/.
![Fig. 2. Quasor 2237+0305 with four lensed images. [Image credit: NASA & ESA.]](https://thumb-ap.123doks.com/thumbv2/123dokinfo/4986659.55969/1.936.545.786.340.611/fig-quasor-lensed-images-image-credit-nasa-esa.webp)
