떠돌이 행성
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1. 개요
떠돌이 행성은 별에 속박되지 않고 우주 공간을 떠도는 행성급 천체를 의미한다. 이러한 천체는 처음부터 독립적으로 형성되었거나, 행성계에서 튕겨져 나온 것으로 추정된다. 떠돌이 행성은 다양한 명칭으로 불리며, 미세 중력 렌즈 현상, 직접 촬영, 대기 통과 등의 방법으로 관측된다. 2023년까지 수백 개의 떠돌이 행성 후보가 발견되었으며, 일부는 지구형 행성 질량을 가진 것으로 확인되었다. 떠돌이 행성은 별처럼 형성되거나, 행성처럼 형성된 후 방출될 수 있으며, 쌍성계에서도 발견된다. 이들은 자체적인 열을 거의 생성하지 않지만, 두꺼운 대기를 유지하고 액체 상태의 물을 가질 가능성도 있다. 떠돌이 행성은 SF 소설, 영화, 게임 등 다양한 허구 작품의 소재로 활용되기도 한다.
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| 떠돌이 행성 | |
|---|---|
| 명칭 | |
| 이름 | 떠돌이 행성 |
| 다른 이름 | 자유 부유 행성 방랑 행성 고아 행성 행성간 행성 |
| 로마자 표기 | tteodeol-i haengseong |
| 특징 | |
| 설명 | 항성을 공전하지 않고 우주 공간을 떠도는 행성 질량의 천체 |
| 형성 | 행성계에서 튕겨져 나옴 분자 구름에서 직접 형성 |
| 크기 범위 | 목성 질량 이상 ~ 화성 질량 이하 |
| 추정 개수 | 수십억 개 (우리 은하 내) |
| 발견 방법 | 중력 렌즈 효과 젊은 성단에서의 적외선 관측 |
| 주요 구성 성분 | 규산염 광물, 얼음 |
| 대기 | 두꺼운 대기 보유 가능성 존재 |
| 표면 온도 | 매우 낮음 |
| 생명체 존재 가능성 | 내부 열원에 의해 액체 물 존재 가능성 제시 |
| 연구 | |
| 주요 연구 목표 | 떠돌이 행성의 기원 규명 떠돌이 행성의 특성 연구 생명체 존재 가능성 탐색 |
| 관련 연구 | 제임스 웹 우주 망원경을 통한 관측 유럽 남방 천문대의 관측 |
| 추가 정보 | |
| 참고 | 갈색 왜성과의 질량 경계 불분명 행성-질량 강체(planetary-mass object)로 분류되기도 함 |
2. 용어
행성급 천체 중 질량이 큰 것들은 처음 태어났을 때부터 더 큰 천체에 속박되지 않고 마치 갈색 왜성처럼 질량이 뭉쳐 태어났고 이후 현재까지 우주 공간을 떠돌아 다니고 있을 것으로 추측한다. 국제 천문 연맹은 이런 천체들을 준갈색왜성으로 명명할 것을 제안한 바 있다.[133]
고립된 행성 질량 천체(iPMO)는 2000년 영국 루카스 & 로체 연구팀이 영국 적외선 망원경(UKIRT)을 사용하여 오리온 성운에서 처음 발견하였다.[12] 같은 해 스페인 사파테로 오소리오 외 연구팀은 W. M. 케크 천문대(Keck) 분광법으로 σ 오리온자리 성단에서 iPMO를 발견했다.[64] 2001년에는 오리온 성운에서 발견된 천체에 대한 분광학적 연구 결과가 발표되었다.[65] 이 두 유럽 연구팀은 거의 동시에 발견한 것으로 인정받고 있다.[26] 1999년 일본 오아사 등의 연구팀이 카멜레온 I에서 천체를 발견했으며,[13] 이는 수년 후인 2004년 미국 루만 등의 연구팀에 의해 분광학적으로 확인되었다.[14]
떠돌이 행성을 발견하는 데는 직접 촬영과 미세 중력 렌즈라는 두 가지 주요 기술이 사용된다.
