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외계 위성

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목차

1. 개요

외계 위성은 행성 주위를 공전하는 천연 위성과 달리, 외계 행성을 공전하는 위성을 의미한다. 국제 천문 연맹은 행성을 항성 또는 항성의 잔해 주위를 돌고 있는 천체로 정의하며, 외계 위성은 이러한 정의에 따라 갈색 왜성보다 질량이 적고 중수소 한계 미만인 자유 부동 물체의 위성으로 분류된다. 아직 직접적으로 발견된 사례는 없지만, 다양한 탐지 방법을 통해 존재 가능성이 연구되고 있다. 외계 위성은 궤도 경사각, 단주기 행성 주변 위성의 부재 등 특징을 가질 수 있으며, 생명체가 존재할 가능성도 제기된다.

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외계 위성

2. 정의

일반적으로 위성은 행성 주위를 도는 천체를 의미한다. 하지만 갈색 왜성 주위를 도는 행성급 천체가 발견되면서 행성과 위성의 구분이 모호해졌다.[42] 갈색 왜성은 가스 행성보다는 훨씬 무겁지만, 질량이 작아 항성이 되지 못한 천체이다.

이러한 혼란을 해결하기 위해 국제 천문 연맹(IAU)은 행성에 대한 정의를 명확히 했다. IAU는 "별, 갈색 왜성 또는 항성 잔해를 공전하고 중심 천체와의 질량비가 L4/L5 불안정성 기준 이하(M/M중심 < 2 / (25 + √621))이고, 실제 질량이 중수소의 열핵 융합 한계 질량보다 낮은 천체는 행성이다."라고 선언했다.[11][42] 중수소 열핵 융합의 한계 질량은 태양 정도의 중원소 함량을 가진 천체에서 약 13 목성 질량으로 계산된다.[42] 이 정의는 해당 조건을 만족하는 천체는 그 형성 과정과 관계없이 행성으로 분류됨을 의미한다.[42]

따라서 IAU 정의에 따르면, 갈색 왜성 주위를 도는 천체라도 위의 질량 및 공전 조건을 만족하면 행성으로 간주될 수 있다.

한편, IAU의 정의는 항성이나 갈색 왜성 등에 묶여있지 않고 우주를 자유롭게 떠다니는 천체(이들은 흔히 떠돌이 행성, 저질량 갈색 왜성 또는 고립된 행성 질량 물체 등으로 불린다)가 거느린 위성에 대한 명명 규칙은 명확히 다루지 않는다. 이러한 천체가 거느린 위성을 일반적으로 문헌에서 외계 위성이라고 부른다.[6][7][12]

3. 특징

아직까지 직접적으로 발견된 외계 위성이 없기 때문에, 이들의 구체적인 물리적 특징은 알려진 바가 없다. 하지만 태양계의 다양한 위성들처럼 외계 위성들도 여러 가지 형태를 띨 것으로 예상된다. 특히, 항성의 생물권 내를 공전하는 거대 외계 행성 주위에 있는 지구형 행성 크기의 위성 중 일부는 생명체가 살기에 적합한 환경을 가지고 있을 가능성이 제기된다.[17][13][47][43]

2019년 8월에는 천문학자들이 WASP-49b 외계 행성계에 속한 외계 위성이 화산 활동을 하고 있을 수 있다는 연구 결과를 발표하기도 했다.[14]

3. 1. 궤도 경사각

충돌로 형성된 지구형 행성의 위성의 경우, 항성과의 거리 및 행성-위성 간 거리가 궤도 경사각에 영향을 미친다. 항성에 비교적 가깝고 행성과 위성 사이의 거리가 멀리 떨어져 있다면, 항성으로부터 받는 조석력의 영향으로 위성의 궤도면이 행성의 공전 궤도면과 일치하는 경향을 보인다. 하지만 행성과 위성 사이의 거리가 가깝다면, 위성의 궤도면이 기울어져 있을 가능성이 있다.

