외계 혜성

3. 관측 방법

외계 혜성은 직접 관측하기 매우 어렵기 때문에 주로 간접적인 방법을 통해 그 존재를 확인한다. 주요 관측 방법으로는 분광법과 측광법이 있으며, 그 외 간접적인 증거들도 활용된다.

분광법은 외계 혜성이 모항성 앞을 통과할 때 별빛의 스펙트럼 변화를 분석하는 방법이다.^[48] 혜성에서 방출된 가스 구름이 별빛 일부를 가리면서 특정 파장의 빛이 흡수되어 나타나는 흡수선에 변화가 생기거나,^[52] 평소에는 보이지 않던 새로운 흡수선(예: 이온화된 칼슘 선)이 나타나기도 한다.^[5] 또한, 혜성이 별을 향해 접근하면서 방출하는 가스는 적색 편이된 흡수선을 만들어내기도 한다.^[5]

측광법은 외계 혜성이 별 앞을 지날 때 별의 밝기가 미세하게 어두워지는 현상을 측정하는 방법이다. 이는 외계 행성의 통과 현상과 유사하지만, 혜성은 가스와 먼지로 이루어진 꼬리를 가지기 때문에 별빛이 가려지는 양상이 비대칭적인 "둥근 삼각형" 모양으로 나타나는 특징이 있다.^[24][25] 케플러 우주 망원경이나 TESS와 같은 관측 장비와 시민 과학 프로젝트를 통해 이러한 현상이 발견되고 있다.^[15][22][23]

이 외에도 백색 왜성의 대기 오염^[34]이나 젊은 별 주위 파편 원반에서 관측되는 특정 가스(예: 일산화 탄소)^[39][40] 등 외계 혜성의 존재를 시사하는 간접적인 증거들도 보고되고 있다.

각 관측 방법에 대한 자세한 내용과 발견 사례는 하위 문단에서 설명한다.

3. 1. 분광 관측

이들 대부분은 젊은 A형 주계열성이다.

하지만 HR 10의 경우, 초거대 망원경 간섭계(VLTI)의 PIONIER 장비와 32년간의 시선 속도 관측 데이터를 통해 각 별이 원반형 껍질로 둘러싸인 쌍성임이 밝혀졌다. 이 연구는 쌍성계의 상호작용만으로도 관측된 스펙트럼선 변화를 설명할 수 있어, 외계 혜성의 존재 없이도 설명이 가능할 수 있음을 시사했다. 또한, A형 별의 상당수(약 50%)가 실제로는 쌍성일 수 있으며, 외계 혜성 후보로 여겨졌던 다른 시스템들도 추후 쌍성으로 밝혀질 가능성을 제기했다.^[21]

분광 관측 외에도 케플러 우주 망원경이나 TESS와 같은 우주 망원경을 이용한 측광 관측으로도 외계 혜성의 통과 현상이 포착되고 있다. 시민 과학 프로젝트인 행성 사냥꾼(Planet Hunters) 참여자들은 케플러 데이터를 분석하여 KIC 3542116과 KIC 11084727 주변에서 외계 혜성 후보를 발견했다.^[15][22] TESS는 베타 픽토리스 주변을 통과하는 외계 혜성들을 관찰했으며,^[23] 2022년에는 이 별 주변에서 30개의 새로운 외계 혜성을 추가로 발견했다.^[31] 외계 혜성의 통과로 인한 별빛 감소는 행성 통과와는 다른 비대칭적인 "둥근 삼각형" 모양의 광도 곡선을 보이는 특징이 있다.^[24][25] HD 182952 (KIC 8027456)는 자동화된 검색 알고리즘을 통해 외계 혜성이 발견된 첫 사례이다.^[26] 한편, 타비의 별(KIC 8462852)에서 관측된 불규칙적인 별빛 감소 현상도 외계 혜성에 의한 것으로 해석되기도 했으나, 그 광도 곡선 형태는 다른 외계 혜성 통과 사례와는 차이가 있다.^[4][23]

외계 혜성에 대한 관측은 행성 형성 과정을 이해하는 데 중요한 단서를 제공한다. 강착 이론에 따르면 행성은 미행성체가 모여서 형성된 것으로 생각되며, 이러한 미행성체는 별이 형성된 직후 원시 행성계 원반 안에서 먼지가 합체하여 형성되었다. 혜성은 이러한 과정에서 행성이 되지 못하고 남은, 휘발성 물질이 풍부한 미행성체의 잔해로 여겨진다. 따라서 외계 혜성은 행성계 형성 초기의 물리적, 화학적 조건을 간직한 '화석'과 같아서, 그 성분과 분포를 연구함으로써 행성계의 진화 과정을 추적할 수 있다.

