우주에 제2의 지구는 있는가? > 행 성

행성계는 어떻게 하여 생긴 것인가? 지구와 같은 행성은
어느 정도의 비율로 존재할 것인가?

1995년, 행성계가 처음으로 발견되었다

1990년대 초반에 관측 정확도가 향상되었는 데도 다른 별에서 행성이 발견되지 않아,
과학자들 사이에 ‘역시 우리는 고독한 존재인가….’라고 하는 일종의 절망감이 확산
되기 시작하고 있었다. ‘태양계 이외의 행성 발견’이라는 보고가 있기는 했지만, 추적
하는 데 실패하여 그 당시의 발견은 부정되었다.

1995년 가을, 스위스 제네바 천문대의 메이요르와 케로즈는 태양계에서 50광년
떨어진 페가수스자리 51번 별 주위에서 행성을 발견했다고 보고하였다. “어휴, 또야.”
라고 생각하는 과학자도 적지 않았다. 더욱이 그들의 보고에 따르면 질량이 목성
정도인 행성이 중심 별에서 0.05 AU(천문 단위. 1AU는 태양과 지구의 평균 거리로서
약 1억 5000만 km)의 거리인 곳을 돌고 있다고 하였다.

태양계에서는 목성이 약 5AU(약 7.5억 km), 가장 안쪽의 수성도 약 0.4AU
(약 6000만 km)의 거리이다. 0.05 AU(약 750만 km)라는 거리는 이를테면 태양 지름
(약 140만 km)의 5배밖에 되지 않아 상식에 어긋난다.

그런데 이 일 직후에 미국 샌프란시스코 주립 대학의 마시가 갑자기 기자 회견을 통해
페가수스자리 51번 별의 행성 추적에 성공하고, 더 나아가 다른 별에서도 행성을 발견
하였다고 발표하였다. 과학자들은 열띤 논쟁을 벌이기 시작하였고, 당연히 수많은
반론이 제기되었다. 그렇지만 결국은 행성답다는 결론에 도달하였다.

사태는 더욱 급전개되었다. 마시는 캘리포니아 대학의 버틀러와 1980년대부터 묵묵히
행성을 찾고 있었다. 그들은 이 기회에 즉시 결과를 발표하기로 마음먹고, 그 후 1년
동안 6개의 행성을 새로 발견했다고 발표하였다. 다른 그룹에 의한 발견까지 합치면
현재까지 20여 개의 행성이 발표되었다. 그것들 모두 추적에 성공하였다. 사람들은
그들을 ‘플래닛 헌터’라고 한다. 과학자의 인식은 수년 동안 180° 바뀌어, ‘행성은 이
은하계에서 보통으로 존재하고, 제2의 지구도 많이 존재할 것 같다.’라고 생각하게
되었다.

1999년, 1개의 별에서 3개의 행성을 발견

1999년 봄, 이미 1개의 행성이 발견된 안드로메다자리 엡실론별에서 2개의 행성이 더
발견되었다. 태양계에서 44광년 떨어진 이 별에는 적어도 3개의 행성이 돌고 있다는
것으로 밝혀졌다. 그 때까지는 1개의 별에 1개만의 ‘행성 후보 천체’가 확인되어
있었다. 이들 행성 후보 천체는 이중 연성으로 형성된 동반성에 지나지 않으며, 주성에
비하여 매우 가벼울 것이라는 가능성을완전히 부정할 수는 없었다.

성간을 떠 다니는 가스나 먼지구름 속의 밀도가 높은 부분이 수축하여 별이 탄생한다.
동반성은 이 수축시에 주성과 동시에 형성된다. 일반적으로 1개의 주성에 3개나 4개의
동반성이 생기는 일은 없다. 한편 행성은 별 주위에 생기는 가스 원반 속에서 형성되기
때문에, 일반적으로 하나의 계(系)에서 여러 개의 행성이 생길 수 있다. 따라서 3개의
행성 후보 천체가 확인된 안드로메다자리 엡실론별의 계는 행성계라는 것이 확실할
것이다. 또 발견된 일련의 유사 천체가 행성이라는 것도 확실하다고 할 수 있을
것이다.

별의 움직임에서 행성을 발견하다

일련의 행성 발견 방법은 별의 움직임을 관측한 것이다. 어느 별 주위를 행성이 돌고
있다고 하자. 정확하게 말하면 행성은 중심 별과 행성의 중심 주위를 회전한다. 그
반작용으로 중심 별도 중심 주위를 행성의 공전에 맞춰 미묘하게 선회한다. 우리
쪽에서 보면 중심 별은 규칙적으로 다가가거나 멀어지거나 한다. 다가가는 중심
별로부터의 빛의 파장은 수축하여 푸른 쪽(단파장 쪽)으로, 멀어질 때에는 파장이
펴져서 붉은 쪽(장파장 쪽)으로, 선회에 맞춰 규칙적으로 파장이 어긋난 상태로
관측된다. 파장의 어긋남의 크기는 중심 별의 속도에 비례한다.