가스 행성의 경우, 목성의 갈릴레오 위성처럼 비교적 큰 위성들은 행성 주변의 주행성 원반에서 형성된 것으로 생각된다. 이러한 위성들의 궤도면은 일반적으로 행성의 적도면과 일치하는 경향이 있다.[15][44]

3. 2. 단주기 행성 주변 위성의 부재

항성에 가까운 원궤도를 도는 행성, 예를 들어 핫 주피터와 같은 경우, 항성의 강력한 조석력에 의해 행성의 자전 속도가 느려져 결국 조석 고정 상태가 되기 쉽다.[45] 행성의 자전 속도가 느려지면, 위성이 행성의 자전과 같은 주기로 공전하는 동기 궤도의 반경은 행성으로부터 더 멀어진다.[15][45]

항성에 조석 고정된 행성의 경우, 이 동기 궤도 거리가 행성의 힐 권 바깥에 위치할 가능성이 높다. 힐 권은 행성의 중력이 항성의 중력보다 강해서 위성을 안정적으로 붙잡아 둘 수 있는 영역을 의미하는데, 행성이 항성에 가까울수록 이 힐 권의 크기는 작아진다.[15][45]

만약 동기 궤도가 힐 권 밖에 있다면, 동기 궤도 안쪽의 위성은 조석력에 의해 점차 에너지를 잃고 행성을 향해 나선형으로 떨어져 결국 충돌하게 된다.[15][45] 따라서 이런 환경에서는 모든 위성이 결국 행성으로 빨려 들어가게 될 수 있다.[15] 또한, 동기 궤도 자체가 삼체 문제의 영향으로 불안정할 경우, 설령 동기 궤도 바깥에 위성이 존재하더라도 안정적인 궤도를 유지하지 못하고 행성계를 이탈할 수 있다.[15][44]

이러한 조석력에 의한 효과는 왜 단주기 행성 주변에서 외계 위성이 발견되지 않는지에 대한 유력한 설명으로 제시되고 있다.[46] 조석 유도 이동에 대한 연구는 주 행성의 물리적 진화(내부 구조와 크기 등)가 위성의 최종 운명에 중요한 영향을 미치며, 동기 궤도 상태가 영구적이지 않을 수도 있음을 보여준다. 위성은 다른 궤도로 이동하거나 시스템에서 완전히 이탈할 수도 있어, 이는 외계 위성 탐사에 중요한 고려 사항이 된다.[16]

4. 탐지 방법

아직까지 외계 위성의 존재가 확인되지는 않았지만, 이론적으로 외계 행성 주위에는 많은 외계 위성이 존재할 것으로 추정된다.[71][47] 그러나 외계 행성 탐지에 널리 쓰이는 도플러 분광법과 같은 기존의 방법으로는 외계 위성을 직접 찾아내기 어렵다.[18] 이는 행성과 위성이 함께 항성 주위를 돌 때 발생하는 항성의 스펙트럼 변화가, 마치 하나의 천체가 항성 주위를 도는 것처럼 보이기 때문이다.[18]

이러한 한계를 극복하고 외계 위성을 탐지하기 위해 여러 가지 방법들이 제안되었다. 예를 들어, 데이비드 키핑은 위성이 모행성을 가리는 현상의 시간 변화를 분석하여 위성의 질량과 궤도 거리를 계산할 수 있다는 연구 결과를 발표했다. 또한 2018년에는 도플러 방법을 이용해 외계 위성 후보 천체가 발견되었다는 보고도 있었다.[72]

현재까지 제안되거나 연구 중인 주요 외계 위성 탐지 방법은 다음과 같다. 이들 방법에 대한 자세한 설명은 해당 하위 섹션에서 확인할 수 있다.


  • 직접 촬영법
  • 행성의 도플러 분광법
  • 행성 자기권 전파 방출
  • 마이크로렌즈 효과
  • 펄서 타이밍법
  • 트랜짓 타이밍 효과 (TTV/TDV)
  • 트랜짓법
  • 궤도 샘플링 효과
  • 백색왜성 주변 간접 탐지


케플러 미션이나 제임스 웹 우주 망원경과 같은 차세대 관측 장비를 통해 미래에는 이러한 방법들을 활용하여 외계 위성을 직접 관측하거나 간접적으로 그 존재를 확인할 수 있을 것으로 기대된다.