준갈색왜성의 대표적인 예로 Cha 110913-773444를 들 수 있는데, 어머니 천체로부터 탈출했거나 혹은 애초에 홀로 태어났을 것으로 보인다.[134]
가장 먼저 발견된 두 개의 논문에서는 고립된 행성 질량 천체(isolated planetary-mass objects, iPMO)[64]와 자유 부동 행성(free-floating planets, FFP)[12]이라는 이름을 사용했다. 대부분의 천문학 논문에서는 이 용어 중 하나를 사용한다.[74][90][77] 떠돌이 행성(rogue planet)이라는 용어는 미세 렌즈 연구에 더 자주 사용되며, 이 연구에서도 FFP라는 용어를 흔히 사용한다.[9][20] 일반 대중을 위한 보도 자료에서는 다른 이름을 사용할 수 있다. 예를 들어, 2021년에 최소 70개의 FFP가 발견된 사실을 알리는 보도 자료에서는 떠돌이 행성(rogue planet),[38] 별 없는 행성(starless planet),[10] 방랑 행성(wandering planet)[40] 및 자유 부동 행성(free-floating planet)[11]이라는 용어를 다양한 보도 자료에서 사용했다.
3. 발견
4. 관측
2021년 12월에는 궁수자리 OB 연관성과 뱀주인자리 사이에서 최소 70개에서 최대 170개에 달하는 떠돌이 행성 집단이 발견되었다. 이들의 질량은 4~13 목성 질량, 나이는 약 300만~1000만 년으로 추정된다.[37][38][39][40] 이들은 중력 붕괴 또는 원시 행성 원반에서 형성된 후 역학적 불안정성으로 인해 방출되었을 가능성이 높다.[37][38][39][40] 스바루 망원경과 그란 테레스코피오 카나리아스를 이용한 분광 관측 결과, 이 표본의 오염은 6% 이하로 매우 낮게 확인되었다. 16개의 젊은 천체는 3~14 목성질량 사이로, 실제로 행성 질량 천체임을 확인해준다.[100]
2023년 10월에는 제임스 웹 우주 망원경(JWST)을 이용하여 사다리꼴 성단과 내부 오리온 성운에서 540개에 달하는 더 큰 행성 질량 천체 후보 집단이 발견되었다. 이 천체들의 질량은 0.6~13 목성질량 사이이다. 이 천체들 중 상당수는 광대역 쌍성을 형성하고 있는데, 이는 예측되지 않은 현상이었다.[33]
알려진 떠돌이 행성(iPMO) 후보는 수백 개에 달하며, 스펙트럼을 가진 천체는 100개 이상이다.[37][33][36][101][100] 미세 중력 렌즈 현상을 통해 발견된 후보 수도 소수지만 증가하고 있다.
4. 1. 미세 중력 렌즈
일본 오사카 대학교의 천체 물리학자 스미 타카히로와 동료들은 천체 물리학 마이크로렌즈 관측 및 중력 렌즈 현상 광학 실험 협력단을 구성하여 2011년에 마이크로렌즈 연구를 발표했다. 이들은 뉴질랜드 존 산 천문대의 1.8m MOA-II 망원경과 칠레 라스 캄파나스 천문대의 1.3m 바르샤바 대학교 망원경을 사용하여 은하계 내 5천만 개의 별을 관측했다. 그 결과 474건의 마이크로렌즈 현상을 발견했으며, 그중 10건은 주변에 별이 없는 목성 크기의 행성이 존재함을 시사할 정도로 짧은 시간 동안 발생했다. 연구자들은 관측을 통해 은하계 내 별 하나당 거의 2개의 목성 질량의 떠돌이 행성이 존재한다고 추정했다.[15][16][17] 다른 연구에서는 은하계 내 별보다 최대 10만 배 더 많은 떠돌이 행성이 존재할 수 있다고 제안했지만, 이 연구는 목성보다 훨씬 작은 가상의 천체를 포함했다.[18] 바르샤바 대학교 천문대의 프제메크 Mroz와 동료들의 2017년 연구는 2011년 연구보다 6배 더 많은 통계를 사용하여, 은하계 내 주계열성당 목성 질량의 자유 부동 또는 넓은 궤도 행성의 상한을 0.25개로 나타냈다.[19]
