2M1207b

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1. 개요
2. 발견 및 관측
3. 물리적 특징
4. 행성 여부 논쟁
5. 추가 정보
참조

1. 개요

2M1207b는 2004년 유럽 남방 천문대의 초대형 망원경(VLT)으로 최초로 촬영된 외계 행성 후보로, 갈색 왜성 2M1207을 공전하는 천체이다. 2M1207b는 2M1207보다 100배 어둡게 보이며, 초기에는 단순히 시선 방향으로 겹쳐 보이는 천체인지, 중력적으로 묶인 동반 천체인지 불확실했으나, 추가 관측을 통해 연성계임이 확인되었다. 2M1207b의 질량, 크기, 표면 온도는 여전히 불확실하며, 행성으로 분류될 수 있는지에 대한 논쟁이 존재한다. 국제천문연맹(IAU)은 2M1207b를 "갈색 왜성에 속박되어 있는, 행성급 질량을 지닐 가능성 있는 동반 천체"로 정의하고 있다.

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2M1207b
개요
2M1207b와 목성의 크기 비교.
명칭	2M1207b
별자리	켄타우루스자리
분류	행성질량천체
별	2M1207
발견
발견자	쇼뱅 외
발견 장소	파라날 천문대, 칠레
발견일	2004년 4월
발견 방법	직접 촬영
궤도 특성
궤도 긴반지름	24~231 AU
궤도 이심률	0.02~0.98
공전 주기	633~20046 y
궤도 경사	13~150
승교점 경도	7~174
근일점 통과 시간	2107.69~12883.36
근일점 인수	4~176
물리적 특성
평균 반지름	1.15 목성 반지름
질량	5.5±0.5 목성 질량
단일 온도	1200 K
스펙트럼형	중기에서 후기 L형
대기
대기 조성	수소, 물, 일산화탄소, 헬륨
기타 정보
각거리	769 ± 10 mas(밀리초각)
추정 분리 거리	40.6 ± 1.3 au
위치각	125.6 ± 0.7°
거리	172 ± 3 광년(52.75 파섹)

2. 발견 및 관측

2M1207b는 2004년 유럽 남방 천문대(ESO)의 초대형 망원경(VLT)을 사용하여 처음 발견되었다.

2M1207b의 정확한 질량, 크기, 표면 온도는 아직도 불확실하다. 분광 분석으로 질량은 목성의 8 ± 2배, 표면 온도는 1600 ± 100 켈빈이 나왔지만, b는 이론상 천체 밝기의 10분의 1로 매우 어두웠다. 이에 과학자들은 이 행성의 질량과 온도가 종전 추정치보다 작고 차갑다는 설을 제기했다. 한편 2M1207b 주변에 먼지와 기체로 이루어진 원반이 있을 가능성도 제기되었다.^[34] 가능성이 희박하지만, 에릭 마마젝과 마이클 메이어는 이 행성은 실제로는 예상보다 훨씬 덩치가 작지만, 비교적 최근에 다른 천체가 이 행성에 충돌했으며, 그 때문에 생긴 열을 발산하고 있다는 가설을 제기했다.^[39]^[40]

2M1207b의 질량이 중수소를 융합할 수준에는 못 미치며, b의 사진이 외계 행성을 최초로 사진에 담은 사례로 널리 인정받았음에도 불구하고, 2M1207b가 진정 행성인지에 대한 의문은 여전히 남아 있다. ‘행성이 될 수 있는 자격’에 따르면, 어떤 천체는 우리 태양계 행성들이 태어난 것과 같은 절차 - 원시 행성계 원반 내에서의 강착 과정 - 를 밟아서 형성되어야 한다.^[41] 앞의 정의에 따르면 2M1207b가 기체 성운 내에서 곧장 중력 붕괴를 통해 태어났을 경우 행성이 아니라 준갈색왜성으로 부르는 것이 더 적절한 표현 방법이 된다. 비슷한 논란은 2004년 2M1207b와 마찬가지로 사진 촬영을 통해 발견된 이리자리 GQ b의 정체성을 확립하는 과정에서도 똑같이 논의되었다.^[42] 이와는 반대로 행성급 질량을 지닌 떠돌이 천체 Cha 110913-773444의 경우를 고려하면, 생성 과정을 정체성의 도구로 삼는 것이 과연 항성/갈색 왜성과 행성을 구별하는 척도가 될 수 있는지 의구심을 제기하게 한다.^[43] 2006년 기준으로 국제 천문 연맹의 외계 행성 워킹 그룹은 2M1207b를 ‘갈색 왜성에 속박되어 있는, 행성급 질량을 지닐 가능성 있는 동반 천체’로 정의했다.^[44]

