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외계 행성 주인별

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목차

1. 개요

외계 행성 주인별은 외계 행성이 항성을 얼마나 흔하게 거느리는지 연구하는 분야이다. 초기에는 '뜨거운 목성'과 같은 거대 행성이 주로 발견되었지만, 기술 발달로 지구와 비슷한 작은 행성도 많이 발견되고 있다. 태양과 비슷한 별 중 약 20%는 최소 하나의 거대 행성을, 40%는 이보다 질량이 작은 행성을 거느릴 것으로 추측된다. 또한, 우리 은하에는 수백억에서 수천억 개의 행성이 존재할 것으로 예상된다. 외계 행성은 주로 태양과 비슷한 별을 돌며, 중원소 함량이 높은 항성일수록 행성을 가질 확률이 높다. 다중성계에서도 행성이 발견되며, 항성 나이, 중원소 함량, 은하 내 궤도 등 다양한 요인이 행성 형성에 영향을 미친다.

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외계 행성 주인별

2. 행성계의 다양성과 보편성

외계 행성 탐사 프로그램을 통해 과학자들은 관측 대상 항성 중 상당수가 행성을 거느리고 있음을 확인했다. 초기 탐사에서는 시선 속도법과 통과법과 같은 기술적 한계로 인해 주로 질량이 크고 항성에 매우 가까이 붙어 도는 행성, 이른바 ‘뜨거운 목성’이 많이 발견되었다. 뜨거운 목성은 목성과 질량이 비슷하거나 더 크면서도 공전 주기가 수일에 불과할 정도로 항성 가까이에 위치한다. 2005년 시선속도법을 이용한 연구에서는 태양과 비슷한 항성(F형 주계열성, G형 주계열성, K형 주계열성) 중 약 1.2%가 뜨거운 목성을 가지고 있는 것으로 나타났다.[42][2] 또한, 태양 비슷한 별 중 약 3~4.5%는 공전 주기가 100일 이내인 ‘거대 행성’(지구 질량의 최소 30배)을 가지고 있을 것으로 추정된다.[44][4]

그러나 기술이 발전하면서 지구 질량과 비슷하거나 약간 더 큰 작은 행성들이 거대 행성보다 더 흔하게 존재한다는 사실이 밝혀졌다.[45][5] 또한 항성에서 멀리 떨어진 큰 궤도를 도는 행성이 가까운 작은 궤도를 도는 행성보다 더 많을 것으로 추측된다. 이를 바탕으로 태양과 유사한 별 중 약 20%가 적어도 하나 이상의 거대 행성을, 그리고 약 40%가 이보다 질량이 작은 행성을 가지고 있을 것으로 추정된다.[44][46][47][6][7]

행성계의 보편성은 중력 렌즈 관측 연구를 통해 더욱 확실해졌다. 2002년부터 2007년까지 수집된 데이터를 분석한 2012년 연구 결과에 따르면, 우리 은하에 있는 항성들은 평균적으로 궤도 반지름 0.5~10 AU 범위 내에 1.6개의 행성을 가지고 있으며, 이는 예상보다 훨씬 높은 수치이다. 이 연구진은 "항성이 행성을 거느리는 것은 예외적인 사건이라기보다는 하나의 법칙"이라고 결론지었다.[48][8][1]

더 나아가 2013년 11월에는 케플러 우주 망원경 데이터를 분석한 결과, 태양과 유사한 별[49] 중 약 22±8%가 생명체 거주가능 영역[51][52][53] 내에 지구 크기[50][10]의 행성을 가지고 있다는 사실이 밝혀졌다.[12][13]

행성을 가진 별의 정확한 비율이 얼마이든 간에, 우리 은하 내 외계 행성의 총 개수는 막대할 것으로 예상된다. 우리 은하에는 최소 1천억 개 이상의 항성이 존재하므로, 은하 내 행성의 수는 수백억 개에서 수천억 개에 달할 것으로 추정된다.[1]

