문서의 임의 삭제는 제재 대상으로, 문서를 삭제하려면 삭제 토론을 진행해야 합니다. 문서 보기문서 삭제토론 외계 행성 (문단 편집) ===== 밝기 변화를 측정 ===== 여러 가지 이유로 인해 발생하는 밝기의 변화를 측정하는 방법들이다. * '''주기적인 항성의 특성을 이용하는 방법''' 주기적으로 신호를 내보내는 천체의 신호가 행성의 자전에 의해 교란이 발생하는 것을 측정한다. 가장 정확한 방법들 중의 하나인데, 대신에 중심별이 주기적인 신호를 방출하는 규칙적인 변광성이거나 펄서여야 한다는 제약이 있다. 즉 [[초신성]]을 겪어 깽판이 벌어졌던 행성이나 극히 제한적인 항성에만 적용 가능한 방법.(ex:[[PSR B1257+12]]) * '''별의 일식 현상을 이용하는 방법''' 달이 태양을 가리는 [[일식]] 현상이나 태양계 행성이 태양을 가리는 현상에서는 관측자와 천체 사이의 거리가 비교적 가까우므로 관측자의 눈에는 태양의 일부분이 가려진 것처럼 보인다. 반면, 태양보다 훨씬 멀리 있는 별은 관측자에게는 매우 작은 점으로 밖에 보이지 않기 때문에 멀리 있는 별의 행성이 식 현상을 일으켰다면 우리의 눈에는 별의 일부분이 가려진 것처럼 보이는 것이 아니라 단순히 별의 빛이 잠시동안 줄어든 것처럼 보인다. 어떤 별의 광도가 줄어들었다가 곧 회복되었다면 별 가까이에 있는 무언가가(즉 '외계 행성'이) 별을 잠시 동안 가렸을 것이라고 추측할 수 있다. [[파일:external/astro.kasi.re.kr/5-4-1-1.jpg|width=100%]] 그림은 외계 행성이 모항성을 가릴 때의 모습을 나타낸 것. 밑의 광도 그래프에서 볼 수 있듯이 모항성의 광도가 일시적으로 낮아진 것 같이 보인다. 이러한 별의 광도 변화를 이용하면 행성의 유무 뿐만 아니라 행성의 다른 특성들도 파악할 수 있다. 예컨대, 행성은 주기적으로 공전하므로 식의 주기성을 이용하여 공전주기를 알아낼 수 있다. 또, 광도가 많이 줄어든 것은 행성이 가린 부분의 넓이가 큰 것을 의미하므로 행성의 크기가 큰 것이다. 즉, 이를 통해 행성의 크기도 알 수 있다. 또한 빈도와 변화크기가 다른 것이 여럿이라면, 혹은 궤도간 간섭으로 주기가 어긋난다면 여러 행성이 있다는 것도 알 수 있다. 또한 이 행성 앞뒤로 약한 수준의 밝기 변화가 관측된다면 고리가 있다는 걸 예측할 수 있다. 가장 속편한 방법이라 할 수 있지만, 해당 행성의 항성에 대한 공전면이 지구에서 보는 각도와 일치하지 않는다면, 지구에서 관측할 때 행성이 항성을 가리는 일이 발생하지 않으므로 이 방법으로 밝혀낼 수 있는 행성의 수는 제한되어 있다. * '''밝기 변화 측정''' 행성에 의한 항성의 움직임이 지구의 시선방향으로 움직일 때 사용하는 방법. 움직임으로 인한 거리변화로 밝기가 변하는 [[변광성]]을 측정한다. * '''[[중력렌즈]]를 사용하는 측정''' 측정대상인 항성을 작은 중력렌즈로 사용해서 다른 별을 관측할 때, 측정대상인 항성계에 행성이 있으면 움직임 등에 의해 다른 별의 상에 교란이 발생하는 것을 측정한다. 다른 별이 없을 경우 측정에 제한이 있다. * '''편광 측정''' 행성의 대기에 반사되는 빛에 편광이 일어나는 것을 측정한다. 여기에 제시된 방법 이외에도 여러 가지 방법이 고안되었고 사용되고 있다. 또한 확실성을 위해 2가지 이상의 방법을 동시에 사용하기도 한다.[* 예를 들자면, 통과법으로 행성을 찾은 상태에서 질량, 밀도를 구하기 위해 시선속도 변화를 분석한다.] 이와 같은 연구법들을 이용하면 행성의 크기 및 질량이 크며 행성과 별의 거리가 가까우며 공전궤도가 짧은 별일수록 쉽게 발견된다. 따라서 가장 발견하기 쉬운 행성은 별과 매우 가까운 목성형 행성일 수밖에 없었다.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