행성계

Planetary system
예술가의 행성계 개념

행성계항성이나 항성계 주변의 궤도에 들어가거나 나가는 중력적으로 결합되지 않은 물체들의 집합이다.일반적으로 말해서, 하나 이상의 행성을 가진 시스템은 행성계를 구성하지만, 그러한 시스템은 또한 왜성, 소행성, 자연 위성, 유성, 혜성, 행성상[1][2], 그리고 위성의 원반과 같은 신체들로 구성될 수도 있다.태양지구를 포함하여 태양 주위를 회전하는 행성계와 함께 태양계를 형성한다.[3][4]외행성계라는 용어는 때때로 다른 행성계들과 관련하여 사용된다.

2022년 3월 2일 현재 3,670개의 행성계에는 4,980개의 확인된 외행성이 있으며, 813개의 시스템이 둘 이상의 행성을 가지고 있다.[5]파편 디스크는 다른 물체가 더 관찰하기 어렵지만 흔하다고 알려져 있다.

특히 우주 생물학에 관심이 있는 것은 행성이 표면 액체 물을 가질 수 있는 행성계의 거주 가능한 영역이며, 따라서 지구와 같은 생명체를 지탱할 수 있는 능력이다.

역사

태양중심주의

역사적으로 태양중심주의(태양이 우주의 중심에 있다는 교리)는 지구중심주의(지구 중심부에 지구를 배치하는 것)에 반대했다.

태양을 중심에 두고 태양을 중심으로 한 태양계 개념은 아마도 고대 인도베딕 문헌에서 처음으로 제시될 수 있는데, 이 문헌은 종종 태양을 "구들의 중심"이라고 언급한다.일각에서는 아리아바하타(Ariabhayaya)에 실린 아리아바타(Ariabhatta)의 글을 암시적으로 태양중심적이라고 해석한다.

이 사상은 기원전 3세기경 사모스의 아리스타르코스에 의해 서양철학과 그리스 천문학에서 처음 제안되었지만,[6] 대부분의 다른 고대 천문학자들로부터 어떠한 지원도 받지 못했다.

태양계 발견

코페르니쿠스원고에 나타난 태양계 태양계 태양중심 모형

니콜라우스 코페르니쿠스가 1543년에 발표한 디 레볼루션 오르비우스 코펠레스티엄은 행성계의 최초의 수학적으로 예측 가능한 태양중심 모델을 제시하였다.17세기 후계자 갈릴레오 갈릴레이, 요하네스 케플러, 그리고 아이작 뉴턴 경은 물리학에 대한 이해를 발전시켜 지구가 태양 주위를 돈다는 생각과 행성이 지구를 지배했던 동일한 물리적 법칙에 의해 지배된다는 생각을 점진적으로 수용하게 되었다.

극외 행성계에 대한 추측

16세기에 지구와 다른 행성들이 태양을 공전한다는 코페르니쿠스 이론의 초기 지지자인 이탈리아의 철학자 지오다노 브루노는 고정된 별들이 태양과 비슷하고 행성과도 동반한다는 견해를 내세웠다.는 로마 종교재판에 의해 자신의 사상을 화형에 처해졌다.[7]

18세기에 아이작 뉴턴 경이 프린키아를 마무리 짓는 "스콜리움 장군"에서 같은 가능성을 언급하였다.태양의 행성과 비교하면서, 그는 "그리고 만약 고정된 항성이 유사한 계통의 중심이라면, 그것들은 모두 유사한 설계에 따라 건설될 것이고, 하나의 지배를 받을 것이다."[8]라고 썼다.

그의 이론은 뒷받침할 증거가 부족함에도 불구하고 19세기와 20세기를 거치면서 설득력을[colloquialism] 얻었다.천문학자들에 의해 확인되기 훨씬 전부터 행성계의 본질에 대한 추측은 외계인 지성에 대한 탐구의 초점이었고 소설, 특히 공상과학 소설에서 널리 퍼진 주제였다.

외부행렬 탐지

외부 행성이 처음으로 확인된 것은 1992년이었는데, 펄서 PSR B1257+12를 공전하는 여러 개의 지상 질량 행성이 발견되었다.주계열성의 외행성이 처음으로 확인된 것은 1995년, 인근 G형 항성 51 페가수스자리 주위에서 4일간의 궤도에서 51 페가수스자리 b라는 거대한 행성이 발견되면서다.그 이후로 탐지의 빈도는 증가했으며, 특히 케플러 미션과 같은 전용 행성 찾기 프로그램과 외부 행성을 탐지하는 방법의 진보를 통해 증가했다.