2. 1. 항성 유형과 행성

모건-키넌의 항성 분광형


발견된 외계 행성 대부분은 태양과 비슷한 별, 즉 주계열성 중 분광형 F, G 또는 K에 속하는 별 주위를 공전한다. 이는 행성 탐사 프로그램이 주로 이러한 유형의 별들을 관측 대상으로 삼았기 때문이기도 하다. 통계 분석에 따르면, 질량이 작은 별(적색 왜성, 분광형 M)은 시선 속도법으로 감지할 수 있을 만큼 질량이 큰 행성을 가질 확률이 상대적으로 낮다.[4][14] 그러나 통과법을 사용하는 케플러 우주 망원경은 적색 왜성 주위에서 다수의 작은 행성들을 발견하였다. 이는 작은 행성들이 적색 왜성 주변에 흔하게 존재할 수 있음을 시사한다.

분광형 A에 속하는 별들은 일반적으로 매우 빠르게 자전하기 때문에, 행성이 유발하는 미세한 도플러 변동을 측정하기 어렵다. 이는 빠른 자전으로 인해 별의 스펙트럼 선이 넓게 나타나기 때문이다.[15] 하지만 이러한 무거운 별들은 시간이 지나 적색 거성으로 진화하면서 자전 속도가 느려지게 된다. 이 단계에서는 시선 속도법을 이용하여 행성을 발견하는 것이 가능해지며, 실제로 여러 적색 거성 주위에서 행성들이 발견되었다.[15]

스피처 우주 망원경을 이용한 관측 결과, 분광형 O에 속하는 극도로 무겁고 뜨거운 별들은 강력한 광증발효과를 일으켜 주변의 행성 형성 물질을 증발시킴으로써 행성 생성을 방해하는 것으로 밝혀졌다.[16] 또한, O형 별이 초신성 폭발을 일으킬 경우, 폭발의 충격이나 급격한 질량 손실로 인해 주변을 돌던 행성들은 항성계 밖으로 튕겨나가 떠돌이 행성이 될 가능성이 높다.[17] 다만, 초신성 폭발 후 남은 중성자별이나 블랙홀 주위에 강착 원반이 형성될 경우, 이 원반에서 새로운 행성이 생성될 수도 있다.[18]

다양한 유형의 별들을 대상으로 한 도플러 조사 결과에 따르면, 태양 질량의 두 배 정도 되는 별 6개 중 약 1개가 목성 크기 이상의 행성을 가지고 있는 반면, 태양과 비슷한 질량의 별은 16개 중 1개, 적색 왜성은 50개 중 1개만이 거대 가스 행성을 가지고 있는 것으로 나타났다. 이는 항성 질량이 클수록 거대 행성을 가질 확률이 높다는 것을 시사한다. 그러나 미세중력렌즈 연구에서는 적색 왜성 3개 중 1개꼴로 해왕성 정도 질량을 가진, 상대적으로 긴 공전 주기의 행성이 발견되어[19], 적색 왜성 주변에도 특정 유형의 행성은 흔하게 존재할 수 있음을 보여준다. 케플러 우주 망원경의 관측 결과 역시, 지구에서 해왕성 크기(지구 반지름의 1~4배) 사이의 행성은 질량이 작고 차가운 별(M, K, G형) 주위에서 더 흔하게 발견되는 경향을 보였다.[20]

별 형성 과정에서 가장 질량이 작은 천체로는 수소 핵융합을 하지 못하는 갈색 왜성과 준갈색 왜성(분광형 L, T, Y)이 있다. 이들 주변에서도 행성이나 원시 행성계 원반이 발견된 사례가 있다(예: OTS 44).

2. 2. 중원소 함량과 행성

일반적인 별은 주로 가벼운 원소인 수소와 헬륨으로 구성되어 있다. 또한 소량의 무거운 원소를 포함하는데, 이 비율을 별의 중원소함량(비록 이 원소들이 전통적인 의미의 금속은 아닐지라도)이라고 부르며, [m/H]로 표시하고 로그 스케일로 표현한다. 이 값은 태양의 중원소 함량을 0으로 기준 삼는다.[43][1] 중원소 함량이 높은 별은 낮은 별보다 행성, 특히 거대 행성을 가질 가능성이 더 높다.