2020년 9월, 중력 마이크로렌즈 기술을 사용한 천문학자들은 별에 묶여 있지 않고 은하수 은하에서 자유롭게 떠다니는 지구형 행성 질량의 떠돌이 행성(OGLE-2016-BLG-1928)을 천체 물리학 마이크로렌즈 관측을 통해 처음으로 검출했다고 보고했다.[20][21][22]
4. 2. 직접 촬영
영국 팀 루카스 & 로체는 2000년에 영국 적외선 망원경(UKIRT)을 사용하여 오리온 성운에서 고립된 행성 질량 천체(iPMO)를 처음 발견했다.[12] 같은 해 스페인 팀 사파테로 오소리오 외는 W. M. 케크 천문대(Keck) 분광법으로 σ 오리온자리 성단에서 iPMO를 발견했다.[64] 2001년에는 오리온 성운에서 발견된 천체에 대한 분광학적 연구 결과가 발표되었다.[65] 두 유럽 팀은 거의 동시에 발견한 것으로 인정받고 있다.[26] 1999년 일본 팀 오아사 등은 카멜레온 I에서 천체를 발견했으며,[13] 이는 2004년 미국 팀 루만 등에 의해 분광학적으로 확인되었다.[14]
미세렌즈 행성은 미세렌즈 현상으로만 연구할 수 있어 행성의 특성 규명이 어렵다. 따라서 천문학자들은 직접 촬영 방법을 통해 발견된 고립된 행성 질량 천체(iPMO)로 눈을 돌린다. 갈색 왜성이나 iPMO의 질량을 결정하려면 예를 들어 천체의 광도와 나이가 필요하다.[23] 저질량 천체의 나이를 결정하는 것은 어려운 것으로 입증되었다. 천문학자들이 나이를 알고 있는 젊고 가까운 별 형성 지역 내에서 iPMO의 대다수가 발견되는 것은 놀라운 일이 아니다. 이러한 천체들은 2억 년 미만이고, 질량이 5 MJ보다 크며,[4] L 왜성과 T 왜성에 속한다.[93][88] 그러나 추정 질량이 8-20 MJ인 차갑고 오래된 Y 왜성의 작은 표본이 점점 늘어나고 있다.[24] 스펙트럼 유형 Y의 가까운 떠돌이 행성 후보에는 거리가 인 WISE 0855−0714가 있다.[25]
2000년대 초반, 젊은 별 형성 지역 내부에서 직접 촬영을 통해 첫 번째 iPMO가 발견되었다.[63][64][65] 이 iPMO들은 별과 같이 형성되었을 것으로 추정된다(하위 갈색 왜성이라고도 함). 행성처럼 형성된 후 방출되는 iPMO가 있을 수 있지만, 이러한 천체는 운동학적으로 모성 별 형성 지역과 다르고, 별 주위 원반이 없으며, 높은 금속 함량을 가질 것이다.[26]
천문학자들은 허셜 우주 관측소와 초대형 망원경을 사용하여 매우 젊은 자유 부동 행성 질량 천체인 OTS 44를 관측했다. 그 결과, 전형적인 별과 같은 형성 과정이 몇 개의 목성 질량까지 고립된 천체에도 적용된다는 것을 입증했다. 허셜의 원적외선 관측 결과 OTS 44는 최소 10 지구 질량의 원반으로 둘러싸여 있으며, 결국 미니 행성계를 형성할 수 있다는 것이 밝혀졌다.[28] 초대형 망원경의 SINFONI 분광기를 이용한 OTS 44의 분광 관측 결과, 원반이 어린 별의 원반과 유사하게 물질을 활발하게 강착하고 있다는 것이 밝혀졌다.[28]
4. 3. 쌍성계
최초로 분해된 행성 질량 쌍성계가 발견된 것은 2MASS J1119–1137AB이다. 2MASS J1553022+153236AB,[29][30] WISE 1828+2650, WISE 0146+4234, WISE J0336−0143 (갈색 왜성과 행성 질량 천체 (BD+PMO) 쌍성계일 수도 있음), NIRISS-NGC1333-12[31] 및 Zhang et al.에 의해 발견된 여러 천체[30]와 같은 다른 쌍성계들도 알려져 있다.
