HD 149026 b

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1. 개요
2. 발견
- 2.1. 관측 방법
- 2.2. 아마추어 천문가의 기여
3. 물리적 특성
4. 이론적 추론
5. 명칭
참조

1. 개요

HD 149026 b는 2005년 N2K 컨소시엄에 의해 발견된 외계 행성이다. 이 행성은 어머니 항성 HD 149026을 매우 가까운 거리에서 공전하며, 공전 주기는 3일이 채 되지 않는다. 질량은 목성의 0.36배이며, 반지름은 목성의 약 73%로, 밀도가 매우 높다. 표면 온도는 약 2,300 켈빈으로 매우 뜨거우며, 수소와 헬륨보다 무거운 물질로 구성된 거대한 핵을 가지고 있다. 2015년 국제천문연맹은 이 행성의 이름을 Smertrios로 명명했다.

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HD 149026 b
기본 정보
스메르트리오스와 해왕성, 목성의 크기 비교
명칭	HD 149026 b / 스메르트리오스
발견자	B. 사토, D. 피셔, G. 헨리 외
발견 장소	W. M. 케크 천문대
발견일	2005년 7월 1일
발견 방법	시선 속도법
별자리	헤르쿨레스자리
다른 이름	스메르트리오스, 오그마 b, HIP 80838 b, SAO 65349 b, BD+38 2787 b, TYC 3063-01587-1 b, 2MASS J16302962+3820503 b, WISE J163029.55+382050.9 b
궤도 요소
궤도 긴반지름	0.042 AU (6.3 Gm)
궤도 이심률	0
공전 주기	2.87588874 ± 5.9e-7 일
시선 속도 진폭	43.2 ± 2.6 m/s
궤도 경사각	90.0 ± 3.0 도
통과 시각	BJD 2453317.838 ± 0.003
모항성	오그마
위치 정보
거리	257 ± 22 광년 (78.9 ± 6.6 pc)
물리적 특징
반지름	0.725 ± 0.03 R_J
질량	0.36 ± 0.03 M_J
평균 밀도	1252 kg/m³ (1.252 g/cm³)
표면 중력	22.91 ± 2.44/4.20 m/s²
평형 온도	1634 ± 90/23 K
단독 행성 온도	2300 K (2027 °C, 3680 °F)

2. 발견

HD 149026 b는 2005년 N2K 컨소시엄이 스바루 망원경과 켁 망원경을 이용한 도플러 분광법 관측으로 발견하였다. 이후 페어본 천문대가 HD 149026 앞을 행성이 통과할 때 나타나는 주기적인 밝기 감소 현상(식 검출법)을 포착하여 존재가 확정되었다.^[22]

이 행성은 항성과의 거리가 가깝고, 질량에 비해 크기가 작아 밀도가 높다는 특징이 있다.

2. 1. 관측 방법

N2K 컨소시엄은 도플러 효과를 이용하여 어머니 항성에 가까운 행성들을 찾는 활동으로, 2005년에 이 행성을 발견했다. 켁 천문대와 스바루 망원경을 통해 이 항성의 스펙트럼을 연구하여 도플러 효과로 행성의 존재를 감지했다.^[22] 이후 페어본 천문대에서 항성 앞을 천체가 지나갈 때 겉보기 등급이 0.003만큼 감소하는 것을 관측하여 행성의 존재를 확증했다.^[22]

행성이 가리는 빛의 양은 매우 작지만, 아마추어 천문가들이 이 감소량을 관측하여 천문학사에 중요한 기여를 했다. 아마추어 천문가 론 비싱거는 공식적인 발표 하루 전에 이 행성의 존재를 알아냈다.^[23]

2. 2. 아마추어 천문가의 기여

N2K 컨소시엄은 도플러 효과를 응용하여 어머니 항성에 가까운 행성들을 찾는 활동으로, 2005년 이 행성을 발견했다. 켁 천문대와 스바루 망원경으로 이 항성의 스펙트럼을 연구했다. 도플러 효과를 통해 이 행성의 존재를 감지한 후, 페어본 천문대에서 통과 현상을 연구했다. 그 결과 천체가 항성 앞을 지나갈 때마다 겉보기 등급이 0.003만큼 감소함을 알아냈으며, 이를 통해 행성의 존재를 확증했다.^[22]

행성이 가리는 빛의 양은 매우 작지만, 아마추어 천문가들은 이 감소량을 관측해 내었으며 천문학사에 중대한 기여를 했다. 아마추어 천문가 론 비싱거는 공식적인 발표일 하루 전에 이 행성의 존재를 알아냈다.^[23]

3. 물리적 특성

HD 149026 b는 어머니 항성 HD 149026을 매우 가까운 거리에서 공전하는 뜨거운 목성형 외계 행성이다. 이 행성은 여러 가지 독특한 물리적 특성을 지니고 있다.