케플러 우주 망원경 데이터를 이용한 2012년 연구에 따르면, 해왕성보다 반지름이 작은 행성들은 중원소 함량이 -0.6 < [m/H] < +0.5 (태양의 약 4분의 1에서 3배) 범위인 항성 주위에서 발견되는 경향이 있다.[59][22] 반면, 이보다 큰 거대 행성들은 대부분 중원소 함량이 높은 쪽, 즉 태양의 중원소 함량 이상인 항성 주위에서 주로 발견되었다.[59][22] 이 연구는 작은 행성이 태양보다 중원소 함량이 높은 항성 주위에서는 큰 행성보다 약 3배 더 자주 생성되지만, 태양보다 중원소 함량이 낮은 항성 주위에서는 큰 행성보다 약 6배 더 자주 생성된다는 것을 보여주었다.[60][23] 중원소 함량이 낮은 항성 주위에 가스 행성이 드문 이유로는, 원시행성계원반의 중원소 함량이 높을수록 원시 행성의 핵이 빠르게 형성되어 원반 내 가스가 사라지기 전에 포획할 가능성이 커지기 때문으로 해석될 수 있다.[60][23] 다만 케플러 망원경은 항성에 매우 가까운 행성만 관측할 수 있으며, 발견된 가스 행성들은 더 먼 곳에서 형성되어 행성 이동을 통해 현재 위치로 왔을 가능성이 있다. 따라서 중원소 함량이 낮은 원반에서의 이동 효율 감소 역시 이러한 관측 결과에 영향을 미쳤을 수 있다.[60][23]

2014년 연구에서는 거대 가스 행성뿐만 아니라 모든 크기의 행성이 중원소 함량이 낮은 별보다 높은 별 주위에서 더 자주 발생한다는 사실이 밝혀졌다.[61][24] 특히 행성의 크기가 클수록 중원소 함량이 증가함에 따라 이러한 발생률 증가 경향이 더욱 뚜렷해졌으며, 중원소 함량이 높은 별 주위의 가스 행성은 질량이 더 커지는 경향을 보였다.[61][24] 이 연구는 행성을 지구 반지름의 1.7배와 3.9배를 기준으로 지구형 행성, 가스 왜성, 가스 행성의 세 그룹으로 나누었다.[61][24] 중원소 함량이 높은 별에서 각 그룹의 행성 발생률은 낮은 별에 비해 각각 1.72배, 2.03배, 9.3배 더 높았다.[61][24] 중원소 함량이 높은 별 주위의 거대 행성은 작은 행성을 탐지하기 어렵게 만드는 요인이 될 수 있으므로, 실제 발생률 증가는 이 값들보다 더 클 수 있다(즉, 이 값들은 하한선이다).[61][24]

한편, 행성을 가진 태양과 유사한 별은 그렇지 않은 별에 비해 리튬 함량이 적다는 연구 결과가 있다.[62][25] 그러나 이 주장은 다른 유형의 별에서는 관찰되지 않았으며[25], 행성 천체물리학계에서 논란의 대상이 되어 자주 반박되기도[26][27] 하고 지지되기도 한다.[28][29]

2. 3. 다중성계와 행성

일부 외계 행성은 쌍성계의 두 별 중 하나만을 공전하는 것으로 밝혀졌으며[63](예: 55 캔크리, 알파 센타우리 Bb[31]), 두 별 모두의 주위를 도는 쌍성주위 행성도 다수 발견되었다(예: PSR B1620-26 b, 케플러-16b[31]). 더 나아가 삼중성계에서도 여러 행성이 확인되었고(예: 16 시그니 Bb[32])[64], 케플러-64와 30 아리에티스와 같은 사중성계에서도 행성이 발견되었다.[33]

