올 목성 시즌 동안 우리나라를 기준으로 목성의 고도가 45도 이상으로 떠오르는 일자별 시간대(1시간 간격), 그리고 대적반의 목성면 정중선 통과 시간(역시 우리나라 표준시 기준)을 정리한 천문력을 작성하였습니다.

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다치카와 氏가 촬영한 해당 시퀀스. 클릭하면 동영상이 보여집니다. Apple QuickTime이 필요합니다.

우리나라 시간으로 8월 21일 새벽 3시 22분 큐슈섬 구마모토시에 거주하는 다치카와 氏가 자신의 Takahashi TOA 150 (150mm f/7.3 굴절망원경)에 5배 Powermate와 ToUcam Pro II를 장착하여 목성을 촬영하던 도중 발견한 이 섬광의 위치는 System II 140, 북위 17도로 NEB 북쪽 경계로 보여집니다. 이와 같은 내용은 일본 국립 천문대의 주니치 와타나베 氏의 블로그를 통해 외부에 알려졌으며, 추후 동경의 아오키 카즈오 氏가 자신의 관측 로그를 되짚어 보면서 동일한 시간에 동일한 지점에서 섬광이 2초 간 지속되었음을 확인하였습니다.

그로부터 목성이 두번 자전하기까지 세계 각지의 아마튜어들이 UV, IR, 메탄 등 다양한 파장대에서 목성상을 촬영하면서 해당 지점에서의 충돌흔을 찾아 나섰지만 아직까지 별다른 성과 보고는 없습니다.

작년 12월 20일에 봤을 때부터 얇게 갈라지는 조짐을 보이던 SEB가 이제 거의 완전히 소실된 모습입니다(위 사진에서 윗쪽 반구가 남쪽이고, 우측에서 좌측 방향으로 자전합니다). SEB의 소실은 이번이 처음은 아니어서 1973~75년, 1989~1990년, 1993년, 2007년에도 관측되었습니다. SEB가 왜 이렇게 소실과 재현을 반복하는지 그 원인은 분명치 않으나 NASA 제트추진연구소의 Glenn Orton 氏에 따르면 SEB가 사라진 것이 아니고 SEB의 상층에 형성된 암모니아 권운(卷雲)으로 인해 덮혀져 버렸기 때문일 것이라고 합니다. 하지만 여전히 어떤 이유로 인해 암모니아 권운이 발생했을지 의문입니다. 대개 2년 내에 SEB가 다시 나타날 것으로 내다보고 있습니다.

2010. 08. 10. 00:13:16 ~ 00:16:16 = UTC +9 hours. Albireo’s Planetary Observatory II, Republic of Korea. Pickering Seeing Scale: 5-6/10, Transparency: 2/5. Takahashi Mewlon 300 (12-inch Dall-Kirkham F11.9) at F29 using TeleVue Powermate x2.5 on EM-400. Lumenera LU075. RRGB(60 sec each). RegiStax 5/Astra Image 3 Pro/Photoshop CS4.

도입에 소개한 R 이미지 촬영 시점에서 12분 후 목성의 모습입니다(RRGB). 대적반은 좀더 서쪽으로 기울었고 이와 거의 유사한 컬러 톤의 oval BA가 인접해 있는 모습입니다. 이미 2006년 8월 GRS와 oval BA의 conjunction에 대한 글을 올린 바 있습니다. 대적반과 oval BA 사이는 STeB가 절묘하게 가로지르고 있습니다. Red Jr.란 애칭으로도 불리우는 Oval BA의 적반화(赤斑化)에 대한 글을 참고하시기 바랍니다. 당시에 비해 위치가 많이 바뀌어 현재에는 C.M. II 155 정도로 추정됩니다.

금성: -4.3 등급, 시직경 21.2 초각. 초저녁 서쪽 하늘에서 쉽게 눈에 띠는 밝은 별입니다. 망원경으로 확대해서 보면 대략 반달 모양을 하고 있습니다. 관측 호기입니다.

화성/토성: 1.5 등급, 시직경 4.6 초각/1.1 등급, 시직경 16.3 초각. 초저녁 밝은 금성과 더불어 삼각형 편대를 이루고 있습니다. 이들 금성-화성-토성이 이루는 8월 행성의 삼각 정렬에 대한 글을 참고하십시오.

