외계행성의 겉모습
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1. 개요
외계행성의 겉모습은 직접 관측이 어려워 대부분 알려져 있지 않으며, 태양계 행성과 다른 특성으로 인해 유추가 어렵다. 외계 행성의 대기 모델을 통해 겉모습을 추정하며, 수다르스키는 외계 가스 행성의 겉모습을 온도에 따라 분류하는 이론을 제시했다. 이 분류는 암모니아 구름형(I형), 물 구름형(II형), 구름 없는 맑은 대기형(III형), 알칼리 금속 흡수형(IV형), 규산염 구름형(V형)으로 나뉘며, 각 유형별로 대기 성분과 예상되는 겉모습을 설명한다.
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메가 지구는 지구 질량의 수 배에 달하는 외계 행성을 지칭하며, 다양한 특성을 보이는 여러 행성들이 메가 지구로 분류된다.
| 외계행성의 겉모습 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 이름 | 수다르스키 가스 행성 분류 |
| 설명 | 가스 행성의 외형을 온도에 따라 분류하는 체계 |
| 분류 기준 | |
| 주요 기준 | 행성의 대기 온도 |
| 온도 범위 | 약 100 켈빈에서 1700 켈빈 |
| 분류 유형 | |
| I형 | 암모니아 구름이 있는 행성 |
| II형 | 물 구름이 있는 행성 |
| III형 | 규산염과 금속 구름이 있는 행성 |
| IV형 | 알칼리 금속이 있는 행성 |
| V형 | 규산염 구름이 있는 행성 |
| 시각적 표현 | |
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| 참고 문헌 | |
| 논문 | Sudarsky, D., Burrows, A., & Pinto, P. (2000). Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets. The Astrophysical Journal, 538(2), 885–903. Sudarsky, D., Burrows, A., & Hubeny, I. (2003). Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets. The Astrophysical Journal, 588(2), 1121–1148. |
2. 배경
수다르스키 행성분류 시스템은 외계행성 중 목성과 같은 가스행성들의 겉모습이 온도에 따라 달라진다는 이론적인 분류이다. 이 이론은 수다르스키가 집필한 논문인 ''Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets''에 처음 등장했고, ''Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets''에서 보충 설명되었다.
수다르스키 행성분류 시스템은 외계행성 중 목성과 같은 가스행성들의 겉모습이 온도에 따라 달라진다는 이론에 기반한 분류이다. 이 이론은 수다르스키가 집필한 논문 ''Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets''에 처음 등장했고, ''Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets''에서 보충 설명되었다.
분류 유형들은 로마 숫자로 번호를 매겨서 I에서 V까지 모두 5개이다. 이 이론의 전제 조건은 외계행성의 구성성분이 목성과 흡사하다는 것이다. 사실 외계행성이 어떤 물질로 이루어져 있는지는 확실하지 않다. 더 정교한 관측기술이 확보되어야 추측이 더 정확해질 것이다. 수다르스키의 이론을 우리 태양계의 가스행성에 적용한다면, 목성과 토성이 유형 I에 해당된다.
그러나 지구 및 OGLE-2005-BLG-390Lb과 같은 지구형 행성이나, 천왕성 및 해왕성과 같은 얼음 가스행성의 경우 수다르스키의 이론으로는 외관이 어떻게 생겼을지를 추측할 수 없다. 외계 행성의 겉모습은 직접 관측이 어렵기 때문에 대부분 알려져 있지 않다. 또한, 대부분의 외계 행성이 우리 태양계의 행성과는 전혀 다르기 때문에(예: 뜨거운 목성) 알려진 외계 행성에 대해 태양계의 행성과 유사점을 적용하기 어렵다.
별을 통과하는 천체는 분광학적으로 맵핑될 수 있는데, 예를 들어 HD 189733 b가 있다.[3] 그 행성은 0.14보다 큰 알베도를 가지고 있으며 파란색으로 나타나는 것으로 밝혀졌다.[4] 이렇게 맵핑된 대부분의 행성은 크고 궤도가 가까운 "뜨거운 목성"이다.
아직 관측되지 않은 외계 행성의 겉모습에 대한 추측은 현재 그러한 행성의 가능성 있는 대기에 대한 계산 모델에 의존하고 있으며, 예를 들어 대기 온도-압력 프로파일과 조성이 다양한 정도의 일사량에 어떻게 반응할 것인가와 같은 것이다.