이와 같은 빛의 파장의 어긋남은, 다가오는 구급차의 사이렌 소리는 크지만 멀어질
때에는 작아지는 소리의 현상과 같아 ‘도플러 이동’이라고 불린다. 중심 별로부터의
빛의 파장 변화로 행성의 존재를 간접적으로 알 수 있는 것이다. 도플러 이동의 변화
주기는 행성 궤도의 공전 주기이다. 행성의 공전 주기를 알면 ‘행성과 태양(중심 별)의
평균 거리의 세제곱과 행성의 공전 주기의 제곱과의 비는 일정하다.’는 ‘케플러의 제3
법칙’에 따라, 행성의 중심 별로부터의 평균 거리를 알 수 있다. 파장의 어긋남의 크기
에서 중심 별의 속도를 알 수 있고, 힘을 미치고 있는 행성의 질량을 알 수 있다. 다만
중심 별의 선회 운동 중 우리에게 다가오거나 멀어지거나 하는 방향의 속도만 알기
때문에, 실제 행성의 질량은 관측 질량보다 약간 클 가능성이 있다. 가까운 장래,
수백 개의 새로운 행성이 보고된다.

도플러 이동법에서는 행성 궤도 주기 분량 만큼의 데이터가 쌓여야만 발견이 확실하게
된다. 이를테면 태양계 목성의 궤도 주기는 약 10년이므로 적어도 5년 정도의 관측이
필요하다. 1995년의 페가수스자리 51번 별에서의 행성 발견 이래 많은 팀이 대형
망원경으로 관측에 참여하여, 수천 개 별의 데이터가 현재 지속적으로 포착되고 있다.
이미 매우 많은 별에서 주기의 일부 데이터가 축적되었다.

행성계 발견이 완전히 확실해질 때까지 기다리면 다른 그룹이 먼저 발표해 버릴지도
모르지만, 불확실한 발표는 신뢰를 받지 못한다. 플래닛 헌터에게는 어느 단계에 발표
할 것인가가 중대한 문제이다. 어쨌든 앞으로 5년만 기다리면 단번에 수백 개의
새로운 행성에 관한 보고를 받을 수 있을 것이다.

1990년대 후반에 행성 발견이 급격히 많아진 데는, 도플러 이동에 의한 별의 속도의
관측 정확도가 초속 50m를 분해할 수 있게까지 향상되었다는 것을 간과할 수 없다.
질량이 큰 행성이나 중심 별에 가까운 행성일수록 중심 별에 큰 도플러 속도를 준다.
다만 관측 데이터를 보면, 행성의 존재에 의해 중심 별이 움직이는 속도는 초속 200∼
300m 이하면 좋을 것이다. 관측 정확도가 수년 전에 이 한계를 넘었기 때문에 행성
발견이 러시를 이룬 것이다. 현재는 초속 10m까지 관측 정확도가 향상되어, 태양계
목성처럼 중심 별에서 비교적 멀리 떨어진 행성도 검출이 가능해지고 있다.

행성계에는 다양한 형태가 있다

도플러 이동법에서는 중심 별에 가까운 무거운 별일수록 발견하기 쉽다. 태양계로
말하면 목성이나 토성과 같은 거대 가스 행성으로서, 중심 별에서 가까운 것이
검출되고 있다. 그러한 의미에서 행성 중에서도 약간 특수한 것만이 발견되고
있는지도 모른다.

그렇다고는 해도 발견되고 있는 행성계는 우리 태양계와는 너무 동떨어진 모습을
한 것이 많다. 태양계에는 안쪽에 수성과 지구 등의 작은 고체 행성이 있고, 바깥쪽에
목성과 토성 등의 큰 가스 행성이 존재한다. 한편 페가수스자리 51번 별과 게자리
55번 별 등에서는 중심 별에서 0.05∼0.1AU 정도로 극히 가까운 거리에 큰 가스
행성이 존재한다. 중심 별에 가깝고 초고온이기 때문에 증발 직전이라는 것, 발견
자체가 뜨거운 논쟁을 불러일으켰다는 점에서 이들 행성은 ‘작열 거대 행성(Hot
Jupiters)’이라고 불린다.

처녀자리 70번 별과 헤르쿨레스자리 14번 별 등의 행성은 태양계 소행성과 단주기
혜성에 필적할 정도의 긴 타원 궤도를 그리고 있다. 거의 원궤도를 그리고 있는
태양계의 행성과는 큰 차이가 있다. 따라서 이들 행성은 ‘장타원 궤도 행성(Eccentric
Planets)’이라 불리고 있다.