2M1207(푸르스름한 색)과 2M1207b(붉은 색)의 적외선 이미지. 두 물체는 지구 하늘에서 1 각초 미만으로 분리되어 있다. 유럽 남방 천문대(ESO)의 8.2m Yepun 초대형 망원경(VLT)을 사용하여 촬영한 이미지.

2. 1. 초기 관측

2M1207b는 밤하늘에서 보았을 때 어머니 천체인 2M1207 밝기의 100분의 1밖에 되지 않는다.^[36] 2004년 초대형 망원경(VLT)으로 이 행성의 모습을 처음 담았을 때, '희미한 붉은 색 빛의 반점'으로 묘사되었다. 처음에는 b가 갈색 왜성과 중력적으로 묶여 있는지, 아니면 단순히 시선 방향으로 겹쳐 보이는 것일 뿐인지에 대한 의문이 있었다. 그러나 이후 허블 우주 망원경과 VLT가 추가로 연구한 끝에 둘은 중력으로 묶여 있는 계임을 알게 되었다.^[37]

초기 측광학적 값으로는 지구로부터 2M1207b까지의 거리가 70 파섹이었다.^[31] 2005년 12월 미국 천문학자 에릭 마마젝은 운동성단법을 이용, b까지의 거리를 보다 정확하게 쟀는데 그 값은 53 ± 6 파섹이었다.^[38] 최근 삼각 시차법을 사용하여 이 행성계까지의 거리를 잰 결과 53 ± 1 파섹 또는 172 ± 3 광년이 나왔는데, 이 값은 에릭 마마젝의 연구 결과를 더욱 보강해 주는 것이었다.^[31]

2. 2. 허블 우주 망원경 관측

이후 허블 우주 망원경과 초대형 망원경(VLT)의 추가 관측을 통해 2M1207과 2M1207b가 함께 움직이는 쌍성계임을 확인하였다.^[8]

2. 3. 거리 측정

2M1207b까지의 거리는 초기 측광 추정치로 약 70 파섹이었다.^[31] 2005년 12월, 미국 천문학자 에릭 마마젝은 운동성단법을 사용하여 거리를 측정하였는데, 그 결과 53 ± 6 파섹으로 더 정확한 값을 얻었다.^[38] 이후 삼각 시차를 이용한 측정 결과는 53 ± 1 파섹 (172 ± 3 광년)으로, 에릭 마마젝의 연구 결과를 뒷받침하였다.^[31]

3. 물리적 특징

2M1207b는 밤하늘에서 어머니 천체인 2M1207 밝기의 100분의 1밖에 되지 않는다.^[36] 2004년 VLT로 이 행성의 모습을 처음 담았을 때만 해도, '희미한 붉은 색 빛의 반점'으로 서술되었다. 처음에는 b가 갈색 왜성과 중력적으로 묶여 있는지, 아니면 단순히 시선 방향으로 겹쳐 보이는 것일 뿐인지에 대한 의문이 있었다. 그러나 이후 허블 우주 망원경과 VLT가 추가로 연구한 끝에 둘은 중력으로 묶여 있는 계(系)임을 알게 되었다.^[37]

초기 측광학적 값으로는 지구로부터 2M1207b까지 거리가 70파섹이었다.^[31] 2005년 12월 미국 천문학자 에릭 매머제크는 운동성단법을 이용, b까지의 거리를 보다 정확하게 쟀는데 그 값은 53 ± 6 파섹이었다.^[38] 최근 삼각 시차법을 사용하여 이 행성계까지의 거리를 잰 결과 53 ± 1 파섹 또는 172 ± 3 광년이 나왔는데, 이 값은 에릭 매머제크의 연구 결과를 더욱 보강해 주는 것이었다.^[31]