3. 행성 분류
분류 유형은 로마 숫자를 사용하여 I부터 V까지 5가지로 나뉜다. 이 이론은 외계행성의 구성 성분이 목성과 비슷하다는 전제 조건 하에 만들어졌다. 그러나 외계행성이 실제로 어떤 물질로 구성되었는지는 아직 확실하게 밝혀지지 않았으며, 더 정교한 관측 기술이 확보되어야 추측의 정확도를 높일 수 있다.
수다르스키의 이론을 태양계의 가스행성에 적용하면 목성과 토성이 유형 I에 해당한다. 하지만 지구나 OGLE-2005-BLG-390Lb와 같은 지구형 행성, 천왕성 및 해왕성과 같은 얼음 가스행성은 이 이론으로 외관을 예측하기 어렵다.
3. 1. 유형 I: 암모니아 구름형
이 유형에 속하는 외계 행성은 상층부 대기가 암모니아 구름으로 덮여 있는 것이 특징이다. 이러한 행성들은 중심 별에서 멀리 떨어진 곳에서 발견되며, 온도는 150K(섭씨 영하 123도) 이하로 매우 낮다. 태양과 비슷한 별 주위를 도는 유형 I 행성의 본드반사도(반사율)는 0.57로 예상되지만, 실제 목성[5]은 0.343, 토성[6]은 0.342로 이론과 차이가 있다. 이는 톨린이나 인과 같은 물질이 목성과 토성 대기의 구름 색깔을 만들어내기 때문으로 추정되지만, 아직 완벽하게 밝혀지지는 않았다.
유형 I 행성이 존재하려면, 중심 별이 어둡고 차가워서 가까이 돌아야 하거나, 중심 별이 밝고 뜨겁더라도 멀리 떨어져서 돌아야 한다. 전자의 경우 별이 너무 어두워 발견하기 어렵고, 후자의 경우 케플러의 제3법칙에 따라 공전 주기가 길어져 여러 번 관측해야 행성의 존재를 확인할 수 있다.
목성보다 질량이 큰 슈퍼목성은 더 많은 내부열을 가지고 있어 자체 열로 가열되어 유형 I과는 다른 모습을 보일 수 있다.
2000년 이전에는 발견된 외계 행성 중 유형 I에 해당하는 행성이 없었지만, 현재는 큰곰자리 47 c, 제단자리 뮤 c 등이 유형 I 행성으로 추정된다. 이들은 질량이 최소 목성의 1~2배 정도이며, 태양 정도 밝기의 별 주위를 약 5AU 떨어진 거리에서 이심률이 크지 않은 궤도로 돌고 있다.
3. 1. 1. 한국 관점에서의 유형 I 행성 연구
이 형태에 속하는 외계행성의 상층부 대기는 암모니아 구름으로 가득하다. 이런 행성들은 모항성으로부터 멀리 떨어진 곳에서 발견된다. 이들은 150K 이하의 온도에서 존재한다. 태양과 비슷한 별 주위를 도는 유형I의 본드반사도는 0.57이다(목성은 0.343, 토성은 0.342).[5][6] 이론과 실제 사이의 차이는 톨린, 인(이들은 목성과 토성 상층대기의 구름 색의 원인이다.)의 불안정한 응고 때문이라고 설명할 수는 있으나, 완전한 해답이 되지는 못한다.
I형이 존재하려면, 모항성에서 비교적 가까이 돌면서 모항성이 어둡고 차거나, 또는 모항성이 태양처럼 밝고 뜨겁지만 모항성으로부터 멀리 떨어져서 도는 경우 두 가지 조건이 있다. 전자의 경우 모항성이 어둡기 때문에 발견하기가 어렵고, 후자의 경우 긴 공전주기만큼 관측시간을 확보해야 행성의 존재를 알 수 있다.
단, 목성보다 질량이 큰 가스행성의 경우 내부열을 더 많이 간직하고 있게 된다. 따라서 이들은 자체의 열로 가열되어 유형 I과는 다른, 유형 II나 III 이상의 모습을 보여줄 가능성이 크다.