4. 1. 직접 촬영법

직접 촬영법(direct imaging)은 천체로부터 방출되거나 반사되는 빛을 직접 촬영하여 관측하는 방법이다.[49] 이 방법은 외계 행성 발견에도 널리 사용되지만, 중심 항성과 행성 간의 밝기 차이가 매우 크고 크기 또한 크게 다르기 때문에 일반적으로 관측상의 어려움이 따른다.[19][49] 이는 외계 위성의 검출에 있어서는 더욱 심각해진다.[19][49]

그러나 이론적으로 외계 위성이 조석력에 의해 강하게 가열되고 있는 경우에는 외계 행성과 비슷한 수준의 빛을 방출할 수 있다.[19][49] 조석력은 외계 위성에 작용하는 차등력에 의해 에너지가 소산되어 외계 위성을 가열할 수 있다.[19] 조석 가열을 받고 있는 예로는 목성의 위성 이오가 있으며, 조석 가열을 열원으로 한 활발한 화산 활동을 일으키고 있다는 것이 밝혀져 있다.[19][49] 위성이 강하게 조석 가열을 받고, 또한 위성으로부터의 방사가 항성에 가려지지 않는 충분히 먼 궤도에서 행성이 공전하고 있는 경우에는 제임스 웹 우주 망원경과 같은 미래의 관측 장치에 의해 촬영될 가능성이 있다.[19][49]

4. 2. 도플러 분광법 (행성)

도플러 분광법은 원래 외계 행성을 탐지하는 간접적인 방법 중 하나로, 행성이 항성 주위를 공전할 때 발생하는 항성의 미세한 움직임(시선 속도 변화)을 스펙트럼 변화를 통해 측정하여 행성의 존재를 알아내는 방식이다.[20] 이 방법은 방사 속도 방법이라고도 알려져 있으며, 특히 주계열성 주변의 행성을 찾는 데 많은 성공을 거두었다.[18]

이러한 원리를 외계 행성 자체에 적용하여, 행성의 스펙트럼 변화를 관측함으로써 그 주위를 도는 외계 위성의 존재를 탐지하려는 연구가 진행되고 있다. 즉, 별의 스펙트럼 변화를 통해 행성을 발견하는 것처럼, 행성 자체의 스펙트럼 변화를 분석하여 위성을 찾으려는 시도이다. 실제로 HD 189733 b나 HD 209458 b와 같은 일부 외계 행성의 스펙트럼을 부분적으로 얻는 데 성공한 사례도 있다.

그러나 현재 기술 수준으로는 외계 행성의 스펙트럼을 정밀하게 관측하기 어렵다. 관측된 행성의 스펙트럼은 모항성의 빛에 비해 매우 희미하고 잡음(노이즈)의 영향을 많이 받기 때문에, 분광 해상도나 식별 가능한 스펙트럼 특징의 수가 위성의 존재를 추론하기에는 아직 부족하다. 따라서 행성의 미세한 스펙트럼 변화를 통해 위성을 탐지하는 것은 현재로서는 기술적인 한계가 있다.[17]

또한, 별의 스펙트럼 변화를 이용하는 전통적인 도플러 분광법으로는, 행성과 위성의 중력 효과가 합쳐져 마치 하나의 천체가 별 주위를 도는 것처럼 보이기 때문에, 위성만을 분리하여 탐지할 수 없다.[18]

4. 3. 행성 자기권 전파 방출

행성의 자기권과 그 주위를 도는 위성 사이의 상호작용으로 인해 전파가 방출될 수 있다. 대표적인 예로 목성과 그 위성인 이오의 경우를 들 수 있다. 이오가 목성 궤도를 돌면서 목성의 자기권과 상호작용하면, 이오의 전리층에서 유도 전류(마찰 전류)가 발생하고 이로 인해 전파가 방출된다.[21][50] 목성에서는 주로 데카미터 파장의 전파가 이러한 방식으로 발생하며(목성 전파 참조), 이를 "이오 제어 데카미터파 방출"이라고 부른다.[21]