2M1207b의 정확한 질량, 크기, 표면 온도는 아직도 불확실하다. 분광 분석으로 여러 결과가 나왔지만, b는 이론상 밝기보다 매우 어두웠다. 이에 과학자들은 이 행성의 질량과 온도가 종전 추정치보다 작고 차갑다는 가설을 제기했다. 한편 2M1207b 주변에 먼지와 기체로 이루어진 원반이 있을 가능성도 제기되었다.^[34]

2M1207b의 질량이 중수소를 융합할 수준에는 못 미치며, b의 사진이 외계 행성을 최초로 사진에 담은 사례로 널리 인정받았음에도 불구하고, 2M1207b가 진정 행성이 맞는지에 대한 의문은 여전히 남아 있다. ‘행성이 될 수 있는 자격’에 따르면, 어떤 천체는 우리 태양계 행성들이 태어난 것과 같은 절차를 밟아서 형성되어야 한다.^[41] 2006년 기준으로 국제 천문 연맹의 외계 행성 워킹 그룹은 2M1207b를 ‘갈색 왜성에 속박되어 있는, 행성급 질량을 지닐 가능성 있는 동반 천체’로 정의했다.^[44]

3. 1. 질량 및 크기

2M1207b의 정확한 질량, 크기, 표면 온도는 아직 확실하게 밝혀지지 않았다. 분광 관측을 통해 목성 질량의 8 ± 2배, 표면 온도 1600 ± 100 켈빈이라는 결과가 나왔지만, 이론 모델에서는 이보다 10배 더 밝아야 한다는 예측이 나왔다.^[34]^[5]^[19] 이러한 불일치 때문에 과학자들은 2M1207b의 실제 질량과 온도가 더 낮을 수 있다고 추정한다. 2M1207b 주변에 먼지와 기체로 이루어진 원반이 존재하여 어둡게 보일 가능성도 제기되었다.^[34]^[19]

낮은 가능성이지만, 에릭 매머제크와 마이클 메이어는 2M1207b가 실제로는 훨씬 작지만, 최근 다른 천체와 충돌하여 발생한 열을 방출하고 있다는 가설을 제시하기도 했다.^[39]^[40]^[10]^[11]^[24]^[25]

JWST의 NIRSpec 관측 결과, 2M1207b의 대기에서 메탄(CH₄)은 전혀 검출되지 않았고, 일산화 탄소(CO)는 미약하게 검출되었다. 이는 젊은 저질량 천체의 비평형 화학 작용을 보여주는 증거일 수 있다. 또한, 수소와 헬륨의 방출이 감지되었는데, 이는 강착이 활발하게 일어나고 있음을 나타낸다.^[12]

3. 2. 표면 온도

2M1207b의 정확한 질량, 크기, 표면 온도는 아직 불확실하다. 분광 분석 결과 질량은 목성의 8 ± 2배, 표면 온도는 1600 ± 100켈빈으로 추정되었지만, 이론에 따르면 이 밝기는 실제보다 10배는 더 밝아야 한다.^[34] 이 때문에 과학자들은 2M1207b의 실제 질량과 온도가 더 낮고 차가울 수 있다고 추정한다. 2M1207b 주변에 먼지와 기체로 이루어진 원반이 존재하여 빛을 가리고 있을 가능성도 제기되었다.^[34]

매머제크와 마이클 메이어는 2M1207b가 실제로는 훨씬 작지만, 비교적 최근에 다른 천체와 충돌하여 발생한 열을 방출하고 있다는 가설을 제시하기도 했다.^[39]^[40]

JWST의 NIRSpec 관측 결과, 2M1207b의 대기에서 메탄(CH₄)은 전혀 검출되지 않았고, 일산화 탄소(CO)는 미약하게 검출되었다. 이는 젊은 저질량 천체에서 나타나는 비평형 화학 작용의 징후로 해석된다. 일산화 탄소의 약한 신호는 온도 구배나 구름의 두께와 같은 다른 효과 때문일 수 있다. 연구자들은 구름을 포함한 모델을 통해 미래에 이 문제를 해결할 수 있을 것으로 기대한다.^[12]