이 행성의 질량은 목성의 0.36배(지구의 114배)로 토성보다 약간 무겁지만, 반지름은 목성의 73%, 토성의 83%에 불과하여 밀도가 매우 높다.

표면 온도는 매우 높아, 반사도를 0.3으로 가정했을 때 약 1540 켈빈, 8 마이크로미터 파장대 관측 결과 2,300 켈빈으로 측정되었다. 이는 납의 끓는점보다도 높은 온도로, 행성이 어머니 항성으로부터 받는 에너지를 거의 대부분 흡수하여 매우 어두운 색을 띠고 있음을 시사한다.^[24]

이러한 높은 밀도와 온도는 HD 149026 b가 수소와 헬륨보다 무거운 원소들로 이루어진 거대한 핵을 가지고 있음을 강하게 시사한다. 초기 이론 모델에서는 중심핵의 질량이 지구의 70배에 이를 것으로 예측했으며, 이후 연구에서는 80~110배에 달할 수 있다는 결과가 나오기도 했다.^[19] 표면 중력은 지구의 10배에 달할 것으로 예측된다.^[20]

HD 149026 b는 2005년 스바루 망원경과 켁 망원경의 도플러 분광법을 이용한 관측으로 발견되었으며, 페어본 천문대의 관측을 통해 행성이 별 앞을 지나는 현상(식 현상)이 확인되어 존재가 확정되었다.

일반적인 행성 형성 이론으로는 HD 149026 b와 같이 거대한 핵을 가진 가스 행성의 존재를 설명하기 어렵다.

3. 1. 궤도

이 행성은 어머니 항성으로부터 매우 가까운 궤도를 돌고 있으며, 공전 주기는 지구 시간으로 3일이 채 걸리지 않는다. 궤도는 원형에 가까운 것으로 추정된다.^[13] 정밀한 시선 속도 측정을 통해 로시터-맥러플린 효과가 감지되었는데, 이는 행성이 별 표면의 일부를 가릴 때 발생하는 광구 스펙트럼 선의 이동 현상이다. 이 효과로 행성 궤도면과 별의 적도면 사이 각도를 측정할 수 있는데, HD 149026 b의 경우 이 각도는 +11°로 측정되었다.^[7]^[8] 이는 행성 형성이 비교적 평온하게 진행되었으며, 원시 행성 원반과의 상호 작용을 포함했을 가능성을 시사한다. 2012년 연구에서는 자전-궤도 각도를 12°로 더 정밀하게 측정했다.^[9]

HD 149026 b는 주성으로부터 0.043천문 단위 (지구와 태양 거리의 0.043배) 떨어진 원 궤도를 2.88일 주기로 공전하고 있다.

3. 2. 질량, 반지름, 밀도

이 행성은 어머니 항성으로부터 매우 가까운 궤도를 돌고 있으며, 한 바퀴 도는 데 지구 시간으로 3일이 채 걸리지 않는다. 질량은 목성의 0.36배(지구의 114배)로 토성보다 약간 더 무겁다. 행성의 온도는 반사도를 0.3으로 가정할 경우 약 1,540,000으로, 수다르스키의 가스 거대 행성 분류에 따르면 IV형과 V형의 경계에 존재한다.^[22] 천이 현상 전후 8 마이크로미터 파장대 관측 결과, 행성 표면 온도는 2,300,000 정도로 측정되었다. 이는 HD 149026b가 어머니 항성의 에너지를 거의 다 흡수하여 매우 어두운 색을 띠고 있음을 시사한다.^[24]

표면 온도는 납의 끓는점보다도 높다. 보통의 뜨거운 목성들은 크기가 목성과 비슷하거나 더 크지만, 이 가스 행성의 반지름은 목성의 73%, 토성의 83%에 불과하다. 이는 HD 149026b의 밀도가 매우 높으며, 수소 및 헬륨보다 무거운 물질로 구성된 매우 큰 핵을 지니고 있음을 의미한다.^[22] 이론적으로 이 행성의 중심핵 질량은 지구의 70배에 이른다. 표면 중력은 지구의 열 배에 이른다.^[25]