목성: -2.7 등급, 시직경 46.6 초각. 이른 밤 뜨기 시작하여 자정 경 남동쪽 하늘 높게 떠오르고, 남중은 새벽녘 남쪽 하늘에서 이루어집니다. 관측 호기입니다. 목성의 대적반이 정중선을 통과하는 시간 중 우리나라에서 관측이 가능한 시기를 선별하여 정리하면 다음과 같습니다.

08월 09일: 03시 15분, 23시 06분
08월 11일: 04시 53분
08월 12일: 00시 44분, 20시 35분
08월 13일: 06시 31분
08월 14일: 02시 22분, 22시 13분
08월 16일: 04시 00분, 23시 51분

천왕성: 5.8 등급, 시직경 3.6 초각. 목성의 3도 서쪽에 있습니다. 관측 호기입니다.

해왕성: 7.8 등급, 시직경 2.3 초각.

2010년 8월 10일 저녁 7시 30분, 강원도 홍천에서 바라본 서쪽 하늘. 금성의 고도는 20도 남짓입니다.

세 행성 중 단연 밝은 것이 금성(-4.27 등급)인데 여전히 하늘이 밝은 상태에도 확인될 정도입니다. 금성보다 백배나 더 어두운 나머지 두 행성(토성과 화성)은 하늘이 온전히 어두워질 때까지 기다려야 비로소 모습을 드러내기 시작할 것입니다. 토성은 1.08 등급, 화성은 좀더 어두워서 1.5 등급입니다.

2010년 8월 13일 저녁 7시 30분, 강원도 홍천에서 바라본 서쪽 하늘. 금성의 고도는 20도 남짓, 달은 월령 3.8일 고도 15도입니다.

토성과 화성은 서로 짝을 이루어 금성의 윗쪽 부근에서 점차 우측으로 이동하면서 하루가 다르게 변화하는 삼각형 모양을 이루게 될 것입니다. 8월 13일 저녁에는 이들 트로이카에 얇은 초생달이 가세하게 됩니다. 사진 속에 담기에 좋은 장면이 될 것입니다.

행성을 품고 있는 모성의 규칙적 움직임에 따른 doppler 편이를 감지해 내는 radial velocimetry.

Radial velocimetry는 모성과 외계행성이 서로 간의 공통된 중력 중심점을 도는 과정에서 초래되는 모성의 미세한 규칙적 흔들림을 감지해 내는 방법으로, 모성이 미세하나마 지구와 가까워졌다 멀어졌다를 반복하며 발생하는 도플러 효과로 인한 모성 스펙트럼의 주기적인 편이 현상을 밝혀 내는 것입니다. 51 Peg b의 경우 목성의 절반 만한 질량을 가진 큼지막한 행성이 모성에 0.05 천문단위로 바짝 붙어서 불과 4일 주기로 빠르게 공전하는 것으로 드러났습니다.

51 Peg b의 radial velocity 변화 곡선.

태양계 내의 풍경에 익숙한 우리에겐 상상하기조차 어려운 이색적 풍경이겠지만, 51 Peg b를 필두로 그와 유사한 소위 hot jupiter들의 발견 사례가 폭증하여 이젠 비교적 흔한 경우가 되어 버렸습니다.

사실 존재가 확인되었던 최초의 외계행성은 51 Peg b에 3년 앞선 1992년 폴란드의 Alexander Wolszczan 팀이 발견한 펄사 PSR 1257+12 주변을 도는 세 개의 행성이었습니다.

펄사 PSR 1257+12 행성계와 태양계의 비교.

중성자별의 주기적 전파 방출이 방해를 받는 양상을 감지하여 그 주변을 도는 행성의 존재를 가늠하는 소위 pulsar timing 기법을 이용했는데 PSR 1257+12의 경우 행성 공전 속도는 무려 1.5 ms로 측정되었습니다.

앞서 언급한 두가지 기법 - radial velocimetry와 pulsar timing - 은 간접적으로 외계행성의 존재를 증명하기 위한 방법으로서, 간접법에는 이 외에도 astrometry와 photometry가 더 있습니다. Astrometry는 모성과 외계행성이 공통된 중력 중심점을 도는 과정에서 초래되는 모성의 움직임, 말하자면 밤하늘 상에서 모성의 미세한 위치 변화를 감지해 내는 방법입니다.