이러한 현상이 외계 행성과 그 위성 사이에서도 일어날 수 있다는 이론이 있다. 따라서 알려진 외계 행성 근처에서 목성-이오 상호작용과 유사한 전파 방출 현상을 탐지한다면, 이는 해당 행성 주위에 외계 위성이 존재한다는 간접적인 증거가 될 수 있다.[21][50]

4. 4. 마이크로렌즈 효과

미세 중력 렌즈 효과를 사용하여 외계 위성을 탐지하는 방법이 제안되었다.[22] 이는 중력 마이크로렌즈 법의 원리를 이용하는 것으로, 2002년 한국의 천문학자 천호한과 원용한이 처음 제안했다.[22]

하지만 연구자들은 렌즈 현상의 광도 곡선에서 위성 신호를 탐지하는 것이 매우 어려울 것이라고 지적했다. 작은 각 반지름을 가진 원천 별과 관련된 사건에서는 심각한 유한 원천 효과로 인해 신호가 심하게 흐려지기 때문이다.[22] 일반적인 항성 주위를 도는 행성의 위성을 이 방법으로 탐지하는 것 역시 매우 어려울 수 있다. 0.3 태양 질량의 항성 주위를 도는 지구 질량 행성에 달 질량의 위성이 있는 경우를 가정한 시뮬레이션에서는, 위성에 의한 중력 마이크로렌즈 효과가 광도 곡선에 미치는 영향이 극히 미미한 것으로 나타났다.[52]

다만, 이 방법은 자유 부유 행성을 공전하는 위성 후보 천체를 탐지하는 데 사용된 보고가 있어,[51] 이러한 유형의 천체는 탐지할 가능성이 있다.

4. 5. 펄서 타이밍법

2008년, 호주 모나쉬 대학교의 루이스, 새킷, 마들링은 펄서 행성 주위를 도는 외계 위성을 탐지하기 위해 펄서 타이밍 기법을 사용할 것을 제안했다.[23][53] 이 방법은 위성의 중력이 펄서 행성의 궤도에 미치는 미세한 영향을 통해 펄서에서 방출되는 펄스 신호의 도착 시간 변화를 감지하여 외계 위성의 존재를 확인하는 원리이다.[53] 즉, 펄서 행성 주위를 공전하는 위성으로 인해 발생하는 펄스 주기의 변동을 측정하는 것이다.

연구팀은 이 방법을 펄서 행성 PSR B1620-26 b에 가상으로 적용하여, 만약 이 행성 주위에 안정적인 궤도를 가진 위성이 존재한다면 탐지가 가능할 것이라고 분석했다. 분석 결과, 위성과 행성 사이의 거리가 행성과 펄서 사이 거리의 약 15분의 1이고, 위성의 질량이 행성 질량의 5% 이상일 경우, 펄서 타이밍법을 통해 해당 외계 위성을 탐지할 수 있을 것으로 추정되었다.[53]

4. 6. 트랜짓 타이밍 효과 (TTV/TDV)

외계 행성이 항성 앞을 지나는 통과(transit) 현상의 시각 및 지속 시간 변화를 관측하여 외계 위성의 존재를 추론하는 기법이다. 트랜짓 타이밍 변화법(Transit Timing Variation, TTV)은 외계 행성을 탐지하고 그 특징을 파악하는 데 널리 사용되는 방법으로, 어떤 행성이 항성 앞을 지나는 통과 시각이 근처 다른 천체의 중력 영향으로 인해 주기적으로 미세하게 달라지는 현상을 이용한다.[54] 마찬가지로 통과가 지속되는 시간의 변화(Transit Duration Variation, TDV) 역시 발생하며, 이를 통해서도 천체를 탐지할 수 있다.