오리온 성운에서는 40개의 넓은 쌍성계와 2개의 삼중성계가 발견되었다. 이는 갈색 왜성 쌍성계의 경향이 질량이 감소함에 따라 저질량 천체 간의 거리가 감소할 것으로 예측했고, 쌍성계 비율 또한 질량에 따라 감소할 것으로 예측했기 때문에 두 가지 이유로 놀라운 일이었다. 이 쌍성계들은 목성 질량 쌍성체(JuMBO)라고 명명되었다. 이들은 iPMO의 최소 9%를 차지하며 340 AU보다 작은 거리를 가지고 있다.[33]
이러한 JuMBO가 어떻게 형성되었는지는 불분명하지만, 한 광범위한 연구에서는 별과 마찬가지로 현장에서 형성되었다고 주장했다.[32] 별처럼 형성되었다면, 그들이 형성될 수 있도록 허용하는 알려지지 않은 "추가 재료"가 있어야 한다. 만약 행성처럼 형성되어 나중에 방출되었다면, 방출 과정에서 왜 이 쌍성계가 분리되지 않았는지 설명해야 한다. JWST를 사용한 미래 측정을 통해 이 천체들이 방출된 행성으로 형성되었는지 또는 별로 형성되었는지 여부를 확인할 수 있을 것이다.[33]
케빈 루먼의 연구에서는 NIRCam 데이터를 재분석한 결과, 대부분의 JuMBO가 그의 저질량 천체 샘플에 나타나지 않았다. 또한 색상은 적색화된 배경 광원 또는 신호 대 잡음비가 낮은 광원과 일치했다. 이 연구에서 좋은 후보로 확인된 것은 JuMBO 29뿐이다.[34] JuMBO 29는 NIRSpec로 관측되었으며, 한 구성 요소가 어린 M8 광원으로 확인되었다.[35] 이 분광형은 오리온 성운의 나이에 따른 저질량과 일치한다.[34]
4. 4. 알려진 iPMO의 총 개수
알려진 떠돌이 행성(iPMO) 후보는 수백 개에 달하며, 스펙트럼을 가진 천체는 100개 이상이다.[37][33][36][101][100] 미세 중력 렌즈 현상을 통해 발견된 후보 수도 소수지만 증가하고 있다.
2021년 12월, 최소 70개에서 최대 170개에 달하는 사상 최대 규모의 떠돌이 행성 집단이 궁수자리 OB 연관성과 뱀주인자리 사이에서 발견되었다. 이들의 질량은 4~13 목성질량, 나이는 약 300만~1000만 년으로 추정된다. 이들은 중력 붕괴 또는 원시 행성 원반에서 형성된 후 역학적 불안정성으로 인해 방출되었을 가능성이 높다.[37][38][39][40] 스바루 망원경과 그란 테레스코피오 카나리아스를 이용한 분광 관측 결과, 이 표본의 오염은 6% 이하로 매우 낮게 확인되었다. 16개의 젊은 천체는 3~14 목성질량 사이로, 실제로 행성 질량 천체임을 확인해준다.[100]
2023년 10월에는 제임스 웹 우주 망원경(JWST)을 이용하여 사다리꼴 성단과 내부 오리온 성운에서 540개에 달하는 더 큰 행성 질량 천체 후보 집단이 발견되었다. 이 천체들의 질량은 0.6~13 목성질량 사이이다. 이 천체들 중 상당수는 광대역 쌍성을 형성하고 있는데, 이는 예측되지 않은 현상이었다.[33]
5. 형성
떠돌이 행성은 크게 두 가지 방식으로 형성될 수 있다. 첫째는 별 주위에서 행성이 형성된 후 튕겨져 나가는 것이고, 둘째는 갈색 왜성처럼 별과 비슷한 방식으로 홀로 형성되는 것이다. 국제 천문 연맹에서는 후자의 경우 준갈색왜성으로 부르는 것을 제안하기도 했다.[133]
1998년 데이비드 J. 스티븐슨은 차가운 항성간 공간을 떠도는 행성급 천체가 방사열로 얇은 대기를 유지할 수 있다고 주장했다.[120] 수소를 포함한 대기가 압력에 의해 유도된 원적외선 방사를 막아 대기를 보존한다는 것이다.