3. 3. 대기 및 원반

2M1207b 주변에 먼지와 기체로 이루어진 원반이 존재할 가능성이 제기되었다.^[34] JWST의 NIRSpec 관측 결과, 이 천체의 대기에서 메탄(CH₄)은 전혀 감지되지 않았고, 일산화 탄소(CO)는 미약하게 감지되었다. 연구자들은 구름을 포함한 모델을 통해 미래에 온도, 메탄 및 일산화탄소 흡수 간의 불일치를 해결할 수 있을 것으로 보고 있다.^[12]

JWST 관측에서는 또한 수소 (파센 전이)와 1.083 μm에서 헬륨 I 삼중선의 방출이 감지되었다. 이는 작은 원반 또는 행성 주위 원반에서의 활발한 강착 현상을 시사한다.^[12] 현재 이 원반은 감지되지 않았지만, JWST의 장파장 관측을 통해 ভবিষ্যতে 감지될 가능성이 있다.^[13]

4. 행성 여부 논쟁

2M1207b는 처음 발견되었을 때 외계 행성으로 여겨졌으나, 이후 그 질량과 형성 과정에 대해 여러 논쟁이 있었다.

2M1207b는 밤하늘에서 어머니 천체인 2M1207 밝기의 100분의 1밖에 되지 않는다.^[36] 2004년 초거대 망원경(VLT)으로 처음 관측했을 때는 '희미한 붉은색 빛의 반점'으로 묘사되었다.^[37] 처음에는 이 천체가 갈색왜성과 중력적으로 묶여 있는지, 아니면 단순히 시선 방향으로 겹쳐 보이는 것인지에 대한 의문이 있었으나, 이후 허블 우주 망원경과 VLT의 추가 연구를 통해 둘은 중력으로 묶여 있는 계임을 알게 되었다.^[37]

초기에는 지구로부터 2M1207b까지의 거리가 70파섹으로 추정되었으나,^[31] 2005년 12월 미국 천문학자 에릭 매머제크는 운동성단법을 이용해 53 ± 6 파섹이라는 더 정확한 값을 제시했다.^[38] 최근 삼각 시차법을 사용한 측정 결과도 53 ± 1 파섹 (172 ± 3 광년)으로, 매머제크의 연구 결과를 뒷받침한다.^[31]

2M1207b의 정확한 질량, 크기, 표면 온도는 아직 불확실하다. 분광 분석으로는 질량이 목성의 8 ± 2배, 표면 온도는 1600 ± 100켈빈으로 나타났지만, 이론적으로 예상되는 밝기보다 10분의 1 수준으로 매우 어두웠다. 이에 과학자들은 2M1207b의 질량과 온도가 기존 추정치보다 낮을 수 있다는 가설을 제기했다. 또한, 2M1207b 주변에 먼지와 기체로 이루어진 원반이 존재할 가능성도 제기되었다.^[34] 매머제크와 마이클 메이어는 2M1207b가 실제로는 예상보다 훨씬 작지만, 최근에 다른 천체와 충돌하여 생긴 열을 발산하고 있다는 가설을 제기하기도 했다.^[39]^[40]

4. 1. 행성의 정의

2M1207b가 정말 행성인지에 대한 의문은 여전히 남아있다. 2006년 기준으로 국제천문연맹(IAU)의 외계 행성 워킹 그룹은 2M1207b를 '갈색 왜성에 속박되어 있는, 행성급 질량을 지닐 가능성 있는 동반 천체'로 정의했다.^[44]

IAU의 외계 행성에 대한 공식적인 정의는 궤도 물체의 질량과 중심 물체의 질량비가 L4/L5 불안정성 이하일 것을 요구하며, 이는 M/M_중심 < 2/(25+√621) ≈ 1/25로 주어진다. 2M1207b와 2M1207의 질량비는 약 0.22로, L4/L5 불안정성 임계값을 초과하므로 IAU의 정의에 따라 2M1207b는 외계 행성으로 간주되지 않는다.