위 그림은 우리 태양으로부터 10 parsec 떨어진 거리에서 astrometry 법으로 관측될 태양의 위치 변화로서 눈금 한 칸의 길이는 1 mas(즉 1천 분의 1 초각)입니다. 이와 같은 태양의 겉보기 운동은 주로 목성, 토성, 천왕성, 해왕성과 같은 거대 가스 행성의 영향이 결정적인 반면 지구의 영향은 극히 작은 것으로 되어 있습니다. 알려진 바에 따르면 지구상의 현역 망원경과 CCD 시스템으로 구분해 낼 수 있는 astrometry 상의 정밀도는 10 mas 정도가 한계로 되어 있습니다. 현 기술로 지구형 행성의 존재를 찾아내기 어려운 일면을 보여줍니다. 이를 극복하기 위해서 우주망원경을 이용하는 방법, 혹은 두 개 이상의 망원경을 동원하는 interferometry 기법 등 개량된 astrometry가 기대를 받고 있습니다.

Photometry는 모성의 미세한 밝기 변화를 파악하여 행성의 존재를 간접 증명하는 방법으로, 행성이 모성과 지구 사이를 공전해 지나가면서 모성을 부분적으로 차폐하여 규칙적으로 어둡게 보이도록 하는 transit을 포착하는 법이 있고(이것이야 말로 현실적으로 아마튜어가 중소형급 망원경과 CCD로 수행할 수 있는 관측법이 됩니다), 이와 별개로 외계행성계의 중력장에 의해 배경 별의 밝기가 증폭되는 양상을 추적하여 외계행성의 존재 가능성을 점치는 microlensing 기법도 포함됩니다.

요컨대 외계행성의 존재를 간접적으로 증명해 낼 수 있는 관측법으로는 radial velocimetry, pulsar timing, astrometry, photometry 등이 있는데, 그 가운데 제가 시도하고자 하는 방법은 photometry, 그 중에서도 photometric transit이 될 것입니다. 따라서 이 후 photometric transit에 대해 집중적으로 정리해 나가겠습니다.

금성: -4.2 등급, 시직경 18.62 초각. 초저녁 서쪽하늘에서 가장 확연하게 눈에 띄는 밝은 대상입니다. 망원경으로 확대해 보면 반달보다 약간 더 부풀어 있을 것입니다. 이번 여름의 끝무렵엔 초승달 모양이 될 것입니다.

화성: +1.5 등급, 시직경 4.8 초각. 토성 근처에 있으며 밝은 금성의 좌측 상단에 위치합니다. 이번 주 내에 화성과 토성이 가깝게 근접해 보이게 됩니다.

목성: -2.6 등급, 시직경 54.8 초각. 밤 10~11시 경부터 떠오르기 시작하여 밤새 남동쪽 하늘에서 밝게 빛나다가(남중은 새벽 4~5시 경) 새벽이 다 되어서야 서쪽 하늘로 기울기 시작합니다. 점차 관측의 호기를 맞이하고 있습니다.

대적반의 목성상 정중선 통과 시점(한국에서 관측 가능한 경우)
7월 25일: 05시 53분
7월 26일: 01시 44분
7월 28일: 03시 22분, 23시 13분
7월 30일: 05시 00분
7월 31일: 0시 5분

토성: +1.1 등급, 시직경 16.6 초각. 초저녁 금성의 왼쪽 상단에 위치한 두 행성 가운데 좀 더 밝은 것입니다(다른 하나는 화성). 8월 초에 이들 토성, 화성, 금성은 한데 모일 것입니다. 현재 토성 고리의 기울기는 3도 남짓으로 매우 가늘게 보입니다.

천왕성: +5.8 등급, 시직경 3.6 초각. 목성의 3도 서쪽에 위치합니다.

해왕성: +7.8 등급, 시직경 2.3 초각. 목성의 서쪽에 위치합니다.

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현재까지 확인된 외계행성은 466개로 발견 속도는 근래 들어 더욱 가속화되고 있습니다. 검출 방법으로 astrometry + radial velocity를 이용한 경우가 373개로 대다수를 차지하고 있습니다. 그 가운데 모성의 광도가 13등급보다 밝은 BTE(bright transiting exoplanet)도 70 케이스에 달하며 이들은 아마튜어가 관측하기 좋은 조건이 됩니다.

아마튜어가 외계행성(엄밀히 말하면 외계행성의 공전으로 인한 모성 밝기의 미세한 변화)을 관측해 낼 수 있을까요? 이 분야에 어떤 기여를 할 수 있을런지요. 실제로 여러 아마튜어들이 프로 천문학자들과 연합하여 외계행성의 검출 및 추적 연구에 기여하고 있습니다.