행성계 형성 과정에서 몇몇 작은 원시 행성은 항성계에서 튕겨져 나갈 수 있다.[121] 모항성으로부터 멀어질수록 자외선은 약해지고, 수소와 헬륨은 지구 정도 크기의 천체 중력으로도 쉽게 가둬진다. 1000바 기압의 수소 대기를 가진 지구 질량 정도의 천체에서는 단열 과정의 기체 대류가 발생하고, 핵에 남은 방사성 동위원소 붕괴에 의한 지열이 지표면을 물의 융점 이상으로 데울 수 있다.[120] 따라서 항성간 행성 중에는 액체 상태의 물로 된 바다가 존재할 가능성이 있으며, 오랫동안 활발한 지질 활동을 하며, 생명 탄생에 필요한 자기권이나 해저 화산을 가질 수도 있다.[120] 그러나, 열 방출이 매우 약해 발견하기 어렵다.
행성이 항성에서 튕겨져 나가는 시뮬레이션에 따르면, 달 질량 정도의 위성을 가진 지구 질량 정도 행성의 약 5%는 항성에서 멀어진 후에도 위성을 유지한다.[122] 큰 위성은 큰 조석 가열의 원인이 될 수 있다.
5. 1. 별처럼 형성
행성급 천체 중 질량이 큰 것들은 갈색 왜성처럼 질량이 뭉쳐 태어났고, 이후 우주 공간을 떠돌아다니는 것으로 추측된다. 국제 천문 연맹은 이러한 천체들을 준갈색왜성으로 명명할 것을 제안한 바 있다.[133] 준갈색왜성의 대표적인 예로 Cha 110913-773444가 있는데, 어머니 천체로부터 탈출했거나 애초에 홀로 태어났을 것으로 보인다.[134]미세렌즈 행성은 미세렌즈 현상으로만 연구할 수 있어 행성의 특성 규명이 어렵다. 따라서 천문학자들은 직접 촬영 방법을 통해 발견된 고립된 행성 질량 천체(iPMO)로 눈을 돌린다. 갈색 왜성이나 iPMO의 질량을 결정하려면 천체의 광도와 나이가 필요하다.[23] 저질량 천체의 나이를 결정하는 것은 어려운 것으로 입증되었다. 천문학자들이 나이를 알고 있는 젊고 가까운 별 형성 지역 내에서 iPMO의 대다수가 발견되는 것은 놀라운 일이 아니다. 이러한 천체들은 2억 년 미만이고, 질량이 크며(>5 목성 질량)[4] L 왜성과 T 왜성에 속한다.[93][88]
천문학자들은 허셜 우주 관측소와 초대형 망원경을 사용하여 매우 젊은 자유 부동 행성 질량 천체인 OTS 44를 관측하고, 전형적인 별과 같은 형성 모드가 몇 개의 목성 질량까지 고립된 천체에 적용된다는 것을 입증했다. 허셜의 원적외선 관측은 OTS 44가 최소 10 지구 질량의 원반으로 둘러싸여 있으며, 결국 미니 행성계를 형성할 수 있음을 보여주었다.[28] 초대형 망원경의 SINFONI 분광기를 이용한 OTS 44의 분광 관측은 원반이 어린 별의 원반과 유사하게 물질을 활발하게 강착하고 있음을 밝혀냈다.[28]
최소 1 목성 질량의 질량을 가진 천체는 2001년 모델에서 분자 구름의 붕괴와 파편화를 통해 형성될 수 있다고 생각되었다.[41] 트라페지움 성단에서 JWST를 이용한 2023년 관측에서는 0.6 목성 질량 정도의 질량을 가진 천체도 자체적으로 형성될 수 있음을 보여주었다.[33] 증발 가스 덩어리의 특별한 유형인 글루불렛은 갈색 왜성과 행성 질량 천체의 탄생지라고 생각된다. 글루불렛은 로제트 성운과 IC 1805에서 발견된다.[42]