행성이 위성을 거느리고 있다면, 행성과 위성은 서로의 질량 중심을 기준으로 공전하면서 함께 항성을 공전한다. 이 때문에 다른 천체의 영향을 무시하더라도, 행성-위성계의 질량 중심은 일정한 주기로 특정 지점을 통과하지만, 행성 자체의 위치는 위성의 공전 운동에 따라 계속 변하게 된다.[55] 결과적으로 행성의 통과 시각(TTV)과 통과 지속 시간(TDV)에 주기적인 변화가 나타난다.

이러한 TTV와 TDV 신호를 이용하여 외계 위성을 탐지한다는 아이디어는 2009년 데이비드 키핑(David Kipping)에 의해 제안되었다.[25][26][56] TTV는 행성이 행성-위성계의 질량 중심보다 앞서거나 뒤처질 때 발생하며(이 쌍이 관측자의 시선 방향과 거의 수직일 때 두드러짐), TDV는 행성-위성 축이 관측자의 시선 방향과 나란할 때 행성이 질량 중심에 대해 상대적으로 통과 경로를 따라 이동하면서 발생한다. 키핑은 이 두 효과를 결합하면 외계 위성의 존재를 확인할 수 있을 뿐만 아니라, 위성의 질량과 행성으로부터의 궤도 거리까지 결정할 수 있음을 보였다.[25][26]

키핑은 후속 연구를 통해 케플러 우주 망원경의 관측 데이터를 분석하면, TTV와 TDV 효과를 이용하여 생명 가능 구역 내에 있는 외계 위성까지도 탐지할 수 있을 것이라고 예측했다.[27][57]

4. 7. 트랜짓법

외계 행성이 자신이 공전하는 항성(모항성) 앞을 지나갈 때, 별에서 오는 빛이 미세하게 줄어드는 현상이 관측될 수 있다. 이를 통과법 (Transit method)이라고 부르며, 현재 외계 행성을 탐지하는 데 가장 성공적이고 널리 사용되는 방법 중 하나이다. 이 효과는 행성 반지름의 제곱에 비례한다.[28]

외계 위성을 탐지하는 데에도 이 통과법을 적용할 수 있다. 위성을 가진 행성이 항성 앞을 통과하면, 행성뿐만 아니라 위성도 항성의 빛을 가리기 때문에 추가적인 빛 감소가 발생한다. 이는 광도 곡선에서 식별 가능한 특징으로 나타난다.[58] 행성의 통과와 마찬가지로, 위성에 의한 빛 감소량도 위성 반지름의 제곱에 비례하므로, 거대 가스 행성 주변을 도는 큰 위성일수록 감지하기 쉽다. 원리적으로는 거대 가스 행성 주변의 큰 위성은 현재의 관측 기술로도 발견할 가능성이 있다.[58]

행성과 위성이 항성 앞을 지나가는 동안 서로를 가리는 현상(행성-위성 간의 식)이 발생할 수도 있지만, 이러한 현상이 관측될 확률은 본질적으로 낮다.[29][59]

만약 모행성을 직접 영상으로 관측할 수 있다면, 외계 위성이 모행성 앞을 지나가는 현상을 관측하는 것도 가능하다. 이때는 위성이 모행성에서 오는 빛을 가리면서 행성에서 오는 빛이 약간 줄어드는 것을 감지할 수 있다.[29] 이오나 타이탄 크기의 작은 위성도 이 방법을 사용하면 제임스 웹 우주 망원경으로 감지할 수 있을 것으로 예측되지만, 상당한 관측 시간이 필요하다.[12]