행성이 될 수 있는 자격에 따르면, 어떤 천체는 우리 태양계 행성들이 태어난 것과 같은 절차 - 원시 행성계 원반 내에서의 강착 과정 - 를 밟아서 형성되어야 한다.^[41] 이 정의에 따르면 2M1207b가 기체 성운 내에서 곧장 중력 붕괴를 통해 태어났을 경우 행성이 아니라 준갈색왜성으로 부르는 것이 더 적절하다. 비슷한 논란은 2M1207b와 마찬가지로 사진 촬영을 통해 발견된 이리자리 GQ b의 정체성을 확립하는 과정에서도 똑같이 논의되었다.^[42]

반면에 행성급 질량을 지닌 떠돌이 천체 Cha 110913-773444의 경우를 고려하면, 생성 과정을 정체성의 도구로 삼는 것이 과연 항성/갈색 왜성과 행성을 구별하는 척도가 될 수 있는지 의구심을 제기하게 한다.^[43]

4. 2. 준갈색왜성 가능성

2M1207b의 질량은 중수소 핵융합을 일으킬 수 있는 수준에는 미치지 못하며, 2M1207b의 사진이 외계 행성을 최초로 직접 촬영한 사례로 널리 알려져 있지만, 2M1207b가 진정 행성인지에 대한 의문은 여전히 남아 있다. ‘행성이 될 수 있는 자격’에 따르면, 어떤 천체는 우리 태양계 행성들이 태어난 것과 같은 절차, 즉 원시 행성계 원반 내에서의 강착 과정을 밟아서 형성되어야 한다.^[41] 이 정의에 따르면 2M1207b가 가스 성운 내에서 곧장 중력 붕괴를 통해 태어났을 경우 행성이 아니라 준갈색왜성으로 부르는 것이 더 적절하다. 비슷한 논란은 2M1207b와 마찬가지로 2004년 사진 촬영을 통해 발견된 이리자리 GQ b의 정체성을 확립하는 과정에서도 똑같이 논의되었다.^[42] 이와는 반대로 행성급 질량을 지닌 떠돌이 천체 Cha 110913-773444의 경우를 고려하면, 생성 과정을 정체성의 도구로 삼는 것이 과연 항성/갈색 왜성과 행성을 구별하는 척도가 될 수 있는지 의구심을 제기하게 한다.^[43] 2006년 기준으로 국제 천문 연맹의 외계 행성 워킹 그룹은 2M1207b를 ‘갈색 왜성에 속박되어 있는, 행성급 질량을 지닐 가능성 있는 동반 천체’로 정의했다.^[44]

4. 3. 현재 분류

2006년 기준으로 국제천문연맹의 외계 행성 워킹 그룹은 2M1207b를 '갈색 왜성에 속박되어 있는, 행성급 질량을 지닐 가능성이 있는 동반 천체'로 정의했다.^[44]

5. 추가 정보

2M1207b의 질량이 중수소 융합을 할 수 있을 정도로 충분하지 않고, 2M1207b를 찍은 사진이 외계 행성을 최초로 촬영한 사례로 널리 알려져 있음에도 불구하고, 과연 2M1207b가 정말로 행성이 맞는지에 대한 의문은 여전히 남아 있다. ‘행성이 될 수 있는 자격’에 따르면, 어떤 천체가 행성으로 인정받으려면 우리 태양계의 행성들이 태어난 것과 같은 절차, 즉 원시 행성계 원반 내에서의 강착 과정을 거쳐서 형성되어야 한다.^[41] 만약 2M1207b가 이러한 강착 과정이 아니라 기체 성운 내에서 곧바로 중력 붕괴를 통해 태어났다면, 행성이 아니라 준갈색왜성으로 부르는 것이 더 적절하다. 이와 비슷한 논란은 2M1207b와 마찬가지로 사진 촬영을 통해 발견된 이리자리 GQ b의 정체성을 확립하는 과정에서도 제기되었다.^[42] 한편, 행성급 질량을 지닌 채 자유롭게 우주 공간을 떠돌아다니는 천체 Cha 110913-773444의 경우를 생각해 보면, 천체가 생성된 과정을 기준으로 항성/갈색왜성과 행성을 명확하게 구분하는 것이 과연 타당한지에 대한 의문이 제기된다.^[43] 2006년 기준으로 국제 천문 연맹의 외계 행성 워킹 그룹은 2M1207b를 ‘갈색 왜성에 속박되어 있는, 행성급 질량을 지닐 가능성이 있는 동반 천체’로 정의했다.^[44]

참조

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