외계행성 탐사의 현재와 미래: 또 다른 지구를 찾아서
- KOSMOS KSA
- 7월 13일
- 6분 분량
인류는 오랜 세월 동안 “우주에 우리와 같은 생명체가 존재할까?”라는 질문을 품어왔다. 1992년, 인류가 최초로 태양계 밖에서 외계행성을 발견한 이후, 이 질문에 대한 답을 찾기 위한 여정은 본격적으로 시작되었다. 2025년 현재, 공식적으로 확인된 외계행성의 수는 5,800개를 넘어선다. 이는 우리 은하에만 수천억 개의 외계행성이 존재할 것으로 추정되는 것에 비하면 극히 일부에 불과하다. 하지만 이처럼 많은 외계행성이 발견됨에 따라, 우리는 우주가 다양한 행성들로 가득 차 있음을 알게 되었고, 그 속에서 생명체가 존재할 수 있는 환경을 찾으려는 노력이 활발히 이어지고 있다.
외계행성과 외계 항성계의 이해
외계행성은 태양계 밖에서 다른 별(항성)을 공전하는 행성을 의미한다. 이들은 크기, 질량, 조성, 궤도 등에서 매우 다양한 특성을 보인다. 암석형(지구형) 행성, 가스형(목성형) 행성, 해왕성형, 초지구형 등으로 분류되며, 최근에는 대기 성분이나 궤도 환경까지 고려한 세분화된 분류가 이루어진다. 외계 항성계는 이러한 외계행성과 그 모항성이 이루는 시스템을 가리킨다. 우리 태양계처럼 여러 행성이 한 별을 도는 다중 행성계도 흔히 발견된다. 예를 들어, TRAPPIST-1 시스템은 일곱 개의 지구형 행성이 적색왜성 주위를 돌고 있으며, 이 중 일부는 ‘거주가능지대’에 위치한다.
이처럼 다양한 외계행성계의 발견은 행성의 형성과 진화, 그리고 생명체가 존재할 수 있는 환경의 범위에 대한 우리의 이해를 넓혀준다. 특히, 행성계의 구조와 행성 간 상호작용, 항성의 종류와 행성의 대기 환경 등이 복합적으로 작용하여 각 행성의 특성이 결정된다는 점이 주목받고 있다.
외계행성 탐사 방법의 발전
외계행성은 대부분 매우 멀리 떨어져 있고, 모항성의 밝기에 가려 직접 관측이 어렵다. 따라서 과학자들은 다양한 간접적 방법을 개발하여 외계행성을 탐사한다. 가장 대표적인 방법은 횡단법과 시선속도법이다. 횡단법은 행성이 별 앞을 지나갈 때 별빛이 미세하게 어두워지는 현상을 감지하는 방식으로, 케플러 우주망원경과 TESS가 이 방법을 주로 활용한다. 현재까지 발견된 외계행성의 약 70%가 이 방법으로 확인된다.
시선속도법
시선속도법(또는 도플러 분광법, Radial Velocity Method)은 외계행성을 직접 관측하지 않고도 그 존재를 확인할 수 있는 대표적인 간접 탐사 방법이다. 이 방법은 별과 행성이 서로의 중력에 의해 공통 질량중심을 중심으로 함께 공전한다는 사실에 기반한다. 행성이 별 주위를 돌면, 별 역시 미세하게 흔들리게 되는데, 이로 인해 별이 지구 쪽으로 다가오거나 멀어지는 운동을 반복하게 된다. 별이 지구 쪽으로 움직일 때는 별빛의 파장이 짧아져 청색편이(blue shift)가, 멀어질 때는 파장이 길어져 적색편이(red shift)가 나타난다. 이 현상을 도플러 효과라고 한다. 천문학자들은 고감도 분광기를 이용해 별빛의 스펙트럼에서 흡수선이 주기적으로 이동하는지를 관찰한다. 만약 별의 스펙트럼선이 주기적으로 앞뒤로 움직인다면, 이는 별 주위에 보이지 않는 행성이 존재해 별을 흔들고 있음을 의미한다. 이 방법을 통해 행성의 질량이 클수록, 그리고 별에 더 가까울수록 별의 시선속도 변화가 커져서 발견이 쉬워진다. 반대로 행성이 가볍거나 별에서 멀리 떨어져 있으면 별의 움직임이 작아져 관측이 어렵다. 또한, 행성의 공전 궤도면이 관측자의 시선 방향과 나란할수록 시선속도 변화가 더 뚜렷하게 나타나기 때문에, 이런 경우에 탐사가 용이하다. 시선속도법은 1995년 최초의 외계행성(페가수스자리 51b) 발견에 사용된 방법으로, 현재까지 수백 개 이상의 외계행성이 이 방법으로 발견되었다. 최근에는 분광기의 정밀도가 크게 향상되어, 지구와 비슷한 질량의 작은 행성도 탐지할 수 있게 되었다.