도플러 이동법의 성격상, 가스 행성이 바깥쪽 원궤도에 존재하는 태양계와 같은
행성계는, 중심 별의 움직임이 작기 때문에 검출되기 어렵다. 실제로는 태양계와 같은
행성계는 상당수가 존재하고 있으며, 관측 정확도가 향상됨에 따라 더 많이 발견될
것으로 상상된다. 그러나 이제까지 관측된 별 가운데 약 5%의 별에서 작열 거대
행성이, 다른 약 5%에서 장타원 궤도 행성이 발견되었다. 이들 이상한 형태의
행성들은 존재 확률이 적다고 ‘매우 특수하고 귀한 케이스’로 배제할 수는 없다.
전에는 태양계 이외에 행성계가 있으면 태양계와 닮았을 것이라고 막연하게 상상하고
있었다. 그러나 태양계와는 모습이 완전히 다른 행성계도 많이 존재하는 것이다. 이
정도의 다양성은 누구도 예상하지 못하고 있었다.

태양계 형성의 표준 모델

태양계 형성에 관해서는 많은 연구자가 지지하고 있는 ‘표준 모델’이 있다.
①태양이 생성될 때 주위에 태양 질량의 100분의 1 정도 질량의 가스 원반이 생긴다.
②가스 원반 안에서 고체 성분이 응축하고, ‘미행성’이라는 다수의 소천체가 형성된다.
③미행성은 충돌과 합체를 반복하고, 고체 행성(지구형 행성)이 형성된다.
④가스 원반 바깥쪽에서는 큰 고체 행성이 형성되기 쉽다. 고체 행성이 지구 질량의 약
10배에 달하면 주위의 가스가 유입하고, 고체 코어 주위를 대량의 가스가 에워싸며,
목성과 토성과 같은 거대 가스 행성이 형성된다.
⑤마침내 가스 원반은 확산되고 소멸한다.
목성은 지구 질량의 300배, 토성은 100배의 가스가 에워싸고 있다. 가스의 유입이
일어나면 행성의 질량은 단번에 증대한다. 일반적으로 원반 바깥쪽으로 갈수록
미행성의 총량이 많아 큰 고체 행성이 형성되기 쉽지만, 미행성은 드문드문 있고
공전도 느리기 때문에 고체 행성의 형성에는 시간이 걸린다. 천왕성·해왕성에서는
코어가 되는 고체 행성의 형성에 시간이 너무 걸리기 때문에 먼저 가스 원반이
소실되어 버려, 가스가 거의 유입하지 않아 거대해지지 못했다. 다만 고체 코어의
크기는 목성ㆍ토성ㆍ천왕성ㆍ해왕성에서 거의 같고, 지구 질량의 10배 정도이다.

이 시나리오에 따르면 거대 가스 행성은 가스 원반 안의 바깥쪽 영역에서 생기고,
원궤도로 회전하는 가스 원반 안에서 형성되기 때문에 행성 궤도도 원궤도가 된다.

작열 거대 행성, 장타원 궤도 행성의 형성

작열 거대 행성, 장타원 궤도 행성 등의 특이한 형태의 행성은 태양계와 전혀 다른
형성 과정을 거친 것일까? 그렇게 생각하는 과학자도 있지만, 태양계 형성과 닮은
시나리오도 생각할 수 있다.

1980년대부터 전파 관측 등에 의해 갓 태어난 별의 관측이 급속히 진전되었다. 관측에
따르면 별 형성의 부산물로서 별 주위에 가스 원반이 50% 이상의 확률로 형성되고,
그 평균 질량은 태양 질량의 100분 1 정도임을 알았다. 가스 원반은 평균 1000만 년
정도 지나면 소실된다. 따라서 많은 별에서 태양계 형성의 표준 모델처럼 행성계의
형성이 진행된다고 생각하는 것이 자연스럽다. 만일 그렇다면 행성계의 다양성은 형성
과정의 어느 시점에서 생기는 것일까?

미행성의 형성에서 고체 행성에 이르는 부분에서는 다양성을 만들어 낼 만한 과정이
없다. 문제는 가스 행성의 형성시이다. 가스 유입으로 행성 질량이 증대하면 강해진
행성의 중력이 남아 있던 가스 원반을 물결치게 한다. 그 반작용으로 행성이 중심 별
방향으로 크게 움직여 버릴 가능성이 있다. 바깥쪽에서 생성된 거대 가스 행성이 이
효과로 안쪽으로 이동한 것이 작열 거대 행성이라는 설이 제안되고 있다. 이 가스와의
상호 작용으로 행성 궤도가 타원으로 되어, 장타원 궤도 행성이 만들어질 가능성이
지적되고 있다. 한편 행성끼리 서로 중력을 미쳐 장타원 궤도 행성이 형성되었다고도
한다. 최근의 계산에 따르면, 원궤도로 시작된 행성 운동은 행성끼리의 상호 중력의
영향을 받아도 어느 일정 시간은 원 궤도 상태이다. 그 후 어느 때 갑자기 타원 궤도로
변화하고, 행성끼리 근접하여 산란되어 어떤행성은 계 밖으로 튀어나기도 한다.
남겨진 행성의 궤도는 그 반작용으로 크게 일그러진다. 이것이 장타원 궤도
행성인지도 모른다.