HD 149026 b는 주성을 2.88일 주기로 공전한다. 질량과 반지름은 각각 목성 질량의 0.36배, 0.725배로, 토성과 비교하면 질량은 20% 정도 크지만 부피는 오히려 작아 크기에 비해 상당히 고밀도라는 특징이 있다. 이 결과를 모델에 적용한 결과, HD 149026 b는 지구의 67배 질량의 중심핵을 가진 고온의 거대 가스 행성으로 추정되었다.

2008년 현재 일반적인 행성계 형성 이론으로는 HD 149026 b와 같이 지구 질량의 수십 배의 중심핵을 가진 가스 행성의 존재를 설명하기 어렵다.

3. 3. 온도

이 행성의 반사도가 0.3이라고 가정했을 때 온도는 약 1,540,000이다. 이는 수다르스키의 외계 행성 외관 분류에 따르면 IV형과 V형의 경계에 해당한다.^[22] 8 마이크로미터 파장대로 관측한 결과, 행성의 표면 온도는 2,300,000 정도로 나타났다. 이는 납의 끓는점보다도 높은 온도로, HD 149026 b가 어머니 항성이 발산하는 에너지의 대부분을 흡수하여 매우 어두운 색을 띠고 있음을 보여준다.^[24]

이 행성의 기하 알베도는 직접 측정되지 않았지만, 본드 알베도는 2017년에 0.53으로 측정되었다. 초기에는 알베도를 0.3으로 추정했으나, 극도로 높은 온도로 인해 이 추정은 폐기되었다. 2007년, 천문학자들은 이 행성이 별빛의 대부분을 흡수하여 알베도가 거의 0에 가까울 것이라고 예측했다.^[11] 흡수의 대부분은 대기 상단에서 일어난다.

3. 4. 중심핵

이 행성의 반지름은 목성의 73퍼센트, 토성의 83퍼센트에 불과하다. 이는 HD 149026b의 밀도가 매우 높으며, 수소 및 헬륨보다 무거운 물질로 구성된 매우 큰 핵을 지니고 있음을 암시한다.^[22] 이론적으로 이 행성의 중심핵 질량은 지구의 70배에 이른다. 표면 중력은 지구의 열 배에 이른다.^[25]

HD 149026 b는 2005년 스바루 망원경과 켁 망원경의 도플러 분광법을 이용한 관측으로 발견되었다. 게다가 페어본 천문대가 HD 149026 앞을 행성이 통과하면서 발생하는 주기적인 감광 현상을 포착하여(식 검출법) 존재가 확정되었다.

HD 149026 b는 주성으로부터 0.043AU (지구와 태양 거리의 0.043배) 떨어진 원 궤도를 2.88일 주기로 공전하고 있다. 질량과 반지름은 각각 목성 질량의 0.36배, 0.725배로, 토성과 비교하면 질량은 20% 정도 크지만 부피는 오히려 작아 크기에 비해 상당히 고밀도라는 특징이 있다. 이 결과를 모델에 적용한 결과, HD 149026 b는 지구의 67배 질량의 중심핵을 가진 고온의 거대 가스 행성으로 추정되었다.

2008년 현재 일반적인 행성계 형성 이론(코어 축적 모델)에서는 원시 행성이 성장하여 질량이 지구의 10배를 초과하면, 그 원시 행성은 가스 유입의 가속화로 인해 거대 가스 행성으로 변한다고 생각된다. 또한, 일단 가스 행성이 되면 미행성이 행성에 흡수되어도 중심핵까지 도달하지 않고 대기 중에 녹아 버릴 가능성이 높다고 여겨진다. 따라서 이 이론으로는 HD 149026 b와 같이 지구 질량의 수십 배의 중심핵을 가진 가스 행성의 존재를 설명하기 어렵다.

3. 5. 대기

HD 149026 b는 별 주위를 매우 가까운 거리에서 공전하며, 지구 시간으로 3일이 채 되지 않는 짧은 시간에 1번 공전한다. 이 행성은 목성보다는 질량이 작지만(목성 질량의 0.36배, 지구 질량의 114배) 토성보다는 크다. 처음에는 이 행성의 온도가 0.3의 본드 알베도를 기준으로 약 1,540,000로 추정되었고, 이는 카토니아 "지옥 행성"으로 분류된 첫 번째 행성이었다.^[10] 이후 주간 측 밝기 온도는 2,300,000로 직접 측정되었는데, 이는 철의 용융점보다 훨씬 높다.