직접 촬영법
직접 촬영법(Direct Imaging)은 외계행성을 직접 망원경으로 촬영하여 그 존재를 확인하는 방법이다. 이 방법은 말 그대로 행성에서 나오는 빛이나, 행성 대기에서 반사되거나 방출되는 빛을 실제로 포착하여 행성의 이미지를 얻는다. 하지만 외계행성은 모항성(별)에 비해 수백만 배에서 수십억 배까지 어둡기 때문에, 별빛에 가려 행성을 직접 관측하는 것이 매우 어렵다. 이 문제를 해결하기 위해 천문학자들은 코로나그래프(coronagraph)나 스타셰이드(starshade)와 같은 장치를 사용하여 별빛을 차단한다. 이렇게 하면 별 주위의 어두운 행성 빛만 상대적으로 더 잘 포착할 수 있다. 또한, 외계행성은 주로 적외선 영역에서 더 밝게 관측되기 때문에, 적외선 망원경이 많이 활용된다. 직접 촬영법은 별에서 멀리 떨어져 있거나, 크기가 크고 온도가 높은 목성형 행성, 또는 행성의 표면 온도가 높아 스스로 빛(적외선)을 내는 젊은 행성에서 특히 유리하다. 반대로 별에 가까이 있거나, 크기가 작고 온도가 낮은 행성은 직접 촬영이 매우 어렵다. 이 방법의 가장 큰 장점은 행성의 대기 성분, 구름, 온도 등 다양한 물리적 특성을 직접 분석할 수 있다는 점이다. 실제로 직접 촬영법으로 확인된 외계행성의 대기에서 물, 메탄, 일산화탄소, 구름 등 다양한 분자가 검출된 사례가 있다. 또한, 직접 촬영은 행성이 별 앞을 지나지 않는 경우(즉, 횡단하지 않는 경우)에도 행성을 찾을 수 있다는 장점이 있다. 현재까지 직접 촬영법으로 발견된 외계행성의 수는 많지 않지만, 기술의 발전과 함께 앞으로 더 많은 행성이 이 방법으로 발견될 것으로 기대된다.
트랜짓 관측법
트랜짓 관측법(Transit Method)은 외계행성 탐사에서 가장 널리 쓰이는 간접적 탐사 방법 중 하나이다. 이 방법은 행성이 모항성(별) 앞을 지나갈 때, 즉 우리 시선에서 별과 행성이 일직선이 되었을 때 별빛이 아주 미세하게 감소하는 현상을 감지하여 외계행성의 존재를 확인한다. 행성이 별 앞을 통과하면, 행성의 크기만큼 별빛이 잠시 가려지면서 별의 밝기가 주기적으로 감소한다. 천문학자들은 고성능 망원경과 정밀 광도계를 이용해 별빛의 밝기를 지속적으로 관측하고, 일정한 주기로 밝기가 감소하는 패턴(트랜짓 곡선)이 나타나는지를 분석한다. 이 곡선을 통해 행성의 크기, 공전 주기, 궤도 반지름 등 다양한 정보를 얻을 수 있다. 트랜짓 관측법의 가장 큰 장점은 행성의 크기를 직접적으로 추정할 수 있다는 점이다. 별의 크기가 알려져 있다면, 밝기 감소 비율을 통해 행성의 반지름을 정확하게 계산할 수 있다. 또한 한 별에서 여러 번의 트랜짓이 관측된다면, 다수의 행성도 동시에 발견할 수 있다. 이 방법은 케플러, TESS 등 우주 망원경에서 대규모로 활용되어 현재까지 발견된 외계행성의 대다수를 차지한다. 하지만 트랜짓 관측법은 행성의 궤도면이 지구와 거의 일직선이 되어야만 관측이 가능하다는 한계가 있다. 또한 행성이 작은 경우, 별빛의 감소가 매우 미세해 고도의 정밀 측정이 필요하다. 그럼에도 불구하고, 트랜짓 관측법은 외계행성의 대기 성분 분석(트랜짓 분광법)까지 확장되어, 생명체 존재 가능성 평가에도 중요한 역할을 하고 있다.
중력렌즈법
트랜짓 관측법(Transit Method)은 외계행성 탐사에서 가장 널리 쓰이는 간접적 탐사 방법 중 하나이다. 이 방법은 행성이 모항성(별) 앞을 지나갈 때, 즉 우리 시선에서 별과 행성이 일직선이 되었을 때 별빛이 아주 미세하게 감소하는 현상을 감지하여 외계행성의 존재를 확인한다. 행성이 별 앞을 통과하면, 행성의 크기만큼 별빛이 잠시 가려지면서 별의 밝기가 주기적으로 감소한다. 천문학자들은 고성능 망원경과 정밀 광도계를 이용해 별빛의 밝기를 지속적으로 관측하고, 일정한 주기로 밝기가 감소하는 패턴(트랜짓 곡선)이 나타나는지를 분석한다. 이 곡선을 통해 행성의 크기, 공전 주기, 궤도 반지름 등 다양한 정보를 얻을 수 있다. 트랜짓 관측법의 가장 큰 장점은 행성의 크기를 직접적으로 추정할 수 있다는 점이다. 별의 크기가 알려져 있다면, 밝기 감소 비율을 통해 행성의 반지름을 정확하게 계산할 수 있다. 또한 한 별에서 여러 번의 트랜짓이 관측된다면, 다수의 행성도 동시에 발견할 수 있다. 이 방법은 케플러, TESS 등 우주 망원경에서 대규모로 활용되어 현재까지 발견된 외계행성의 대다수를 차지한다. 하지만 트랜짓 관측법은 행성의 궤도면이 지구와 거의 일직선이 되어야만 관측이 가능하다는 한계가 있다. 또한 행성이 작은 경우, 별빛의 감소가 매우 미세해 고도의 정밀 측정이 필요하다. 그럼에도 불구하고, 트랜짓 관측법은 외계행성의 대기 성분 분석(트랜짓 분광법)까지 확장되어, 생명체 존재 가능성 평가에도 중요한 역할을 하고 있다
이 밖에도 천문 측정법, 펄사 타이밍법 등 다양한 방법이 개발되어 외계행성 탐사의 지평을 넓히고 있다.