4. 8. 궤도 샘플링 효과

유리병의 가장자리가 중앙보다 두꺼워 보이는 현상과 유사하게, 위성은 공전 궤도의 가장자리에서 관측될 확률이 중앙보다 높다. 이를 궤도 샘플링 효과라고 한다. 만약 어떤 위성이 자신의 모행성과 함께 별 앞을 지나가는 식(transit)을 일으킨다면, 이 위성 또한 별빛의 일부를 가리게 된다. 따라서 충분한 횟수의 관측을 통해 별빛의 밝기 변화(광도 곡선)를 분석하면, 위성이 궤도 가장자리에 더 자주 위치하는 경향, 즉 '가장자리 밀집 현상'을 통계적으로 감지하여 위성의 존재를 간접적으로 확인할 수 있다. 다만, 관측 대상인 별의 크기가 클수록 뚜렷한 밀집 효과를 확인하기 위해서는 더 많은 관측 데이터가 필요하다. 케플러 우주 망원경이 수집한 데이터는 적색 왜성 주변의 위성을 이 방법으로 탐지하기에는 충분할 수 있지만, 태양과 같이 상대적으로 큰 별 주변의 위성을 찾기에는 데이터가 부족할 것으로 예상된다.[30][31]

4. 9. 백색왜성 주변 간접 탐지

백색 왜성의 대기는 금속으로 오염될 수 있으며, 몇몇 경우에는 파편 원반으로 둘러싸여 있기도 하다. 일반적으로 이러한 오염은 소행성이나 혜성에 의해 발생하지만, 과거에는 조석력에 의해 파괴된 외계 위성 또한 백색 왜성 오염의 원인으로 제안되었다.[32]

2021년 클라인(Klein)과 공동 연구진은 백색 왜성 GD 378과 GALEX J2339에서 비정상적으로 높은 베릴륨 함량을 발견했다. 연구자들은 이러한 베릴륨 과잉이 생성되기 위해서는 산소, 탄소 또는 질소 원자가 MeV 수준의 에너지를 가진 양성자와 충돌해야 한다고 결론지었다.[33]

이 베릴륨 과잉을 설명하는 한 가지 제안된 시나리오는 조석력에 의해 파괴된 외계 위성에 의해 발생한다는 것이다. 이 시나리오에서는 백색 왜성을 공전하는 거대 행성 주위에 위성을 형성하는 얼음 원반이 존재한다. 해당 거대 행성의 강한 자기장은 항성풍 입자인 양성자를 가속시켜 원반으로 향하게 한다. 가속된 양성자는 원반 내의 얼음과 충돌하여 우주선 파쇄 반응을 통해 베릴륨, 붕소, 리튬과 같은 원소를 생성한다. 이 세 가지 원소는 항성 핵융합 과정에서 파괴되기 때문에 우주에서 상대적으로 희귀하다. 이러한 종류의 원반에서 형성되는 소형 위성은 더 높은 베릴륨, 붕소 및 리튬의 풍부도를 가질 것으로 예상된다. 이 연구는 또한 예를 들어 토성의 중간 크기 위성인 미마스가 베릴륨, 붕소, 리튬이 풍부할 것으로 예측했다.[34]

5. 후보 천체

아직 확정적으로 발견된 외계 위성은 없지만, 이론적으로 외계 행성 주위에 많이 존재할 것으로 예상된다.[71] 2018년 10월 4일, 외계 행성 관측 중 도플러 방법을 이용해 외계 위성 후보 천체가 발견되기도 했다.[72]

MOA-2011-BLG-262L과 MOA-2011-BLG-262L b의 상상도


2013년에는 중력 마이크로렌즈 방법으로 발견된 천체 MOA-2011-BLG-262L 주변에서 외계 위성 후보가 존재할 가능성이 제기되었다.[60] MOA-2011-BLG-262L은 자유 부유 행성일 가능성이 있으며, 이 경우 발견된 후보 천체는 자유 부유 행성을 공전하는 최초의 외계 위성 사례가 될 수 있다.

그러나 중력 마이크로렌즈 방법은 관측 조건에 따라 천체까지의 거리나 질량 추정에서 여러 해석이 가능할 때가 있다. 질량이 가벼운 경우로 해석하면, 이는 자유 부유 행성을 도는 해왕성 정도 질량의 외계 위성이 되지만, 질량이 무거운 경우로 해석하면 가벼운 적색 왜성을 공전하는 목성보다 가벼운 가스 행성이 된다. 두 경우 모두 관측된 광도 곡선을 설명할 수 있으며, 발견 논문의 저자들은 후자(적색 왜성 주위 행성)일 가능성이 더 높다고 보고 있다.[61][62][63]