기원과 진화

예술가의 원행성 원반 개념

행성계는 항성생성 과정의 일부로 항성주위를 형성하는 원반 행성계 원반에서 나온다.

계가 형성되는 동안, 많은 물질들이 중력적으로 먼 궤도로 흩어지며, 어떤 행성들은 계에서 완전히 배출되어 불량 행성이 된다.

진화된 시스템

고질량 항성

펄스를 돌고 있는 행성들이 발견되었다.펄사는 고질량 별의 초신성 폭발의 잔해지만 초신성 이전에 존재했던 행성계는 대부분 파괴될 가능성이 높다.행성들은 증발하거나, 폭발하는 별에서 나오는 기체의 질량에 의해 궤도에서 밀려나거나, 중앙 별의 질량의 대부분을 갑자기 잃는 것을 볼 수도 있고, 어떤 경우에는 초신성이 펄서 자체를 고속으로 시스템 밖으로 쫓아내서 살아남은 행성들이 모두 살아남은 것을 볼 수도 있을 것이다.폭발이 자유 낙하 물체로 남겨질 것을 우려했다.펄사 주변에서 발견되는 행성은 초신성 폭발로 인해 거의 완전히 증발해 행성 크기의 몸을 남긴 기존의 항성 동료들의 결과로 형성되었을지도 모른다.대신, 행성은 펄서를 둘러싸고 있는 폴백 물질의 축적 원반에서 형성될 수 있다.[9]초신성 동안 궤도를 이탈하지 못한 물질의 예비 원반도 블랙홀 주위에 행성을 형성할 수 있다.[10]

질량이 낮은 항성

초거대 망원경으로 관찰된 원행성 디스크.[11]

별들이 진화하여 붉은 거성으로 변하면서 점증하지 않는 거대한 가지별, 행성상 성운 등이 내행성을 휩싸고, 그것들이 얼마나 거대한지에 따라 증발하거나 부분적으로 증발한다.별이 질량을 잃으면서, 삼켜지지 않는 행성들은 별에서 더 멀리 이동한다.

진화된 항성이 2진법이나 다중계통에 있을 경우, 그 질량이 다른 항성으로 전달되어 새로운 원행성 원반과 2세대 및 3세대 행성을 형성할 수 있으며, 이는 또한 질량 전달의 영향을 받을 수 있다.

시스템 아키텍처

태양계는 작은 암석 행성의 내부 지역과 큰 가스 거대 행성의 외부 지역으로 구성되어 있다.그러나 다른 행성계 시스템은 상당히 다른 구조를 가질 수 있다.연구는 행성 시스템의 구조들이 초기 형성의 조건에 따라 결정된다는 것을 시사한다.[12]이 별에 매우 가까운 목성 가스 거인을 가진 많은 시스템이 발견되었다.행성 이동이나 산란과 같은 이론들은 모항성과 가까운 큰 행성의 형성을 위해 제안되었다.[13]현재 모항성에 가까운 지상 행성이 있는 태양계와 유사한 시스템은 거의 발견되지 않았다.[when?]더 일반적으로, 다중 슈퍼 지구로 구성된 시스템이 감지되었다.[14]

구성 요소들

행성과 항성

Morgan-Keenan 스펙트럼 분류

대부분의 알려진 외부 행성은 태양과 거의 유사한 항성, 즉 스펙트럼 범주 F, G 또는 K의 주계열성을 공전한다.한 가지 이유는 행성 탐색 프로그램이 그러한 별들에 집중하는 경향이 있기 때문이다.또한 통계 분석 결과, 질량이 낮은 항성(분광 범주 M의 적색 왜성)은 방사형-속도법에 의해 검출될 수 있을 만큼 질량이 큰 행성을 가질 가능성이 적다는 것을 알 수 있다.[15][16]그럼에도 불구하고 붉은 왜성 주변의 수십 개의 행성들이 케플러 우주선에 의해 더 작은 행성들을 탐지할 수 있는 운송수단에 의해 발견되었다.

항성 원반 및 먼지 구조

향상된 영상 공정(2014년 4월 24일)을 사용하여 HD 141943HD 191089 젊은 별의 HST 아카이브 영상에서 검출된 파편 디스크.