이 행성의 기하 알베도는 직접 측정되지 않았지만, 본드 알베도는 2017년에 0.53으로 측정되었다. 초기 추정치 0.3은 수다르스키의 가스 거대 행성 분류 IV형과 V형을 평균한 값이었다. 그러나 이 행성의 매우 높은 온도로 인해 천문학자들은 이 추정치를 수정해야 했다. 2007년, 천문학자들은 이 행성이 별빛의 대부분을 흡수하여 HD 209458 b처럼 알베도가 거의 0에 가까울 것이라고 예측했다.^[11] 흡수의 대부분은 대기 상단에서 발생한다.

HD 149026 b의 대기는 한때 더 시원한 가스의 성층권이 존재할 것으로 예측되었으나,^[12] 관측되지는 않았다. 대기에는 일산화탄소와 이산화탄소가 많을 것으로 보인다.^[13]

바깥쪽에는 어둡고 불투명하며 뜨거운 구름층이 있는데, 일반적으로 산화 바나듐과 산화 티타늄("pM 행성")으로 구성되었을 것으로 생각되었지만, 2021년 분광 측정 결과 중성 티타늄과 철이 발견되어 이 행성이 산소가 부족하고 탄소가 풍부할 수 있음을 시사한다.^[14]

행성과 별의 반지름 비율은 0.05158 ± 0.00077이다.^[15] HD 149026 b의 반지름을 정확하게 측정하는 데 있어 가장 큰 어려움은 별의 반지름에 대한 불확실성이다.^[16] 별의 반지름 측정은 별 표면의 오염에 의해 왜곡될 수 있다.^[17]

4. 이론적 추론

HD 149026 b는 2005년 스바루 망원경과 켁 망원경을 이용한 도플러 분광법 관측과 페어본 천문대의 주기적인 감광 현상 포착(식 검출법)으로 발견되었다.

이 행성은 주성으로부터 0.043 천문단위(지구와 태양 거리의 0.043배) 떨어진 곳에서 2.88일 주기로 원 궤도를 돌고 있다. 질량은 목성 질량의 0.36배, 반지름은 0.725배로, 토성과 비교하면 질량은 20% 정도 크지만 부피는 오히려 작아 고밀도이다. 이 결과를 바탕으로 HD 149026 b는 지구 질량의 67배에 달하는 중심핵을 가진 고온의 거대 가스 행성으로 추정된다.

4. 1. 태양성운 이론과의 관계

이 행성의 발견은 행성들이 작은 천체들이 뭉쳐서 생겨났다는 태양성운 이론 모형에 신빙성을 더하는 결과를 낳았다. 태양성운 이론에서 가스 행성들의 씨앗 행성은 수소 및 헬륨을 모을 수 있을 만큼 충분히 커진다. 그러나 이 모형에 반대하는 과학자들은 HD 149026 b 하나만으로는 태양성운의 증거가 부족하다고 주장한다. 사실 이처럼 큰 중심핵이 존재한다는 사실로는 중심핵 강착 모형을 설명하기 힘들다.^[22]

중심핵이 이처럼 커진 과정에 대한 추측 중 하나로, HD 149026 b는 목성과는 달리 어머니 항성에서 가까운 곳에서 태어났기 때문에, 암석 물질들을 청소하지 못했다는 것이다. 대신 행성에 쏟아지는 무거운 원소들의 대폭격으로 말미암아 지금의 거대한 중심핵이 생겨났다는 것이다.^[22]

2008년 현재 일반적인 행성계 형성 이론(코어 축적 모델)에서는 원시 행성이 성장하여 질량이 지구의 10배를 초과하면, 그 원시 행성은 가스 유입의 가속화로 인해 거대 가스 행성으로 변한다고 생각된다. 또한, 일단 가스 행성이 되면 미행성이 행성에 흡수되어도 중심핵까지 도달하지 않고 대기 중에 녹아 버릴 가능성이 높다고 여겨진다. 따라서 이 이론으로는 HD 149026 b와 같이 지구 질량의 수십 배의 중심핵을 가진 가스 행성의 존재를 설명하기 어렵다.