이와 같은 행성 궤도의 변동이 언제 일어나는가는 행성 간의 거리와 질량의 약간의
차이로 큰 차이가 생긴다. 따라서 가스 행성이 형성될 때의 대수롭지 않은 조건의
차이로 곧바로 궤도 변동이 일어나는 행성계도 만들어진다. 한편 태양계처럼 탄생에서
100억 년 이상 안정하다고 예측되는 행성계도 형성된다.

왜 다양한 형태의 행성계가 생기는가?

이와 같이 거대 가스 행성과 가스 원반과의 상호 작용과 거대 가스 행성끼리의 상호
작용이 작열 거대 행성과 장타원 궤도 행성 등의 이형(異形) 행성계를 만드는지도
모른다. 그렇다면 이형 행성계와 태양계와 같은 행성계는 그 형성 과정에 어떠한
차이가 있는 것일까?

가스 원반의 평균 질량은 태양 질량의 100분의 1 정도이다. 그러나 관측에 따르면
태양 질량의 1000분의 1에서 10분의 1이라는 변동이 있다. 이 가스 원반의 질량의
차이가 행성계의 다양성을 낳을 가능성이 있다.

일반적으로 가스 원반의 바깥쪽일수록 미행성의 양이 많고 완성되는 고체 행성은
크다. 마침내 지구 질량의 약 10배로 성장하면 가스의 유입이 시작된다. 다만 무거운
가스 원반에서는 안쪽에도 미행성의 양이 많아 큰 고체 행성이 만들어지기 때문에
거대 가스 행성이 생긴다. 또 미행성이 많으면 서로 충돌하는 빈도가 높고, 고체
행성의 성장이 전체적으로 빠르다. 비교적 성장이 느린 바깥쪽에서도 가스가 존재하는
시간 안에 충분한 양의 가스가 흘러들어 거대 행성으로 성장한다. 결국 무거운 가스
원반에서는 다수의 거대 가스 행성이 형성될 가능성이 있다.

거대 가스 행성과 무거운 가스 원반과의 상호 작용에서는 그 반작용도 클 것이다.
다수의 거대 가스 행성이 형성되면 행성끼리의 상호 작용도 강해진다. 따라서 무거운
가스 원반에서는 작열 거대 행성과 장타원 궤도 행성이 형성된다고 예상된다. 반대로
가벼운 가스 원반에서는 어느 영역에서도 지구 질량의 10배에 달할 듯한 큰 행성은
형성되지 않고 모두 지구형 행성으로 남는다고 생각된다. 이 경우에는 가스 원반을
물결치게 하는 일도 없고, 행성끼리의 상호 작용도 약하여, 행성은 태어난 그대로의
모습으로 머물 것이다.

제2의 지구를 찾아서……

작열 거대 행성과 장타원 궤도 행성이 형성된 행성계에서는, 지구형 행성이
형성되었다고 해도 크게 이동하거나 흔들리는 거대 행성이 되어 살아 남는 일은 없을
것이다. 그러나 앞에서 말한 행성계 형성 시나리오가 옳다면 작열 거대 행성과 장타원
궤도 행성은 상당히 무거운 가스 원반에서 만들어지기 때문에, 관측이 진행되어도
행성계 전체의 약 10%를 차지한다고 하는 이제까지의 비율에서 그다지 늘어나지 않을
것이다. 나머지 별에서는 태양계형 또는 지구형만의 행성계라는 것이 된다. 따라서
지구와 같은 행성은 수십 % 이상의 높은 확률로 존재한다고 예상된다. 이것은 수년
전까지 많은 과학자가 상상하고 있던 확률보다 훨씬 높다. 이제까지의 지구에서의
도플러 이동법에 의한 행성 발견은, 관측 정확도의 문제로 질량이 큰 거대 가스
행성으로 한정되어 있었다.

NASA(미국 항공우주국)는 허블과 같은 우주 망원경을 발사하여 태양계 외의 지구형
행성, 제2의 지구를 탐색하려 하고 있다. ‘지구형 행성의 존재 확률’ ‘다른
행성계에서의 생명’이라는 것은 지금까지는 주로 사이언스 픽션(SF)의 제재였으나,
이제 천체 물리학과 행성 과학이 다루는 대상이 되었다고 할 수 있을 것이다.