2017년에는 지구에서 약 8,000 광년 떨어진 외계 행성 케플러-1625b 주위를 도는 위성 후보 케플러-1625b I의 존재 가능성이 제시되었다.[64] 케플러의 광도 곡선 데이터를 정밀 분석한 결과, 케플러-1625b가 항성 앞을 지나는 통과 현상 부근에서 위성 후보에 의한 것으로 보이는 추가적인 밝기 감소가 감지되었기 때문이다. 이 천체는 이후 허블 우주 망원경으로 추가 관측되었고, 2018년 10월 3일에는 외계 위성 존재 가설을 뒷받침하는 증거가 확보되었다고 발표되었다.[65][66] 추가 관측에서는 위성 후보에 의한 것으로 보이는 통과 현상 신호 외에도, 케플러-1625b의 통과 시각 변화(TTV)가 새롭게 검출되었다. 일련의 관측 결과에 따르면, 만약 이 천체가 실제로 외계 위성이라면, 목성 질량의 수 배에 달하는 행성 주위를 해왕성과 비슷한 질량 및 반지름을 가진 거대 위성이 돌고 있는 것으로 추정된다.

다른 후보로는 1SWASP J140747.93-394542.6에서 보고된 사례가 있다. 이 천체 주위에는 거대 가스 행성 또는 갈색 왜성인 1SWASP J140747.93-394542.6b가 존재하는 것으로 알려져 있다. 2016년에는 1SWASP J140747.93-394542.6b가 매우 거대한 고리를 가지고 있을 가능성이 보고되었다.[67] 이 고리에는 토성의 고리처럼 간극 구조가 있을 것으로 추정되며, 이 간극은 고리 내부에 지구 질량의 0.8배 이하인 천체가 공전할 경우 설명될 수 있다고 한다. 따라서 이는 고리 구조를 통해 외계 위성을 간접적으로 발견한 사례일 가능성이 있다.

6. 탐색 프로젝트

케플러 미션, 다윈, 뉴 월드 미션 등 미래형 망원경을 이용하면 외계 행성이 거느리는 위성을 관측할 수 있을 것으로 기대된다. 이러한 망원경들은 외계 행성의 영상을 직접 찍거나, 행성의 미세한 떨림을 관측하여 위성의 존재 여부를 밝힐 수 있다.[71] 또한, 데이비드 키핑의 연구처럼 위성이 어머니 행성을 가리는 현상의 타이밍과 시간을 분석하여 위성의 질량과 거리를 추정하거나, 도플러 효과를 이용하는 등 다양한 방법으로 외계 위성을 탐색하고 있다. 실제로 2018년에는 도플러 방법을 이용해 외계 위성일 가능성이 있는 천체가 발견되기도 했다.[72]

현재 여러 탐사 임무가 진행 중이며, 이를 통해 더 많은 외계 위성 후보를 찾고 검증할 수 있을 것으로 예상된다. 대표적인 프로젝트는 다음과 같다.


  • '''케플러 외계 위성 탐사 프로젝트 (HEK, Hunt for Exomoons with Kepler)''': 케플러 임무의 일환으로 진행된 프로젝트로, 외계 위성을 탐지하기 위해 설계되었다.[35][36] 이 프로젝트를 통해 외계 위성 후보인 케플러-1625b I이 발견되기도 했다.[68][69][70]

  • '''PLATO''': 2026년 발사 예정인 유럽 우주국의 우주 망원경으로, 외계 행성 탐사와 더불어 외계 위성 탐색에도 기여할 것으로 기대된다.

7. 생명체 거주 가능성

외계 위성은 아직 발견되지 않아 물리적 특징은 알려지지 않았지만, 태양계의 위성들처럼 다양한 형태를 가질 것으로 추정되며 일부는 생명체를 품고 있을 가능성이 제기된다.