2000년까지만 해도 당시 발견된 외계행성 중 수다르스키의 유형 I에 해당되는 가스행성은 없었다. 그러나 현재 I형으로 추측되는 외계행성은 큰곰자리 47 c, 제단자리 뮤 c가 있다. 이들의 질량은 최소 목성의 1~2배 정도이며, 모항성은 태양 정도의 밝기를 지니고 있고, 공전궤도의 이심률은 크지 않고, 약 5AU 정도 떨어진 궤도를 돌고 있다.
3. 2. 유형 II: 물 구름형
II형 가스 행성은 암모니아 구름이 생기기에는 온도가 너무 높아 수증기 구름이 생긴다. 대략 250K 온도에서 이런 환경이 조성된다. 본드반사도는 0.81로 매우 밝고, 메탄 대기 때문에 인간이 보면 창백한 푸른 빛의 흰색 공처럼 보인다. 상층 대기는 물 구름으로 가득 차 있지만, 수소와 메탄이 주성분이라 인간이 숨쉴 수는 없다.
수다르스키는 II형 외계 행성으로 큰곰자리 47 b를 언급했다. 안드로메다자리 웁실론 d는 모항성에서 멀 때는 II형, 가까워지면 III형으로 바뀔 것으로 예측된다.
3. 2. 1. 유형 II 행성과 생명체 존재 가능성
II형에 속하는 가스 행성들은 암모니아 구름이 생기기에는 상층부의 온도가 너무 높다. 그 대신 이들의 상층 대기에는 수증기로 이루어진 구름이 생겨난다. 대략 -23°C 정도 온도에서 이런 환경이 조성될 것이다.[2] 본드반사도는 0.81로 매우 밝게 빛날 것이다. 또한 메탄의 대기 때문에 이들을 인간의 눈으로 볼 경우 창백한 푸른 빛을 띤, 흰색의 공처럼 보일 것이다. 이들의 상층 대기는 우리에게 익숙한 물의 구름이 가득 찬 모습을 보여 줄 것이다. 그러나 대기 성분은 수소와 메탄으로, 인간이 숨쉴 수 있는 환경과는 거리가 멀 것이다.
II형이 유력한 외계 행성으로 수다르스키가 논문에서 언급한 행성으로는 에타 에리다니 b, 안드로메다자리 웁실론 d, 55 캔크리 d가 있다.[2] 그러나 안드로메다자리 웁실론 d는 모항성에서 멀리 떨어졌을 때는 II형이다가, 모항성과 접근하면서 III형으로 모습을 바꿀 것으로 예측된다.
3. 3. 유형 III: 구름 없는 맑은 대기형
350~800K 온도에서는 상층 대기에 구름을 만들 물질이 부족해진다. 이런 환경에서 행성은 레일리 산란과 대기 중 메테인 때문에 특징 없는 푸른 공처럼 보이게 된다. 빛을 반사하는 구름이 없으므로, 태양과 비슷한 별 주위를 도는 III형 행성의 반사도는 0.12 정도에 불과하다. 이들은 수성 정도의 궤도를 가진다.
안드로메다자리 웁실론 c가 이 유형의 후보로 언급되기도 한다.[2] 700K 이상에서는 황화물과 염화물이 권운과 유사한 구름을 만들 수 있다.[2]
3. 3. 1. 글리제 876 b와 한국의 연구
글리제 876 b는 수다르스키의 논문에서 III형 행성의 후보로 언급된 행성 중 하나이다.[2] 이 행성은 350~800K의 온도에서 상층 대기에 구름을 형성할 화학 물질이 부족하여, 레일리 산란과 대기 중 메테인으로 인해 특징 없는 푸른 공처럼 보일 것이다. 반사 구름층이 없어, 태양과 비슷한 별 주위의 III형 행성은 반사도가 0.12 정도로 낮다. 글리제 876 b는 수성 정도의 거리에 위치한다.
3. 4. 유형 IV: 알칼리 금속 흡수형
행성이 가열되어 대기 온도가 900K를 넘으면, 상층 대기는 메테인 대신 일산화탄소가 주된 성분이 된다. 또한 나트륨을 비롯한 알칼리 금속 성분이 대기 중에 급격히 증가한다. 이러한 행성들의 대기 스펙트럼에서는 나트륨과 칼륨 성분이 강하게 나타난다. IV형 행성의 대기에는 규산염과 철이 증발하여 만들어진 구름층이 여러 겹 존재할 것으로 추측되지만, 스펙트럼 상으로는 검출할 수 없다. 알칼리 금속 때문에 반사도는 매우 낮아 0.03 정도에서 형성될 것이다. IV형과 V형을 통틀어 '뜨거운 목성'이라고 부른다.[2]
게자리 55 b는 IV형 행성의 후보이다.[2] HD 189733 b는 온도가 920~1200K로 IV형으로 추정되며, 2007년 관측 결과 반사도는 0.14, 색채는 짙은 청색으로 예상되었다.