별이 홀로 존재하지 않고 다른 별과 함께 다중성계를 이루는 경우는 흔하다. 별의 질량이 클수록 다중성계를 이룰 확률이 높아지는데, 적색 왜성은 약 25%, 태양과 비슷한 별은 약 45%, 질량이 매우 큰 별은 약 80%가 다중성계에 속한다. 이 중 약 75%는 쌍성계이며, 나머지는 삼중성 이상의 고차 다중성계이다.[30]

케플러 우주 망원경의 관측 결과에 따르면, 쌍성 주위 행성계(환성 행성계)는 비교적 흔하게 존재한다. 2013년 10월 기준으로 케플러는 약 1000개의 식쌍성을 조사하여 7개의 쌍성 주위 행성을 발견했다. 흥미로운 점은, 조사 대상 쌍성계의 절반가량이 공전 주기 2.7일 이하인 반면, 쌍성 주위 행성을 거느린 쌍성계는 모두 공전 주기가 7.4일 이상이었다는 것이다. 또한 케플러는 이들 행성이 이론적으로 안정된 궤도를 유지할 수 있는 최소 거리, 즉 임계 불안정 반경(이론적으로 행성은 쌍성 간 거리의 약 2~3배 이상 떨어져 있어야 안정적인 공전이 가능함)에 매우 가깝게 붙어 공전하는 경향이 있음을 발견했다.[65][34]

2014년의 한 통계 연구는 외계 행성을 가진 것으로 알려진 주인별 중 약 절반이 100AU 이내에 짝별을 가지고 있을 것으로 추정했다.[66][67][35][36] 이는 기존에 홑별로 생각했던 외계 행성 주인별 상당수가 실제로는 쌍성계일 수 있음을 의미한다. 이 경우, 행성이 두 별 중 어느 쪽을 공전하는지 불확실해지며, 행성의 반지름이나 별로부터의 거리 등 발표된 물리적 매개변수가 실제와 크게 다를 수 있다. 왜냐하면 이러한 값들은 주인별의 특성(질량, 반지름 등)을 바탕으로 계산되기 때문이다. 따라서 스펙클 이미징(얼룩 이미징)과 같은 고해상도 관측이나, 매우 가까이 붙어 있는 짝별을 감지할 수 있는 시선 속도 측정법 등을 통해 짝별의 존재 유무를 확인하는 검증 과정이 필요하지만, 아직까지 발견된 외계 행성 다수는 이러한 검증을 거치지 않았다. 행성이 어느 별 주위를 도는지 명확하지 않은 쌍성계의 예로는 케플러-132와 케플러-296 등이 있으며,[68][37] 2015년 연구에 따르면 케플러-296의 행성들은 계에서 더 밝은 별 주위를 공전하는 것으로 보인다.[38]

2. 4. 산개성단과 행성

대부분의 별들은 산개성단에서 태어난다. 그러나 과거에는 산개성단 내에서 발견된 행성의 수가 매우 적어서, '산개성단의 환경이 행성 형성을 방해한다'는 가설이 제기되기도 했다.

하지만 2011년 연구에 따르면, 이러한 가설을 뒷받침하기에는 산개성단에 대한 조사가 충분하지 않았으며, 실제로는 표본 수가 부족했을 뿐이라는 결과가 나왔다.[69][39] 조사가 부족했던 주된 이유는 우리 은하 내에 관측에 적합한 산개성단의 수가 상대적으로 적기 때문이다.

최근에는 산개성단에서 거대 가스 행성[70][40]과 질량이 작은 행성[71][41]이 모두 발견되면서, 산개성단에서의 행성 발생 빈도가 은하계의 보통 영역(장성, field star) 주변과 비슷하다는 주장에 힘이 실리고 있다.

현재 산개성단 NGC 6811에서는 케플러-66과 케플러-67 두 항성이 행성을 거느리고 있는 것으로 확인되었다.

