Kepler-90 d와 f는 무엇이 다를까?
Kepler-90 f의 반지름은 지구의 약 2.88배이고, 안쪽에 있는 d는 약 2.87배다. 두 행성의 크기는 거의 같지만 f가 받는 에너지는 d의 약 37%다. 같은 별을 돌고 나이와 크기가 비슷하기 때문에, 받는 에너지의 차이가 대기에 어떤 영향을 주는지 비교하기 좋은 대상이다. 하지만 두 행성의 실제 질량과 대기는 아직 측정되지 않아 그 차이가 어떤 결과를 만들었는지는 알 수 없다.
- 약 124.91일 반복 통과로 측정한 f의 공전 주기
- 지구의 약 2.88배 통과 깊이와 별 크기로 구한 f의 반지름
- 지구의 약 6.8배 f가 받는 것으로 계산한 항성 복사량
- 약 2.7배 d가 f보다 더 많이 받는 항성 에너지
같은 별을 도는 두 행성은 왜 비교하기 좋을까?
행성이 별빛을 얼마나 가리는지는 행성과 별의 크기 비율로 정해진다. d와 f는 같은 별 앞을 지나므로 중심별의 반지름이 수정되면 두 행성의 반지름도 거의 같은 비율로 함께 바뀐다. 별의 크기에 오차가 있어도 두 행성을 서로 비교할 때는 그 영향이 줄어든다. 현재 대표값으로 계산하면 f는 d보다 약 0.35% 크고, 두 행성이 가리는 별빛의 차이는 약 0.7%에 불과하다.
이 차이는 두 반지름의 측정 오차보다 훨씬 작다. 따라서 어느 행성이 실제로 더 큰지를 따지기보다는, 현재 관측으로 두 행성의 크기를 구분하기 어렵다고 말하는 편이 정확하다. 중요한 점은 같은 별을 도는 두 행성의 크기가 관측 오차 안에서 거의 같다는 것이다.
d와 f는 같은 양의 별빛을 가려 크기가 거의 같다고 판단된다. 하지만 두 행성의 암석핵과 기체가 각각 얼마나 있는지는 아직 알 수 없다.
d와 f의 질량은 어떻게 추정했을까?
NASA Exoplanet Archive에는 d가 약 8.60 지구질량, f가 약 8.65 지구질량으로 실려 있다. 숫자만 보면 반지름뿐 아니라 질량까지 같은 쌍처럼 보인다. 그러나 두 값은 별의 흔들림이나 행성끼리의 중력 효과를 각각 측정한 결과가 아니다. 두 반지름에 같은 질량-반지름 관계를 적용해 얻은 예상값이다.
두 행성의 반지름이 거의 같으므로 같은 통계 방법을 적용하면 질량도 비슷하게 나온다. 이 추정 질량으로 평균 밀도를 계산해도 두 행성은 비슷하게 나올 수밖에 없다. 따라서 크기와 질량, 밀도가 각각 따로 측정돼 모두 같다는 뜻이 아니다. 실제로 측정한 반지름 하나를 바탕으로 질량과 밀도를 차례로 계산한 결과다.
- 별빛 감소량 d와 f가 같은 별빛을 거의 같은 양만큼 가린다는 사실을 측정한다.
- 반지름 계산 별의 반지름을 적용해 d는 지구의 약 2.87배, f는 약 2.88배로 구한다.
- 질량 추정 비슷한 크기의 다른 행성 통계에서 d는 지구의 약 8.60배, f는 약 8.65배로 추정한다.
- 앞으로 필요한 측정 두 행성의 중력이 별이나 이웃 행성에 미치는 영향을 따로 관측해 실제 질량을 구해야 한다.
