별빛의 미세한 흔들림으로 외계 행성을 찾는 방법

시선 속도법은 별빛의 도플러 효과를 이용해 외계 행성을 찾는 방법이다. 행성이 별 주위를 돌면 별도 행성에 끌려 아주 작은 원을 그리며 흔들린다. 별이 지구 쪽으로 다가올 때는 빛의 파장이 짧아져 푸른 쪽으로, 멀어질 때는 길어져 붉은 쪽으로 미세하게 치우친다. 이 주기적인 색 변화를 정밀하게 재면, 직접 보이지 않는 행성의 존재와 질량, 공전 주기를 알아낼 수 있다.

행성은 어떻게 별을 흔드나

흔히 행성이 별 주위를 돈다고 말하지만, 정확히는 별과 행성이 둘의 무게 중심 주위를 함께 돈다. 별이 훨씬 무거우니 무게 중심은 별 안쪽이나 바로 근처에 있고, 별은 그 주위로 아주 작은 원을 그린다. 태양도 목성 같은 큰 행성 때문에 이렇게 조금씩 흔들린다.

별이 그리는 원이 너무 작아서, 망원경으로 별의 위치 변화를 직접 보기는 어렵다. 대신 별이 우리 쪽으로 다가왔다 멀어졌다 하는 속도, 곧 시선 방향의 속도 변화는 빛의 색에 흔적을 남긴다.

빛의 색은 어떻게 속도를 알려 주나

도플러 효과는 파동을 내는 대상이 다가오거나 멀어질 때 파장이 달라지는 현상이다. 구급차 사이렌이 다가올 때 높게, 멀어질 때 낮게 들리는 것과 같은 원리가 빛에도 적용된다. 다가오는 별의 빛은 파장이 짧아지는 청색 이동을, 멀어지는 별의 빛은 파장이 길어지는 적색 이동을 보인다.

별빛을 프리즘처럼 무지개색으로 펼치면 곳곳에 검은 선들이 보인다. 별의 대기에 있는 원소들이 특정 파장의 빛을 흡수해서 생긴 흡수선이다. 이 선들은 원소마다 정해진 위치에 나타나므로 일종의 눈금 역할을 한다. 별이 흔들리면 이 눈금 전체가 조금씩 왼쪽과 오른쪽으로 주기적으로 밀린다. 그 밀림의 크기에서 속도를, 반복 주기에서 행성의 공전 주기를 계산한다.

별의 움직임	빛의 변화	흡수선의 위치
지구 쪽으로 다가옴	파장이 짧아짐(청색 이동)	푸른 쪽으로 밀림
지구에서 멀어짐	파장이 길어짐(적색 이동)	붉은 쪽으로 밀림
옆으로만 움직임	변화 거의 없음	그대로

얼마나 작은 흔들림까지 잴 수 있나

이 방법이 어려운 이유는 흔들림이 매우 작기 때문이다. 목성 같은 거대한 행성이 태양을 흔드는 속도는 초속 10여 미터 수준이다. 지구 같은 작은 행성이 일으키는 흔들림은 그보다 훨씬 작아서 초속 몇십 센티미터에 불과하다. 사람이 천천히 걷는 속도보다 느린 움직임을, 수십 광년 떨어진 별빛에서 읽어 내야 한다.

이를 위해 천문학자들은 온도와 압력을 극도로 안정시킨 분광기를 쓴다. 장비가 아주 조금만 흔들려도 별의 흔들림과 구별할 수 없기 때문이다. 1995년 이 방법으로 태양과 비슷한 별 주위를 도는 외계 행성이 처음 발견되었고, 이 발견은 2019년 노벨 물리학상으로 이어졌다.

이 방법은 무엇을 알려 주고 무엇은 못 알려 주나

시선 속도법은 행성의 공전 주기와 함께 질량의 최솟값을 알려 준다. 최솟값인 이유는 행성의 궤도가 우리 시선에 대해 얼마나 기울어져 있는지 알 수 없기 때문이다. 궤도면을 정면에서 내려다보는 경우라면 별이 우리 쪽으로 다가오거나 멀어지지 않아 흔들림이 거의 보이지 않는다.

그래서 이 방법은 행성이 별 앞을 지나갈 때 별빛이 살짝 어두워지는 것을 재는 통과법과 함께 쓰일 때 힘을 발휘한다. 통과법으로 행성의 크기를, 시선 속도법으로 질량을 알면 행성의 밀도를 구할 수 있다. 밀도는 그 행성이 암석인지 가스인지 짐작하게 해 준다.

남은 과제

지구와 비슷한 크기의 행성을 찾는 데 가장 큰 걸림돌은 별 자체다. 별의 표면에서는 기체가 끓어오르고 흑점이 생겼다 사라진다. 이런 활동도 흡수선을 조금씩 움직여서, 작은 행성이 만드는 신호와 뒤섞인다. 별의 활동과 행성의 신호를 가려내는 일이 시선 속도법으로 제2의 지구를 찾는 데 남은 가장 큰 숙제다.