2. 5. 포획된 행성

산개성단 내 떠돌이 행성은 항성과 비슷한 속도를 가지기 때문에 항성에 다시 포획될 수 있다. 이렇게 포획된 행성은 항성으로부터 최소 100 AU에서 최대 100,000 AU 정도의 넓은 거리를 두고 공전하게 된다. 행성이 포획될 확률은 성단의 크기가 클수록 줄어들고, 항성의 질량이 클수록 늘어난다. 그러나 행성의 질량 자체는 포획 확률에 거의 영향을 미치지 않는다.

하나 또는 여러 개의 행성이 포획될 경우, 이들은 기존에 항성을 돌고 있던 행성이나 함께 포획된 다른 행성들과는 다른 공전면을 가지거나 불규칙한 궤도를 형성할 수 있다. 포획된 행성과 새로운 주인 항성 간의 중원소함량이 비슷한 경우가 있는데, 이는 행성의 원래 주인별과 새로운 주인별이 같은 성단 내에서 태어났기 때문으로 추정된다.

한편, 행성은 중성자별에는 잘 포획되지 않을 것으로 보인다. 중성자별이 생성될 때 발생하는 펄사 킥 현상으로 인해 주변 행성들이 성단 밖으로 튕겨 나갈 가능성이 높기 때문이다. 또한, 떠돌이 행성이 다른 떠돌이 행성을 포획하여 행성 쌍성계를 형성하는 경우도 가능하다.

시간이 흘러 성단이 흩어진 후, 포획된 행성 중 일부, 특히 공전궤도 반지름이 1,000,000 AU보다 큰 행성들은 은하 조석의 영향으로 서서히 항성의 중력 속박에서 벗어나게 된다. 이들은 다시 은하 내를 떠돌아다니며 다른 항성이나 분자 구름과 조우하는 떠돌이 행성이 될 수 있다.[72]

3. 은하 내 행성 분포

2014년 7월 기준으로 발견된 외계 행성의 90%는 지구로부터 2,000 광년 이내에 분포한다.


우리 은하의 지름은 약 10만 광년에 달하지만, 2014년 7월 기준으로 발견된 외계 행성의 90%는 지구로부터 상대적으로 가까운 2,000 광년 이내에 위치한다. 이는 현재 주로 사용되는 시선속도법이나 통과법과 같은 행성 탐사 방법의 관측 거리 한계 때문이다. 하지만 중력 렌즈 효과를 이용하면 이보다 훨씬 더 멀리 떨어진 행성도 발견할 수 있다. 예를 들어, WFIRST 우주 망원경은 중력 렌즈를 이용하여 은하 팽대부와 은하면에 있는 행성의 상대적인 분포를 연구할 계획이다.[73] 현재까지의 연구 결과에 따르면, 행성은 은하 중심의 팽대부보다는 은하면에 더 흔하게 분포하는 것으로 나타났다.[74] 중력 렌즈 현상이 발생한 정확한 거리를 측정하는 것은 어렵지만, 은하 팽대부에서 발견된 최초의 행성 후보인 MOA-2011-BLG-293Lb는 지구로부터 약 25,000 광년 떨어져 있는 것으로 추정된다.[75]

행성의 분포는 주인별의 특성과도 관련이 깊다. 별은 크게 두 가지 항성종족으로 나눌 수 있다.