행성 다음으로, 항성 원반은 행성계, 특히 젊은 별들의 가장 보편적으로 관찰되는 특성들 중 하나이다.솔라시스템은 최소 4개의 주요 상황별 원반( 소행성벨트, 카이퍼벨트, 산란디스크, 오트클라우드)을 보유하고 있으며, 엡실론 에리다니, 타우 세티 등 인근 태양 아날로그 주변에서 관측할 수 있는 원반이 뚜렷이 검출됐다.수많은 유사 원반들의 관측에 근거하여, 그것들은 주계열성상에 있는 별들의 꽤 흔한 속성으로 가정된다.

행성간 먼지 구름은 태양계에서 연구되어 왔고 아날로그는 다른 행성계에도 존재하는 것으로 생각된다.태양계[17] 평면을 가득 채우는 1~100마이크로미터 크기의 무형탄소규산염 분진 알갱이인 십이지장 분진(Exozodiathal dust)이 51개 오피우치, 포말하우트, [18][19]타우 [19][20]세티, 베가 계통 주변에서 검출됐다.

혜성

2014년 11월 현재 알려진 태양계 혜성은[21] 5,253개가 있으며, 그것들은 행성계의 일반적인 성분으로 여겨진다.첫 번째 외향계는 1987년 매우[22][23] 젊은 A형 주계열성인 베타 픽토리스 주변에서 검출되었다.현재 주위에는 총 11개의 별들이 있는데, 이 별들은 외향계의 존재를 관찰하거나 의심하고 있다.[24][25][26][27]발견된 모든 외측계 시스템(Beta Pictoris, [24]HR 10, 51 Ophiuchi, HR [25]2174, 49 Ceti, 5 Vulpeculae, 2 Andromedae, HD 21620, HD 42111, HD 110411 등)[26][28]은 매우 젊은 A형 항성 주위[27] 있다.

기타 구성 요소

스피처 우주 망원경에 의해 NGC 2547-ID8 항성 주위에서 탐지되어 지상의 관측에 의해 확인되는 2013년 충돌의 컴퓨터 모델링은 지구와 같은 지상 행성의 형성을 이끈 것으로 여겨지는 사건들과 유사한 대형 소행성이나 원시행성의 관여를 시사한다.[29]

태양계의 대규모 자연 위성 수집에 대한 관측에 근거하여, 그들은 행성계의 공통적인 구성 요소로 여겨지고 있지만, 엑소몬의 존재는 지금까지 확인되지 않았다.[when?]센타우루스자리에 있는 1SWASP J1407.43-394542.6 항성은 천연위성의 유력한 후보물질이다.[30]지표에 따르면 확인된 외계 행성 WASP-12b도 적어도 한 개의 위성을 가지고 있다고 한다.[31]

궤도 구성

궤도에 가까운 궤도를 가진 태양계와 달리 알려진 행성계 중 다수는 궤도 이심률이 훨씬 높다.[32]그러한 시스템의 예는 16 Cygni이다.

상호 성향

두 행성 사이의 상호 기울기궤도 평면 사이의 각도다.금성의 등가 궤도에 맞춰 내부에 여러 개의 근접 행성이 있는 많은 소형 시스템은 상호 성향이 매우 낮을 것으로 예상되기 때문에 시스템(적어도 근접 부분)은 태양계보다 더 평탄할 것이다.포획된 행성은 시스템의 나머지 부분에 임의의 각도로 포획될 수 있다.2016년 현재 상호 성향이 실제로 측정된[33] 시스템은 몇 가지에 불과하다. 한 예는 업실론 안드로메다자리 시스템이다: 행성 c와 d는 약 30도의 상호 성향을 가지고 있다.[34][35]

궤도역학

행성계는 궤도 역학에 따라 공명, 비저항 상호 작용, 계층적 또는 이들의 어떤 조합으로 분류될 수 있다.공명 시스템에서 행성의 궤도 주기는 정수 비율이다.케플러-223 시스템은 8:6:4:3 궤도 공진에 4개의 행성을 포함하고 있다.[36]거대한 행성은 작은 행성보다 평균 운동 공진에서 더 자주 발견된다.[37]상호작용하는 시스템에서 행성 궤도는 궤도 파라미터를 교란할 정도로 충분히 서로 가까이 있다.태양계는 약하게 상호작용하는 것으로 묘사될 수 있다.강하게 상호작용하는 시스템에서 케플러의 법칙은 지켜지지 않는다.[38]위계 시스템에서는 행성들이 중력적으로 두 개의 형체의 중첩된 시스템으로 간주될 수 있도록 배치된다. 예를 들어, 다른 가스 거인을 훨씬 멀리 떨어진 곳에 두고 있는 뜨거운 목성이 있는 항성에서는 별과 뜨거운 목성이 하나의 물체로 나타나는 쌍을 형성한다.

