문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 외계 행성 (문단 편집) ===== 위치 변화 측정 ===== 공통적으로 행성이 공전할 때 항성도 사실은 공통 [[질량중심]]을 중심으로 돈다는 것을 이용한다. 물론 항성은 매우 무겁기 때문에 질량중심은 항성 내부에 있지만, 약간이나마 발생하는 위치변화와 움직임을 측정함으로써 행성이 존재하는 지를 알아낼 수 있다. * '''별의 빛의 파장 변화를 이용하는 방법''' 모든 두 천체 사이에는 서로를 당기는 힘인 '[[만유인력]]'이 있다. 이는 질량 차이가 매우 큰 별과 행성 사이 관계에서도 마찬가지이다. 즉, 얼핏 보면 별이 질량이 크기 때문에 행성을 일방적으로 잡아두고 있는 것 같이 보이지만 실제로는 행성도 별을 미세하게나마 끌어당긴다. 이러한 두 천체 사이 줄다리기의 결과는 서로 두 천체 사이 질량 중심을 축으로 원운동하는 것으로 나타난다. 즉 별도, 행성도 공통 질량중심을 중심으로 돌게 된다는 것이다. 예를 들어, [[태양계]] 행성인 [[지구]]도 태양을 중심으로 원운동하는 것이 아니라 지구와 태양 사이 공통 질량 중심, 그러니까 태양 중심에서 약간 벗어난 곳을 중심으로 원운동하고 태양도 역시 이 점을 중심으로 공전한다. 그러나 이 공통 질량 중심은 태양 안에 있어 보통은 태양이 있는 자리가 질량 중심으로 근사되는데, 이는 태양이 혼자서 태양계 전체 질량 중 99.98%를 차지하는 무지막지한 질량을 지니기 때문이다. [* 지구는 계산에 끼지도 못한다. 나머지 0.02%도 대부분이 [[목성]]이 보유한 질량이기 때문. 덕분에 대부분은 궤도 계산 시 이 공통 질량 중심이 태양 중심부가 자리잡은 지점과 일치한다고 근사해도 큰 무리가 없다.] 이 현상은 태양계 행성이 아닌 외계 행성에서도 마찬가지로 나타나게 된다. 즉, 항성들은 항성들에게 딸린 행성들이 끌어당기는 힘 때문에 위치가 고정되어 있지 않고 계속 변하게 된다. 그렇다면 이 항성을 지구에서 봤을 때 이 항성은 지구로 다가오는 것처럼 보일 때도 있고 지구로부터 멀어지는 것처럼 보일 때도 있을 것이다.[* 문제를 단순화하기 위해 별의 다른 운동은 모두 무시하였다.] 그런데 [[도플러 효과]]에 의하면 어떤 물체 '∀'가 방출하는 파동(소리나 빛 따위)의 파장은 ∀가 멀어질 때는 늘어나게 보이며(적색 편이) ∀가 다가올 때는 줄어들어 보인다(청색 편이). 항성이 내보내는 빛도 파동이므로 이러한 영향을 받아서 파장이 실제 파장과 달라지게 된다. 그런데 이러한 항성의 운동은 '원운동'이므로 이러한 파장의 변화는 주기적이라고 추론할 수 있다. 따라서 별빛의 주기적인 파장 변화 사이클은 별빛을 내는 항성 주위를 도는 행성의 증거일 수 있다. 이러한 별의 빛의 파장 변화를 이용하면 행성의 유무 외에 행성의 공전주기, 궤도이심률, 질량의 최솟값을 결정할 수 있다. 예컨대, 도플러 효과에 의해 일어나는 파장 변화는 속도가 빠를수록 큰데, 속도를 빠르게 변화시키는 행성은 모항성에 대한 이 행성의 질량이 크다는 것을 의미한다. 다만 행성의 공전궤도면이 관측자의 시선방향에 비해 상당히 기울어 있다면 행성이 만들어내는 모항성의 실제 속도 변화보다 더 작은 시선속도 변화가 관측되는데, 시선방향에 대한 행성의 궤도경사각에 대한 정보는 일반적으로 얻기 어렵다.[* 만약 외계행성에 의한 모항성의 식 현상이 관찰된다면 기울기가 매우 작은 값이 되며, 광도곡선 분석을 통해 더 정확한 궤도경사각을 결정할 수 있다.] 따라서 항성의 질량을 안다면 행성 질량의 최솟값을 알 수 있다. 또한, 파장이 반복되는 주기는 원궤도를 1회 운동하는 주기이므로 이는 행성의 공전궤도와도 관계된다. 또한 궤도가 완벽한 원일 경우에는 전형적인 사인파동 형태의 시선속도 곡선이 나타나고 이심률이 크다면 케플러 제 2법칙에 의해서 사인파동을 벗어난 형태의 시선속도 곡선이 나타나기 때문에 이를 통해 궤도이심률을 알 수 있다. * '''위치변화 측정''' 엄청난 정밀성이 필요한 방법으로, 행성의 공전으로 인해 항성의 움직임이 요동치는 것을 파장변화를 통해 관측하는 것이 아니라 직접 사진에서의 위치변화를 보는 것을 통해 관측하는 것이다.저장 버튼을 클릭하면 당신이 기여한 내용을 CC-BY-NC-SA 2.0 KR으로 배포하고,기여한 문서에 대한 하이퍼링크나 URL을 이용하여 저작자 표시를 하는 것으로 충분하다는 데 동의하는 것입니다.이 동의는 철회할 수 없습니다.캡챠저장미리보기