5. 1. 1. 원반
매우 어린 별 생성 지역(일반적으로 500만 년 미만)에는 때때로 적외선 과잉과 강착의 징후를 보이는 행성 질량의 고립된 천체(iPMO)가 포함되어 있다. 가장 잘 알려진 것은 원반을 가지고 있으며 카멜레온 I에 위치한 iPMO OTS 44이다.[44][45][93] 원반이나 강착을 가진 iPMO가 있는 다른 별 형성 지역은 다음과 같다.| 지역 |
|---|
| 늑대자리 I[45] |
| 뱀주인자리 로 구름 복합체[46] |
| 시그마 오리온리스성단[47] |
| 오리온 성운[92] |
| 황소자리[46][48] |
| NGC 1333[49] |
| IC 348[50] |
ALMA를 사용하여 갈색 왜성과 iPMO 주변의 원반을 대규모로 조사한 결과, 이러한 원반은 지구 질량 행성을 형성할 만큼 질량이 크지 않다는 사실이 밝혀졌다. 그러나 원반이 이미 행성을 형성했을 가능성은 남아있다.[46]
적색 왜성 연구에 따르면 일부 적색 왜성은 비교적 오랜 기간 동안 가스가 풍부한 원반을 가지고 있는 것으로 나타났다. 이러한 원반은 피터 팬 원반으로 불리며, 이러한 추세는 행성 질량 영역으로 이어질 수 있다. 하나의 피터 팬 원반은 약 13.7 목성 질량의 질량을 가진 4500만 년 된 갈색 왜성 2MASS J02265658-5327032인데, 이는 행성 질량 영역에 가깝다.[51] 최근 인근 행성 질량 천체 2MASS J11151597+1937266에 대한 연구에 따르면 이 iPMO는 원반에 둘러싸여 있으며, 원반에서 강착의 징후와 적외선 과잉 현상도 보인다.[52]
현재에는 갈색 왜성 2M1207의 주위를 공전하는 2M1207b 등, 주위에 먼지 원반을 가진 많은 외계 행성이 발견되었다. 만약 항성간의 큰 천체 중 일부가 준갈색 왜성이라면, 이 먼지 원반은 원시 행성이 된다. 이러한 천체를 행성으로 간주한다면, 먼지 원반은 위성이 된다.
5. 2. 행성처럼 형성
질량이 큰 행성급 천체들은 갈색 왜성처럼 스스로 뭉쳐 태어난 후 우주 공간을 떠돌아다닐 수 있다고 추측된다. 국제 천문 연맹은 이러한 천체들을 준갈색왜성으로 명명할 것을 제안했다.[133] 준갈색왜성의 예시로는 Cha 110913-773444가 있으며, 이는 어머니 천체에서 탈출했거나 처음부터 홀로 태어났을 것으로 보인다.[134]추방된 행성은 주로 30 ME 미만의 저질량일 것으로 예측되며,[53] 평균 질량은 모성의 질량에 따라 달라진다. Ma et al.[53]의 시뮬레이션에 따르면, 1 M☉ 별의 17.5%가 별 하나당 총 16.8 ME를 추방하며, 개별 자유 부동 행성(FFP)의 전형적인(중앙값) 질량은 0.8 ME이다. 질량이 낮은 적색 왜성 (0.3 M☉)의 경우, 12%가 별 하나당 총 5.1 ME를 추방하며, 개별 FFP의 전형적인 질량은 0.3 ME이다.