3. 4. 1. HD 209458 b와 나트륨 검출
HD 209458 b는 2001년 NASA가 이 행성의 일면통과 과정에서 대기 중에 나트륨이 포함되어 있음을 검출했으나, 그 양은 예측보다 적었다. 이 행성은 많은 열을 흡수하는 상부 구름층을 가지고 있어 그 아래에 상대적으로 시원한 성층권이 존재한다. 이 어두운 구름은 티타늄/바나듐 산화물(TiVO)로 추정되지만, 실제 구성은 아직 알려지지 않았다.[7][8]
3. 5. 유형 V: 규산염 구름형
V형 행성은 1,400K 이상의 온도를 가지거나, 목성보다 질량이 작지만 온도가 낮은 경우에 형성된다. V형 행성의 대기에는 규산염과 철로 이루어진 구름이 존재하여, 대기 하층에서 상층부로 상승하면서 행성 전체의 반사도를 높인다. 예상되는 반사도는 0.55로 매우 높다. 이러한 행성은 내부에서 발생하는 열 때문에 붉게 빛나는 것처럼 보인다. 안시등급 4.50 이하의 별 주위를 공전하는 V형 행성은 이론적으로 관측 장비를 통해 관측할 수 있다.[9]
3. 5. 1. HD 209458 b와 페가수스자리 51 b
HD 209458 b와 페가수스자리 51 b는 V형(매우 뜨거운 가스 행성) 후보로 거론된다. V형 행성은 대기 상층부에 규산염과 철 구름이 존재하여 높은 반사도(0.55)를 가질 것으로 예측된다. 내부에서 나오는 열로 인해 붉게 빛나는 것처럼 보일 수 있다. 그러나 HD 209458 b의 실제 측정된 기하 반사도는 0.3 이하로, V형의 예측과는 차이를 보인다. 목동자리 타우 Ab도 V형으로 추정되지만 반사도는 0.39를 넘지 않는다.[2]
HD 209458 b는 1,300,000에서 기하 알베도가 오차 범위 내에서 0으로 측정되었으며, 2001년 NASA는 대기 중 나트륨의 통과를 관찰했다. 이 행성은 많은 열을 흡수하는 상부 구름층을 가지고 있으며, 그 아래에는 상대적으로 시원한 성층권이 존재한다. 이 어두운 구름은 티타늄/바나듐 산화물(TiVO)로 구성되었을 것으로 추정되지만, 실제 구성은 아직 밝혀지지 않았다.[7][8]
수다르스키 등은 페가수스자리 51 b, HD 209458 b를 비롯하여, 웁실론 안드로메다 b, 목동자리 타우 Ab를 5등급 행성으로 분류했다. 5등급 행성은 1,400,000 이상의 온도 또는 목성보다 중력이 낮은 더 차가운 행성으로, 규산염과 철 구름층이 대기 상층부에 존재하여 높은 반사도(0.55)를 가질 것으로 예측된다. 이러한 온도에서 가스 행성은 열 복사로 인해 붉게 빛날 수 있다. 시각적 겉보기 등급이 4.50 미만인 별 주위를 도는 5등급 행성은 이론적으로 관측 장비를 통해 관측 가능하다.[9]
참조
[1]
간행물
Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets
http://www.iop.org/E[...]
2000
[2]
간행물
Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets
2003
[3]
웹사이트
First Map of Alien World
http://www.spitzer.c[...]
2007-11-23
[4]
간행물
First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere
http://www.astro.phy[...]
2008-01-20
[5]
웹사이트
Jupiter Fact Sheet
http://nssdc.gsfc.na[...]
[6]
웹사이트
Saturn Fact Sheet
http://nssdc.gsfc.na[...]
[7]
간행물
Spectrum and atmosphere models of irradiated transiting extrasolar giant planets
2008
[8]
간행물
Radiative Hydrodynamical Studies of Irradiated Atmospheres
2008
[9]
간행물
A new upper limit on the reflected starlight from Tau Bootis b.
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