받는 에너지가 다르면 온도는 얼마나 달라질까?
d는 지구의 약 18.2배, f는 약 6.8배에 해당하는 에너지를 별에서 받는다. 에너지는 약 2.7배 차이 나지만, 단순하게 계산한 온도는 d가 약 520K, f가 약 407K로 약 1.28배 차이다. 온도가 높아질수록 행성이 우주로 내보내는 열도 매우 빠르게 늘기 때문에, 받는 에너지가 2.7배라고 온도도 2.7배가 되지는 않는다.
이 계산은 두 행성이 얼마나 다르게 가열되는지를 비교할 뿐 실제 기온을 측정한 것은 아니다. 구름의 양과 표면이 빛을 반사하는 정도, 대기 성분, 낮의 열이 밤으로 이동하는 정도가 다르면 실제 온도 차이도 달라진다. 두 행성의 대기와 표면은 아직 관측되지 않았다.
강한 별빛은 행성의 대기에 어떤 영향을 줄까?
Kepler가 발견한 행성 중에는 지구의 약 1.5~2배 크기가 상대적으로 적다. 그보다 큰 2~3배 크기의 행성은 암석핵 위에 수소와 헬륨 같은 가벼운 기체가 있는 경우가 많다고 해석된다. 별이 만들어진 초기에는 강한 자외선과 X선이 행성의 기체를 우주로 빠져나가게 할 수 있으며, 별에 가까운 행성일수록 더 큰 영향을 받을 수 있다. d와 f는 크기가 비슷하면서 받는 에너지가 크게 달라 이 설명을 비교하기 좋은 대상이다.
하지만 크기가 같다고 처음부터 같은 양의 기체를 가졌다는 뜻은 아니다. 더 많은 에너지를 받는 d가 f와 같은 크기로 남으려면 d의 암석핵이 더 무겁거나 처음 대기가 더 두꺼웠을 수도 있다. 두 행성이 처음부터 서로 다른 물질로 만들어졌을 가능성도 있다. 현재 자료만으로는 어느 설명이 맞는지 알 수 없다. 여러 행성에서 보이는 일반적인 경향을 d와 f의 실제 역사로 단정해서는 안 된다.
페이지에 보이는 색과 구름은 관측 사진이 아니라 이해를 돕기 위한 그림이다. d와 f의 반지름은 통과 관측으로 구했지만 두 질량은 다른 행성 통계로 추정한 값이다. 받는 에너지와 계산 온도도 별의 값과 궤도, 단순한 열 조건을 사용한 결과이며 실제 대기 상태가 아니다.
두 행성의 차이를 확인하려면 무엇을 더 재야 할까?
d와 f의 실제 질량을 측정하면 반지름이 거의 같을 때 평균 밀도도 같은지 처음으로 독립적으로 비교할 수 있다. 밀도가 다르면 암석핵과 기체층의 비율도 다를 가능성이 크다. 여러 시점의 통과 시각을 함께 분석하거나 행성 중력 때문에 별이 움직이는 속도를 오랫동안 측정하는 방법이 있지만, 멀고 어두운 Kepler-90에서는 작은 변화를 구분하기 어렵다.
두 행성의 대기를 지난 별빛까지 관측한다면 받는 에너지의 차이에 따라 분자와 구름, 열의 이동이 어떻게 달라졌는지 비교할 수 있다. 지금 확실히 아는 것은 두 행성의 크기가 거의 같고 f가 d보다 훨씬 적은 에너지를 받는다는 사실이다. 내부 구조가 같은지, 대기가 서로 다른지는 아직 확인되지 않았다.
출처
- NASA Exoplanet Archive — Kepler-90 d and f Parameters and Mass Provenance
- Astronomy & Astrophysics — The Planetary System to KIC 11442793
- The Astronomical Journal — A Gap in the Radius Distribution of Small Planets
- The Astrophysical Journal — The Evaporation Valley in the Kepler Planets
- Monthly Notices of the Royal Astronomical Society — Testing Exoplanet Evaporation with Multitransiting Systems
- The Astrophysical Journal — Probabilistic Mass–Radius Relation
- NASA Science — Kepler Transit Method