4. 2. 중심핵 형성 과정

이 행성의 발견은 행성들이 작은 천체들이 뭉쳐서 생겨났다는 태양성운 이론 모형에 신빙성을 더하는 결과를 낳았다. 태양성운 이론에서 가스행성들의 씨앗행성은 수소 및 헬륨을 모을 수준까지 충분히 커진다. 그러나 이 모형에 반대하는 과학자들은, HD 149026b 하나만으로는 태양성운의 증거가 부족하다고 주장한다. 사실 이처럼 큰 중심핵이 존재한다는 사실로는 중심핵 강착 모형을 설명하기 힘들다.^[22]

중심핵이 이처럼 커진 과정에 대한 추측 중 하나로, HD 149026b는 목성과는 달리 어머니 항성에서 가까운 곳에서 태어났기 때문에, 암석 물질들을 청소하지 못했다는 것이다. 대신 행성에 쏟아지는 무거운 원소들의 대폭격으로 말미암아 지금의 거대한 중심핵이 생겨났다는 것이다.^[22]

2008년 현재 일반적인 행성계 형성 이론(코어 축적 모델)에서는 원시 행성이 성장하여 질량이 지구의 10배를 초과하면, 그 원시 행성은 가스 유입의 가속화로 인해 거대 가스 행성으로 변한다고 생각된다. 또한, 일단 가스 행성이 되면 미행성이 행성에 흡수되어도 중심핵까지 도달하지 않고 대기 중에 녹아 버릴 가능성이 높다고 여겨진다. 따라서 이 이론으로는 HD 149026 b와 같이 지구 질량의 수십 배의 중심핵을 가진 가스 행성의 존재를 설명하기 어렵다.

4. 3. 로시터-맥래플린 효과

정밀한 시선 속도 측정을 통해 로시터-맥래플린 효과(자전하는 별 표면의 일부를 행성이 가릴 때 발생하는 광구의 스펙트럼 선 이동 현상)를 감지할 수 있었다. 이 효과를 통해 행성의 궤도경사각과 항성의 적도면 사이의 각도를 측정할 수 있다. HD 149026 b의 경우, 이 정렬 각도는 +11° ± 14°로 측정되었다.^[26]^[7]^[8] 이는 HD 149026b이 조용하게 생겨났으며, 아마도 원시 행성계 원반과의 상호 작용에 연관되었을 것임을 암시한다. 이보다 훨씬 더 큰 각도는 한 행성이 다른 원시 행성들과 극심한 상호 작용을 주고받았을 것임을 뜻할 것이다.^[26] 2012년의 연구에서는 자전-궤도 각도를 12° ± 7°로 정밀하게 조정했다.^[9]

5. 명칭

2005년 발견 이후 이 행성은 HD 149026 b로 명명되었다. 2014년 7월, 국제천문연맹은 특정 외계 행성과 그 모항성에 고유한 이름을 부여하는 절차인 NameExoWorlds를 시작했다.^[2] 이 절차는 대중의 지명과 새로운 이름에 대한 투표를 포함했다.^[3] 2015년 12월, 국제천문연맹은 이 행성의 당선작 이름이 스메르트리오스(Smertrios)라고 발표했다.^[4] 당선작은 프랑스의 Club d'Astronomie de Toussaint에서 제출했다. 스메르트리오스는 골족의 전쟁의 신이었다.^[5]

2015년 국제천문연맹의 외계 행성계 이름 공모 및 투표 대상에 HD 149026계도 포함되었다. 2015년 12월 15일, 국제천문연맹은 주성 HD 149026에 '''오그마'''(Ogma), 행성 HD 149026 b에 '''스메르트리오스'''(Smertrios)라는 이름을 선정했다고 발표했다.

참조

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_[2] 간행물 NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars http://www.iau.org/n[...] IAU.org 2014-07-09
_[3] 웹사이트 NameExoWorlds The Process http://nameexoworlds[...] 2015-09-05
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_[5] 웹사이트 NameExoWorlds The Approved Names http://nameexoworlds[...] 2016-01-01
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_[24] 간행물 Spaceflight Now | Breaking News | Exotic extrasolar planet is the hottest yet discovered http://spaceflightno[...]
_[25] 뉴스 One Big Ball of Rock http://skyandtelesco[...] Sky & Telescope 2008-09-04
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