  • '''항성종족 I''': 중원소(수소와 헬륨보다 무거운 원소) 함량이 높은 별들이다. 이들은 상대적으로 젊은 별들이며, 우리 은하의 나선팔 지역에 주로 분포한다. 중원소는 행성을 형성하는 재료가 되기 때문에, 항성종족 I 별들은 과거 세대의 별들보다 행성을 가질 확률이 더 높다고 여겨진다. 태양이 대표적인 항성종족 I 별이다. 이들은 은하핵 주위를 비교적 안정적인 타원 궤도로 돌며, 낮은 상대 속도를 보인다.[76]
  • '''항성종족 II''': 중원소 함량이 매우 낮은 별들이다. 이들은 우주 초기에 형성된 늙은 별들이 많으며, 우리 은하 중심부의 팽대부나 은하를 둘러싼 은하 헤일로, 그리고 구상성단 등에서 주로 발견된다.[77] 일반적으로 중원소가 부족하여 행성을 형성하기 어려울 것으로 생각되었으나, 2014년 지구에서 약 13광년 떨어진 헤일로 별인 카프타인의 별 주위에서 행성이 발견되었다. 이 별의 나이는 약 100억 년으로 추정되며, 중원소 함량은 태양의 1/8 수준이다. 이 발견은 중원소가 적은 늙은 별 주변에서도 행성이 존재할 수 있음을 보여준다.[78][79]


이처럼 별의 나이, 중원소 함량, 은하 내 위치 등은 행성 형성에 영향을 미치며, 이는 은하의 종류에 따라서도 다른 양상을 보일 수 있다. 다른 형태의 은하들은 별의 탄생과 진화 과정이 다르기 때문에, 행성계의 형성 과정 역시 우리 은하와는 다를 것으로 추측된다.[80]

3. 1. 항성 나이와 행성

일반적인 별은 주로 가벼운 원소인 수소와 헬륨으로 구성되어 있다. 또한 소량의 무거운 원소를 포함하고 있으며, 이 비율을 별의 금속 함량(이 원소가 전통적인 의미의 금속이 아닌 경우에도)이라고 한다. 금속 함량은 [m/H]로 표시하고 로그 스케일로 표현하는데, 여기서 0은 태양의 금속 함량을 기준으로 한다.[1] 연구에 따르면, 금속 함량이 높은 별은 금속 함량이 낮은 별보다 행성, 특히 거대 행성을 가질 가능성이 더 높은 것으로 나타났다.

케플러 우주 망원경 데이터를 분석한 2012년 연구 결과, 해왕성보다 작은 행성들은 비교적 넓은 범위의 금속 함량(-0.6 < [m/H] < +0.5, 즉 태양 금속 함량의 약 1/4에서 3배)을 가진 별들 주위에서 발견되었다.[22] 반면, 더 큰 가스 행성들은 주로 태양보다 금속 함량이 높은 별들 주위에서 발견되었다. 이 연구는 작은 행성이 태양보다 금속 함량이 높은 별 주위에서는 큰 행성보다 약 3배 더 흔하지만, 태양보다 금속 함량이 낮은 별 주위에서는 약 6배 더 흔하다고 밝혔다. 금속 함량이 낮은 별 주위에 가스 행성이 드문 이유는 원시 행성 원반의 금속 함량이 행성 핵 형성 속도와 가스 포획 능력에 영향을 미치기 때문일 수 있다. 또한, 케플러 망원경이 주로 별에 가까운 행성들을 관측한다는 점을 고려할 때, 감지된 가스 거성들은 더 먼 곳에서 형성되어 행성 이동을 겪었을 가능성이 높다. 따라서 금속 함량이 낮은 원반에서 행성 이동 효율이 감소하는 것도 이러한 관측 결과에 영향을 미쳤을 수 있다.[23]

2014년에 발표된 또 다른 연구에서는 거대 행성뿐만 아니라 모든 크기의 행성이 금속 함량이 낮은 별보다 금속 함량이 높은 별 주위에서 더 흔하게 발견된다는 사실을 확인했다. 특히 행성의 크기가 클수록 금속 함량 증가에 따른 발생률 증가 폭이 더 컸다. 이 연구는 행성을 반지름 기준으로 가스 행성, 가스 왜성, 지구형 행성의 세 그룹(경계는 지구 반지름의 1.7배와 3.9배)으로 나누어 분석했는데, 금속 함량이 높은 별에서 각 그룹의 행성 발생률은 금속 함량이 낮은 별보다 각각 9.30배, 2.03배, 1.72배 더 높았다. 금속 함량이 높은 별은 일반적으로 크기가 더 커서 작은 행성을 감지하기 어렵다는 점을 감안하면, 실제 작은 행성의 발생률 증가 폭은 이보다 더 클 수 있다.[24]

한편, 행성을 가진 태양과 같은 별들이 그렇지 않은 별들보다 리튬 함량이 현저히 낮다는 연구 결과도 있지만,[25] 이 주장은 행성 천체물리학계에서 여전히 논쟁 중이며, 반박[26][27]과 지지[28][29] 의견이 엇갈리고 있다.