이러한 다양한 탐사 방법의 발전으로, 외계행성의 발견 속도는 점점 빨라지고 있다. TESS는 하늘의 93% 이상을 관측하며 7,000개 이상의 후보 행성을 찾아냈고, 제임스웹 우주망원경(JWST)은 외계행성 대기 성분 분석까지 가능하게 하였다. 앞으로도 기술의 발전과 함께 탐사 방법의 정밀도와 다양성은 더욱 높아질 전망이다.
흥미로운 외계행성 사례와 생명체 존재 가능성
외계행성 탐사는 매년 새로운 발견으로 우주에 대한 우리의 상상을 넓혀준다. 최근에는 다양한 크기와 환경을 가진 행성들이 발견되고 있으며, 그 중 일부는 생명체가 존재할 가능성이 있어 주목받는다. 예를 들어, K2-18b는 지구에서 약 124광년 떨어진 초지구형 행성으로, ‘거주가능지대’에 위치한다. 최근 연구에서는 이 행성의 대기에서 수증기와 메탄, 이산화탄소, 그리고 지구 생명체만이 생산하는 DMS(디메틸설파이드) 분자가 검출될 가능성이 제기되어, 외계 생명체 존재 가능성에 대한 강력한 단서로 주목받는다. 프록시마 센타우리 b는 태양에서 가장 가까운 별의 거주가능지대에 위치한 암석형 행성으로, 생명체 존재 가능성에 대한 연구가 활발히 이루어진다. TRAPPIST-1 행성계의 e, f, g 행성 역시 거주가능지대에 위치해 있어, 차세대 망원경의 주요 관측 대상이 되고 있다.
생명체 존재 가능성은 주로 ‘거주가능지대’(액체 상태의 물이 존재할 수 있는 거리)에 위치한 행성, 적절한 대기와 온도, 그리고 탄소 기반 분자의 존재 등으로 평가한다. 최근에는 제임스웹 우주망원경을 통한 대기 분석으로 생명체의 흔적이 될 수 있는 분자(예: 메탄, 이산화탄소, 황화디메틸 등)의 탐색이 활발히 이루어진다.
외계행성 탐사의 미래와 전망
외계행성 탐사는 단순한 발견을 넘어, 행성의 대기와 환경, 생명체 존재 가능성까지 분석하는 단계로 진입한다. 앞으로는 제임스웹 우주망원경, 낸시 그레이스 로먼 우주망원경, 그리고 미래의 Habitable Worlds Observatory(HWO) 등 차세대 장비가 가동될 예정이다. 이들 장비는 더욱 정밀한 대기 분석과 직접 촬영을 통해, 지구와 유사한 환경을 가진 외계행성을 찾아낼 것으로 기대된다.
특히 HWO는 강력한 코로나그래프와 태양 차폐막을 이용해, 별빛을 효과적으로 차단하고 지구형 행성의 미약한 빛을 포착할 수 있도록 설계된다. 이를 통해 외계행성 대기의 스펙트럼을 분석하고, 생명체의 흔적이 될 수 있는 다양한 분자를 탐색할 수 있다. 앞으로 10~20년 이내에, 우리는 지구와 매우 유사한 환경을 가진 외계행성을 발견할 가능성이 높아진다.
맺음말
외계행성 탐사는 우주에 대한 인류의 근본적인 질문에 도전하는 과학의 최전선에 서 있다. 이제 우리는 단순히 외계행성을 발견하는 단계를 넘어, 그 환경과 대기를 분석하고, 생명체 존재 가능성을 평가하는 단계에 진입한다. 앞으로 더 많은 외계행성이 발견되고, 생명체의 흔적이 포착된다면, 인류의 우주관은 한층 더 확장될 것이다. 이처럼 외계행성 탐사는 우리에게 우주 속 또 다른 이웃의 존재 가능성을 보여주며, 미래 우주과학의 가장 큰 꿈 중 하나로 남아 있다.
이연우 학생기자 | 물리지구 | 지식더하기
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