아직 관측되지 않은 다른 궤도 가능성에는 이중 행성, 준위성, 트로이 목마 및 교류 궤도와 같은 다양한 공동궤도 행성, 궤도 평면을 사전 처리하여 유지되는 연동 궤도가 포함된다.[39]

행성의 수, 상대 매개변수 및 스페이스

궤도 사이의 간격은 케플러 우주선에 의해 발견된 다른 시스템들 사이에서 매우 다양하다.

행성 캡처

개방된 성단의 자유 부유 행성은 별과 비슷한 속도를 가지고 있기 때문에 탈환할 수 있다.그것들은 일반적으로 100AU에서 10AU5 사이의 넓은 궤도로 포획된다.캡처 효율성은 클러스터 크기가 증가함에 따라 감소하며, 주어진 클러스터 크기에 대해서는 호스트/기본[clarification needed] 질량에 따라 증가한다.그것은 행성 질량으로부터 거의 독립적이다.단일 행성과 다중 행성은 임의의 비정렬 궤도, 서로 또는 항성 숙주 회전 또는 기존의 행성계로 포획될 수 있다.같은 성단에서 나온 별들의 공통 기원으로 인해 일부 행성-주주주 금속 상관관계는 여전히 존재할 수 있다.중성자 별들이 형성될 때 펄서 킥에 의해 성단에서 방출될 가능성이 높기 때문에 중성자 별 주변에서 행성이 포착될 가능성은 거의 없을 것이다.행성들은 심지어 자유롭게 떠다니는 행성 이진을 형성하기 위해 다른 행성들 주위에서 포획될 수도 있다.성단이 분산된 후 10AU6 이상의 궤도를 가진 포획된 행성들 중 일부는 은하 조수에 의해 서서히 교란되고 다른 항성이나 거대한 분자 구름과의 만남을 통해 다시 자유롭게 떠다니게 될 가능성이 있다.[40]

구역

거주 가능 구역

별의 종류에 따라 거주 가능 구역의 위치

별 주위의 거주 가능 구역은 온도 범위가 행성에서 액체 상태의 물이 존재할 수 있는 지역이다. 즉, 물이 증발하기엔 별과 너무 가깝지 않고 물이 얼기엔 별에서 너무 멀리 떨어져 있지 않다.별에 의해 생성되는 열은 별의 크기와 나이에 따라 달라진다. 이는 거주할 수 있는 지역 또한 그에 따라 달라질 것이라는 것을 의미한다.또한, 행성의 대기 조건은 열을 유지하는 행성의 능력에 영향을 주어 거주 가능 구역의 위치도 행성의 각 유형별로 특정된다.

거주할 수 있는 영역은 표면 온도의 조건 있다; 하지만, 지구의 생물 자원의 절반 이상 깊이 지하가 증가함에 따라 지하 microbes,[41]과 온도 상승으로 잘 될 때 표면이 얼어 그래서 지표면 아래의 삶에 도움이 될 수 있습니다;이이라고, 거주 가능한 지역 남ofst부터 정의되어 있는ar.[42]

2013년 연구에서는 태양과 유사한[a] 별의 22±8%가 지구 크기의[b] 행성을 거주할[c] 수 있는 영역에 가지고 있는 것으로 추정되었다.[43][44]

금성 지대

금성 지대는 별 주위의 지역으로, 지구금성처럼 온실 상태가 폭주할 수도 있지만 별 근처는 아니어서 대기는 완전히 증발한다.거주 가능 구역과 마찬가지로 금성 구역의 위치는 별의 종류와 질량, 회전율, 대기 구름과 같은 행성의 특성 등 몇 가지 요인에 따라 달라진다.케플러 우주선 데이터에 대한 연구는 적색 왜성의 32%가 행성 크기와 항성으로부터의 거리에 근거하여 잠재적으로 금성 같은 행성을 가지고 있으며, K형 별과 G형 별의 경우 45%로 증가한다는 것을 보여준다.[d]여러 후보가 확인됐지만, 금성과 같은지 여부를 판별하려면 대기권에 대한 분광학적 후속 연구가 필요하다.[45][46]

행성의 은하 분포

2014년 7월 현재 알려진 거리를 가진 행성의 90%가 지구에서 약 2000광년 내에 있다.