Hong et al.[54]는 외계 위성이 행성 간 상호 작용에 의해 흩어져 추방된 외계 위성이 될 수 있다고 예측했다. 질량이 더 큰 (0.3-1 MJ) 추방된 FFP도 가능하지만, 드물게 발생할 것으로 예측된다.[53] 행성 추방은 행성 간 산란이나 별의 근접 통과로 인해 발생할 수 있다. 또 다른 가능성은 디스크 조각이 추방되어 행성 질량의 천체로 형성되는 것이다.[55] 기울어진 이중성 궤도에서 행성이 추방되는 시나리오도 제안되었는데, 중심 이중성과 행성 간의 상호 작용은 질량이 낮은 행성의 추방으로 이어질 수 있다.[56]
1998년 데이비드 J. 스티븐슨은 차가운 항성간 공간을 떠도는 행성질량 천체가 방사열로 얇은 대기를 얼리지 않고 유지할 수 있다고 이론화했다.[120] 압력에 의해 유도된 원적외선 방사가 수소를 포함한 대기에 의해 투과되지 않아 대기가 보존된다는 것이다.
행성계 형성 과정에서 몇몇 작은 원시 행성은 계에서 튕겨져 나갈 수 있다고 생각된다.[121] 모항성으로부터 멀어질수록 자외선은 약해지고, 행성 대기의 대부분을 차지하는 수소와 헬륨은 지구 정도 크기의 천체의 중력으로도 쉽게 가둬진다.
1000바의 기압의 수소 대기를 가진 지구 질량 정도의 천체에서는 단열 과정의 기체 대류가 발생하고, 핵에 남은 방사성 동위원소의 붕괴에 의한 지열이 지표면을 물의 융점 이상으로 데울 수 있다는 것이 계산으로 나타났다.[120] 이로부터 항성간 행성에서 액체 물의 바다를 가진 것이 존재할 가능성이 시사되었다. 더욱이 이들 행성은 오랫동안 활발한 지질 활동을 하며, 생명의 탄생에 필요한 자기권이나 해저 화산을 가진 것도 존재한다고 생각된다.[120] 그러나 이러한 천체의 열 방출은 극히 약하여 발견은 어렵다고 여겨진다.
행성이 항성에서 튕겨져 나가는 시뮬레이션 연구에 따르면, 달 질량 정도의 위성을 가진 지구 질량 정도의 행성의 약 5%는 항성에서 멀어진 후에도 위성을 계속 유지할 수 있다고 한다. 큰 위성은 큰 조석 가열의 원천이 될 수 있다.[122]
5. 3. 기타 시나리오
별이나 갈색 왜성 원시체가 강착 중단을 경험하면, 행성 질량 천체가 될 정도로 충분히 낮은 질량을 유지할 수 있다. 이러한 강착 중단은 원시체가 방출되거나, 원시체의 원반이 O형 별 근처에서 광증발을 겪을 경우 발생할 수 있다. 방출된 원시체 시나리오를 통해 형성된 천체는 더 작거나 원반이 없을 것이고, 이러한 천체에 대한 쌍성 비율은 감소한다. 또한 자유 부동 행성 질량 천체는 여러 시나리오의 조합으로 형성될 수도 있다.[55]1998년, 데이비드 J. 스티븐슨|데이비드 J. 스티븐슨영어은 차가운 항성간 공간을 떠도는 행성질량 천체는 방사열로 얇은 대기를 얼리지 않고 유지할 수 있다고 이론화했다.[120] 그에 따르면 압력에 의해 유도된 원적외선 방사가 수소를 포함한 대기에 의해 투과되지 않아 대기가 보존된다고 한다.
행성계의 형성 과정에서 몇몇 작은 원시 행성이 계에서 튕겨져 나갈 수 있다고 생각된다.[121] 모항성으로부터 멀어질수록 자외선은 약해지고, 행성 대기의 대부분을 차지하는 수소와 헬륨은 지구 정도 크기의 천체의 중력으로도 쉽게 가둬진다.