4. 추가 연구 주제

외계 행성 연구는 단순히 행성을 찾는 것을 넘어, 그 행성이 속한 행성계 전체를 이해하는 방향으로 나아가고 있다. 특히 항성의 활동이나 내부 구조를 연구하는 분야와의 연계가 중요해지고 있다.

'''항성 활동과의 연관성'''

항성 활동은 외계 행성 탐사, 특히 행성의 크기를 측정하는 데 영향을 줄 수 있다. 예를 들어, 흑점과 같은 항성 표면의 활동은 통과법으로 관측되는 행성의 밝기 감소량에 영향을 미쳐 크기 측정에 오차를 유발할 수 있다. 또한, 뜨거운 목성과 같이 항성에 매우 가까이 붙어 공전하는 행성은 항성의 자기장 활동과 상호작용할 가능성이 연구되고 있다. 거대한 가스 행성과 항성의 엑스선 활동 사이의 관계, 그리고 항성의 코로나 질량 방출(CME)로 인한 뜨거운 목성의 대기 손실 및 이를 막기 위한 행성 자기권의 역할 등도 활발히 연구되는 주제이다.

'''성진학과의 연관성'''

성진학(Asteroseismology)은 별의 진동을 분석하여 내부 구조와 진화 상태를 알아내는 학문으로, 외계 행성 연구에도 중요한 정보를 제공한다. 성진학을 통해 주인별의 정확한 나이, 질량, 반지름 등을 알 수 있으며, 이는 그 별 주위를 도는 외계 행성의 특성을 더 정확하게 파악하는 데 도움을 준다. 예를 들어, 케플러가 발견한 케플러-410A b 행성의 경우, 성진학 분석을 통해 주인별의 특성을 정밀하게 측정하고 행성의 궤도 경사각이 낮다는 사실을 밝혀냈다. 이처럼 별의 맥동과 외계 행성 사이의 관계를 연구하는 것은 외계 행성계를 이해하는 새로운 창을 열어주고 있다.

'''관련 연구'''


  • [https://arxiv.org/abs/0906.3604 항성의 활동이 외계행성 크기 측정에 어떻게 영향을 미치는가?], S. Czesla, K. F. Huber, U. Wolter, S. Schröter, J. H. M. M. Schmitt, 2009-06-19
  • [https://arxiv.org/abs/0805.3010 뜨거운 목성과 항성의 자기장 활동], A. F. Lanza, 2008-05-20
  • [https://arxiv.org/abs/0807.1308 외계 거대가스 행성과 엑스선 활동], Vinay L. Kashyap, Jeremy J. Drake, Steven H. Saar, 2008-07-21
  • [https://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/Khodachenko%20Hot%20Jup.pdf ‘뜨거운 목성’의 질량손실-CoRoT 발견의 함의. Part I: 코로나 질량방출로 생기는 이온손실을 막기 위한, 행성의 자기권 보호의 중요성], Khodachenko et al. 2007-04
  • [https://web.archive.org/web/20140310184445/http://sait.oat.ts.astro.it/MSAIS/20/PDF/25.pdf 외계 행성 과학에서 별진동학의 중요성], F Borsa, E Poretti - sait.oat.ts.astro.it
  • [https://arxiv.org/abs/1312.4938 별진동학이 외계 행성을 위해 할 수 있는 일: 케플러-410A b는 밝은 별 주위를 공전하는 작은 해왕성으로, 낮은 경사각과 일치하는 궤도를 가지고 있다], Vincent Van Eylen 외, 2013년 12월 17일
  • [https://arxiv.org/abs/1005.3496 맥동과 행성: 별진동학-태양계 외 행성 연결], Sonja Schuh, 2010년 5월 19일