은하수는 지름이 10만 광년이지만 2014년 7월 기준으로 거리가 알려진 행성의 90%가 지구로부터 약 2000광년 내에 있다.훨씬 더 멀리 떨어져 있는 행성을 탐지할 수 있는 한 가지 방법은 마이크로렌징이다.WFIRST 우주선은 마이크로렌징을 사용하여 은하 폭발물은하 원반 행성들의 상대적 주파수를 측정할 수 있다.[47]지금까지, 행성들이 불룩함보다 원반에서 더 흔하다는 징후들이 있다.[48]마이크로렌징 사건의 거리 추정은 어렵다. 돌출부에 있을 가능성이 높은 것으로 간주되는 첫 번째 행성은 7.7킬로파섹(약 25,000광년)의 거리에서 MOA-2011-BLG-293Lb이다.[49]

모집단 I, 즉 금속이 풍부한 별들은 금속성이 가장 높은 젊은 별들이다.행성들이 금속의 첨가에 의해 형성되기 때문에 I 별들의 높은 금속성은 그들이 나이든 개체군보다 행성계를 소유할 가능성이 더 높다.[citation needed]태양은 금속이 풍부한 별의 예다.이것들은 은하수나선팔에서 흔하다.[citation needed]일반적으로 가장 어린 별인 극한 모집단 I은 더 멀리 발견되고 중간 모집단 I별은 더 멀리 있는 등등이 나타난다.태양은 내가 별을 본 중간집단으로 간주된다.모집단 I 별은 은하중심 주위에 일정한 타원형 궤도를 가지고 있으며, 상대속도는 낮다.[50]

모집단 II, 즉 금속이 부족한 항성은 상대적으로 낮은 야금성을 가진 항성으로, 태양보다 수백 배(예: BD +17° 3248) 또는 수천 배(예: 스네덴 항성)를 가질 수 있다.이 물체들은 우주의 더 이른 시기에 형성되었다.[citation needed]은하 중심 부근의 돌출부에서 중간 집단 II 별들이 흔히 볼 [citation needed]수 있는 반면 은하계의 후광에서 발견되는 집단 II 별들은 더 오래되어 금속이 더 빈약하다.[citation needed]구상 성단은 또한 많은 수의 모집단 II 별을 포함한다.[51]2014년, 지구에서 가장 가까운 후광 별인 카프틴의 항성 주변에서 약 13광년 떨어진 곳에 후광 별 주위의 첫 행성이 발표되었다.그러나 이후의 연구는 카프틴 b가 단지 별의 활동이라는 것을 암시하며, 카프틴 c가 확인되기 위해서는 더 많은 연구가 필요하다는 것을 제시한다.[52]카프틴의 별의 야금성은 태양보다 약 8배[e] 적은 것으로 추정된다.[53]

은하의 종류에 따라 별의 형성행성 형성의 역사가 다르다.행성 형성은 은하 내 항성 인구의 나이, 금속성, 궤도에 의해 영향을 받는다.은하 내 별 개체군의 분포는 은하계 종류에 따라 다르다.[54]타원형 은하의 별은 나선은하의 별보다 훨씬 오래되었다.대부분의 타원형 은하는 항성 형성 활동이 최소인 저질량 항성을 주로 포함하고 있다.[55]우주에서 서로 다른 유형의 은하의 분포는 은하단 내의 위치에 따라 달라지는데, 타원형 은하는 대부분 중심에서 가까운 곳에서 발견된다.[56]

참고 항목

메모들

  1. ^ 이 5개 통계량 중 1개의 목적상, "태양"은 G형 항성을 의미한다.태양과 유사한 별에 대한 데이터를 사용할 수 없었으므로 이 통계량은 K형 별에 대한 데이터에서 추출한 것이다.
  2. ^ 5개 통계량에서 이 1의 목적을 위해 지구 크기는 1-2 지구 반지름을 의미한다.
  3. ^ 이 5개 통계량 중 1개의 목적상, "거주 가능 구역"은 지구 별의 유속이 0.25~4배인 지역을 의미한다(태양의 경우 0.5–2AU에 해당한다).
  4. ^ 이를 위해 지상 크기는 0.5–1.4 지구 반지름을 의미하며, "베너스 존"은 M형 및 K형 별의 경우 지구 항성 플럭스의 약 1~25배, G형 별의 경우 지구 항성 플럭스의 약 1.1~25배인 지역을 의미한다.
  5. ^ 카프틴 별금속성 [Fe/H]= -0.89. 10−0.89㎛ 1/8

참조

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