3. 2. 측광 관측

3. 3. 간접적인 증거

4. 외계 혜성의 검출 사례

외계 혜성은 별 앞을 지나갈 때 분광법을 이용하여 감지할 수 있다. 이는 외계 행성이 별 앞을 지나갈 때 별빛이 변하는 것과 유사한 원리이다. 외계 혜성이 별 앞을 통과하면 별빛의 스펙트럼에서 흡수선의 변화가 관측된다. 외계 혜성에서 방출된 가스 구름이 별빛을 가리면서, 이온화된 칼슘 선 등에서 기존에 관측되던 흡수선 외에 추가적인 흡수 특징이 나타나는 것이다.^[5] 혜성이 별에 충분히 가까워지면, 혜성 핵의 얼음과 먼지가 증발하여 가스를 방출한다. 외계 혜성을 가진 별의 흡수선은 안정적인 성분 외에도 시간에 따라 변하는 적색 편이된 성분을 보이는데, 이 변화는 짧게는 한 시간 단위로도 일어날 수 있다. 이렇게 변하는 성분은 별을 향해 떨어지는 외계 혜성에서 증발된 가스에 의해 생기며, 별 자체의 흡수선에 비해 적색 편이되어 나타난다.^[5]

통과하는 외계 혜성은 시민 과학 프로젝트인 행성 사냥꾼(Planet Hunters) 참여자와 전문 천문학자들이 케플러 우주 망원경 데이터를 분석하여 처음 발견했다. 이들은 F2V형 별인 KIC 3542116 주변에서 비대칭적인 밝기 감소 현상을 발견했는데, 이는 통과하는 외계 혜성의 모델과 일치하는 형태였다. 이 발견은 한 시민 과학자가 케플러 임무의 전체 광도 곡선 아카이브(약 201,250개의 별)를 5개월간 시각적으로 탐색하는 과정에서 이루어졌다.^[15][22] 이후 TESS도 베타 픽토리스 주변을 통과하는 외계 혜성을 관측했다.^[23] 통과 외계 혜성으로 인한 밝기 감소는 대부분의 통과 외계 행성과 구별되는 특정한 "둥근 삼각형" 모양을 가지는 것으로 모델링된다.^[24][25] HD 182952 (KIC 8027456) 주변의 통과 외계 혜성은 자동화된 검색 방법을 통해 발견된 첫 사례이다.^[26] KIC 8462852에서 관측된 불규칙한 밝기 변화^[4] 역시 외계 혜성에 의한 것으로 해석되기도 했지만, 그 밝기 변화의 형태는 다른 외계 혜성 통과 사례들과는 다르다.^[23]

2022년에는 TESS 관측을 통해 베타 픽토리스 주변에서 30개의 새로운 외계 혜성이 발견되었다.^[31]

5. 행성계 형성과 외계 혜성

혜성의 관측, 특히 외계 혜성의 관측은 행성 형성을 이해하는 데 중요하다. 강착에 의한 행성 형성의 표준 모델에서는, 행성은 미행성체가 모여서 형성된 것으로 생각되며, 이러한 미행성체는 별이 형성된 직후 원시 행성계 원반 안에서 먼지가 합체하여 형성되었다. 따라서 혜성은 행성의 일부가 되지 않고 행성계 안에 남은, 휘발성 물질이 풍부한 미행성체의 생존자로 생각할 수 있다. 이러한 천체는 행성 형성이 일어나던 단계에 우세했던 물리적 및 화학적 조건을 반영한 화석과 같은 천체로 생각된다.

외계 혜성은 이것들이 별을 트랜짓할 때 분광 관측을 통해 검출할 수 있다. 외계 행성이 주성을 트랜짓할 때와 마찬가지로 외계 혜성에 의한 트랜짓은 별에서 오는 빛에 변동을 일으킨다. 변동은 별의 스펙트럼 흡수선에서 관측된다. 외계 혜성에서 유래된 가스 구름에 의해 별이 엄폐되면, 이온화된 칼슘의 스펙트럼선과 같이 별에서 평소에 보이는 흡수선과는 다른, 추가적인 흡수선의 특징이 스펙트럼에 생성된다. 혜성이 별에 충분히 가까워지면, 혜성에 포함된 휘발성 물질의 얼음과 먼지의 증발로 인해 혜성 가스가 발생한다.

지금까지 외계 혜성이 발견되었거나, 검출이 보고된 별은 다음과 같으며, 모두 매우 젊은 A형 별이다.

고래자리 49번 별 주위에는 가스로 이루어진 구름이 존재하며, 이는 이 행성계 안에서 혜성이 충돌함으로써 발생한 것이라고 생각된다.

6. 갤러리

참조

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