외계 위성의 생명 가능성은 여러 연구에서 다루어졌다. 르네 헬러(René Heller)와 로리 반스(Rory Barnes)는 위성이 받는 별과 행성의 조명, 그리고 일식이 표면 조명에 미치는 영향을 분석했다.[37] 또한 조석 가열이 생명 가능성에 위협이 될 수 있다고 보았다. 이들은 행성 주변의 생명 가능 구역 개념을 확장하여, 위성이 생명체가 존재할 수 있는 궤도 범위를 정의하는 ''생명 가능 가장자리''라는 개념을 제안했다. 이 가장자리보다 행성에 더 가까운 위성은 생명체가 살기 어렵다고 판단했다. 르네 헬러는 후속 연구에서 이 개념에 일식의 영향과 위성의 궤도 안정성 조건을 추가했으며,[38] 위성의 궤도 이심률에 따라 생명 가능한 위성을 가질 수 있는 별의 최소 질량이 태양 질량의 약 0.2배 정도임을 밝혔다.

위성의 크기 또한 생명 가능성에 중요한 요소다. 유로파처럼 지구 질량의 1% 미만인 작은 위성이 지구 궤도 근처에 있다면 대기를 수백만 년 정도만 유지할 수 있다. 반면, 가니메데 크기의 더 큰 위성이 태양계의 생명 가능 구역에 있다면 대기와 표면의 물을 오랫동안 유지할 수 있을 것으로 보인다. 위성 형성 모델에 따르면, 목성보다 큰 외계 행성 주위에서는 가니메데보다 더 큰 위성이 흔하게 형성될 수 있다.[39]

M형 왜성 주위의 생명 가능 구역에 있는 지구 크기 외계 행성은 별에 조석 고정되어 한쪽 면만 영원히 빛을 받는 경우가 많다. 하지만 이런 행성 주위의 외계 위성은 행성에 조석 고정되므로, 행성이 공전함에 따라 양쪽 반구 모두 빛을 받을 수 있어 생명체 존재에 더 유리할 수 있다. 마르티네즈-로드리게스 등은 M형 왜성 주변 외계 위성의 생명 가능성을 연구했다. 생명 가능 구역에 있는 33개의 외계 행성 중, 달에서 타이탄 질량의 외계 위성을 0.8 Gyr 이상 안정적으로 유지할 수 있는 행성은 HIP 12961 b, HIP 57050 b, 글리제 876 b, c 등 4개뿐이었다. 이 정도 질량의 외계 위성은 대기를 유지하기 어렵다. 연구진은 외계 위성의 질량을 화성 질량 수준으로 높였을 때, IL Aquarii b와 c 주위에서는 허블 시간보다 오랫동안 안정적으로 존재할 수 있음을 발견했다. 이러한 외계 위성은 CHEOPS 임무나 ESPRESSO 장비를 이용한 Rossiter–McLaughlin 효과 관측으로 탐지될 수 있지만, 현재까지 알려진 4개의 후보 행성은 통과 현상(transit)을 보이지 않아 이 방법들을 적용하기는 어렵다.[40]

외계 행성처럼 외계 위성도 주성인 행성에 조석 고정될 수 있다. 그러나 행성에 고정되더라도 행성 자체가 별 주위를 공전하므로, 위성은 별에 대해 계속 회전하며 규칙적인 주야 주기를 경험하게 될 것이다.

2MASS J1119-1137AB를 통과할 가능성이 있는 외계 위성 후보는 주성의 생명 가능 구역 내에 위치할 수 있다. 이 시스템은 형성된 지 약 10 Myr밖에 되지 않아 복잡한 생명체가 존재할 가능성은 낮지만, 만약 이 외계 위성이 확인된다면 원시 지구와 유사한 환경을 연구할 기회를 제공할 수 있다. 제임스 웹 우주 망원경으로 대기를 분석하면 생명체 형성에 필요한 시간 척도를 이해하는 데 도움이 될 것이다.[12]

현재까지 외계 위성이 직접 발견된 사례는 없으며 간접적인 증거조차 확인되지 않았다. 하지만 생물권 내 거대 외계 행성 주위를 도는 지구 크기의 위성에는 생명체가 존재할 가능성이 여전히 남아있다.[47][43]

참조

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