1000바의 기압의 수소 대기를 가진 지구 질량 정도의 천체에서는 단열 과정의 기체 대류가 발생하고, 핵에 남은 방사성 동위원소의 붕괴에 의한 지열이 지표면을 물의 융점 이상으로 데울 수 있다는 것이 계산으로 나타났다.[120] 이로부터 항성간 행성에서 액체 물의 바다를 가진 것이 존재할 가능성이 시사되었다. 더욱이 이들 행성은 오랫동안 활발한 지질 활동을 하며, 생명의 탄생에 필요한 자기권이나 해저 화산을 가진 것도 존재한다고 생각된다.[120] 그러나 이러한 천체의 열 방출은 극히 약하여 발견은 어렵다고 여겨진다.
행성이 항성에서 튕겨져 나가는 시뮬레이션 연구에 따르면, 달 질량 정도의 위성을 가진 지구 질량 정도의 행성의 약 5%는 항성에서 멀어진 후에도 위성을 계속 유지할 수 있다고 한다. 큰 위성은 큰 조석 가열의 원천이 될 수 있다.[122]
6. 미래
대부분의 고립된 행성 질량 천체는 영원히 성간 공간을 떠돌아다닐 것이다.
일부 떠돌이 행성은 행성계와 근접 조우를 할 것이다. 이 드문 만남은 세 가지 결과를 낳을 수 있다. 떠돌이 행성은 속박되지 않은 채로 남거나, 별에 약하게 속박되거나, 또는 외계 행성을 "쫓아내고" 대체할 수 있다. 시뮬레이션에 따르면 이러한 만남의 대다수는 떠돌이 행성이 낮은 중력 결합 에너지와 길고 매우 이심률이 높은 궤도로 약하게 속박되는 포획 사건으로 이어진다. 이러한 궤도는 안정적이지 않으며, 이러한 천체의 90%는 행성 간의 만남으로 인해 에너지를 얻어 다시 성간 공간으로 방출된다. 전체 별의 1%만이 이러한 일시적인 포획을 경험할 것이다.[57]
7. 온도
성간 행성은 열을 거의 생성하지 않으며 별에 의해 가열되지 않는다.[58] 1998년 데이비드 J. 스티븐슨은 성간 공간을 떠도는 일부 행성 크기의 물체가 얼어붙지 않는 두꺼운 대기를 유지할 수 있다고 이론화했다. 스티븐슨은 이러한 대기가 두꺼운 수소 함유 대기의 압력으로 유도된 원적외선 복사 불투명도에 의해 보존될 것이라고 제안했다.[59]
행성계 형성 과정에서 여러 개의 작은 원시 행성체가 시스템에서 방출될 수 있다.[60] 방출된 물체는 대기의 가벼운 원소를 제거할 수 있는 별에서 생성된 자외선을 덜 받게 된다. 지구 크기의 물체조차도 대기 중의 수소와 헬륨이 탈출하는 것을 막을 수 있을 만큼 충분한 중력을 갖는다.[59] 지구 크기의 물체에서 잔류 핵 방사성 동위원소 붕괴로 인한 지열 에너지는 표면 온도를 물의 융점 이상으로 유지하여 액체 상태의 물 바다가 존재할 수 있게 한다.[59] 이러한 행성은 오랫동안 지질학적으로 활발하게 유지될 가능성이 높다. 만약 이들이 지구 자기력에 의해 생성된 보호 자기권과 해저 화산 활동을 가지고 있다면, 열수 분출공은 생명체에게 에너지를 제공할 수 있다.[59]
이러한 물체는 약한 열 마이크로파 방출 때문에 탐지하기 어려울 것이지만, 지구에서 1,000천문 단위 미만의 물체에서는 반사된 태양 복사와 원적외선 열 방출이 감지될 수 있다.[61] 달 크기의 위성을 가진 지구 크기의 방출된 행성의 약 5%는 방출 후 위성을 유지할 것이다. 큰 위성은 상당한 지질학적 조석 가열의 원천이 될 것이다.[62]
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