참조

[1] 웹사이트 Planet Occurrence Rate Papers https://exoplanetarc[...] 2022-07-04
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[7] 논문 Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star 2006
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[41] 간행물 The same frequency of planets inside and outside open clusters of stars 2013-07-04
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[43] 논문 The Frequency of Hot Jupiters Orbiting Nearby Solar-Type Stars http://arxiv.org/abs[...] 2012-05-10
[44] 저널 The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets
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[47] 저널 Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star
[48] 저널 One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations
[49] 문서 여기서의 ‘유사태양’은 분광형 G형을 뜻한다. 이 수치는 G형 주계열성의 자료를 사용할 수 없어서 K형 주계열성의 자료를 이용하여 유추한 것이다.
[50] 문서 여기서의 지구 크기란 지구 반지름의 1~2배 사이를 뜻한다.
[51] 문서 여기서의 생명체 거주가능 영역은 지구의 항성 플럭스 0.25~4배 사이를 받는 곳을 말한다. 태양계의 경우 태양으로부터 0.5~2 AU 거리가 이에 해당된다.
[52] 웹인용 Astronomers answer key question: How common are habitable planets? http://newscenter.be[...] 2014-11-06
[53] 저널 Prevalence of Earth-size planets orbiting Sun-like stars
[54] 저널 The HARPS search for southern extra-solar planets: VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581
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[56] 간행물 Limits on Planets Orbiting Massive Stars from Radio Pulsar Timing http://trs-new.jpl.n[...] 1993-09-16
[57] 저널 The Stars that Host Planets
[58] 논문 A stellar-mass-dependent drop in planet occurrence rates http://arxiv.org/abs[...] 2014-06-28
[59] 문서 대수 계산자 [m/H]를 태양 중원소함유량의 배수로 변환하면 [(10–0.6 ≈ 1/4), (100.5 ≈ 3)]이 된다.
[60] 저널 An abundance of small exoplanets around stars with a wide range of metallicities
[61] 논문 Revealing A Universal Planet-Metallicity Correlation For Planets of Different Sizes Around Solar-Type Stars http://arxiv.org/abs[...] 2013-10-29
[62] 저널 Enhanced lithium depletion in Sun-like stars with orbiting planets
[63] 웹사이트 BINARY CATALOGUE OF EXOPLANETS http://www.univie.ac[...] 2013-09-28
[64] 웹인용 보관된 사본 http://www.univie.ac[...] 2014-11-06
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[67] 논문 Most Sub-Arcsecond Companions of Kepler Exoplanet Candidate Host Stars are Gravitationally Bound http://arxiv.org/abs[...] 2014-09-03
[68] 논문 Validation of Kepler's Multiple Planet Candidates. II: Refined Statistical Framework and Descriptions of Systems of Special Interest http://arxiv.org/abs[...] 2014-02-25
[69] 논문 Ensemble analysis of open cluster transit surveys: upper limits on the frequency of short-period planets consistent with the field http://arxiv.org/abs[...] 2010-12-15
[70] 논문 Three planetary companions around M67 stars http://arxiv.org/abs[...] 2014-01-20
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[77] 저널 On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters
[78] 문서 카프타인의 별의 중원소함량은 [Fe/H]= −0.89로 나온다. 이는 태양이 지닌 중원소의 10−0.89 ≈ 1/8 수준이다.
[79] 문서 Two planets around Kapteyn's star : a cold and a temperate super-Earth orbiting the nearest halo red-dwarf http://arxiv.org/abs[...] 2014-06-03
[80] 문서 Habitable Zones in the Universe http://arxiv.org/abs[...] 2005-03-14


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