대개 프로 천문학자들은 일반 망원렌즈에 CCD를 부착해 만든 광시야 카메라로 밤하늘의 일정 구역을 수개월간 촬영, 조사하고 나서 이후 다른 구역으로 옮기기를 반복합니다. 이 과정에서 단기간(< 3 시간)에 미세한 광도변화(< 0.030 등급)를 보이는 현상을 주기적으로 (대개 < 3일) 반복하는 천체가 있으면 외계행성의 존재 가능성을 의심하게 됩니다. 이러한 경우 해상도가 뛰어난, 좀더 큰 구경의 망원경을 이용하여 혹시 이중성(eclipsing binary)은 아닌지 확인하게 됩니다.

그 다음 단계는 좀더 집중적인 관측을 통하여 그 별의 밝기가 예측된 주기에 맞춰 얼마만큼 변화하는지 확인하는 과정인데 이야말로 아마튜어 천문가가 기여할 수 있는 부분입니다. 끈기있고 섬세한 관측을 통해 얻은 광도 변화 곡선을 보면 그것이 바닥이 편평한 모양새(flat-bottomed curve)인지, 아니면 V 모양인지 식별해 낼 수 있습니다. 프로 천문학자들이 사용하는 망원경은 대개 오지, 고원지대에 위치해 있고 시간당 사용료를 지불해야 할 정도로 고가인데다가 시야가 좁기 때문에 이와 같은 꾸준한 추적 관측을 하기에 다소 부담을 받는 것으로 알려져 있습니다. 만일 별의 광도 감소폭이 30 밀리등급(mmag) 미만이면서 변화 곡선의 바닥이 편평한 모양이라면 외계행성이 모성의 천체면을 통과하면서 발생하는 현상일 가능성을 시사하게 됩니다.

이처럼 아마튜어가 외계행성의 존재 가능성을 좀더 명확히 하는 근거를 제시해 준다면, 프로 천문학자들은 확신을 가지고 그 천체의 radial velocity를 측정하여 외계행성의 크기와 밀도를 가늠할 수 있게 됩니다. 지금까지 이러한 과정을 통해 발표된 외계행성 가운데에는 뜨겁게 달구어진 거대 목성형 행성도 있고 지구와 유사한 작은 행성도 있었습니다. 물론 많은 이들의 관심을 모으는 부류는 후자이겠지요. 외계생명체의 존재를 상상하게끔 하니까요.

요컨대 아마튜어의 역할은 품질 좋은 광도 변화 곡선을 얻는 일입니다.

광도 변화 곡선은 프로 천문학자들이 천문대에서도 하는 작업이지만 그들보다 열악한 조건에 있는 아마튜어들이 하려니 신경 쓸 것도 많습니다. 추적 촬영을 위한 정밀한 광축 조절은 물론이고 관측 도중 기온 변경에 따른 촛점의 변화도 신경쓰이는 문제이며 천문대에서 사용하는 액화 질소 냉각 CCD에서는 별 문제되지 않는 dark current thermal noise라든가, 소구경의 망원경에서 불거지는 scintillation noise도 아마튜어들이 감당해야 할 몫입니다. 대개 고지대, 최적의 장소에 위치하고 있는 천문대에 비해 현격히 떨어지는 관측 조건, 그로인한 불량한 시상 또한 아마튜어들의 핸디캡입니다.

하지만 이런 불리함을 극복하는 것이 아마튜어 천문의 즐거움이라고 할 수도 있겠습니다. 밤하늘 깊은 곳의 이쁜 이미지를 담는 것도 재미있겠지만, 이처럼 그 사이에서 돌아가는 역동적인 현상을 포착해 내고 지켜보면서 결과를 도출해 내는 것 또한 그에 못지 않는 보람이겠습니다.

알려진 가장 큰 프로펠러인 Bleriot. 밝은 양 날의 프로펠러를 휘감고 있습니다. 날 하나의 길이는 110 km. 대략 1 km 크기의 미세 위성 주변에 야기된 현상일 것으로 추정되고 있습니다.

그 독특한 모양 때문에 “프로펠러”라고 불리우는 얼음 파편들의 꼬임 현상 또한 좋은 예가 될 것입니다. 그동안 카시니는 A고리 안쪽 세 가닥의 좁은 지역 내에서 이와 같은 프로펠러들을 수천 개나 발견해 냈습니다. 아마도 카시니가 토성에 도착하기 훨씬 전부터 이미 존재했을 이 물체들은 고리 시스템 안에 파묻혀 돌고 있는, 너무 작아서 잘 보이지도 않는 미세 위성(moonlet) 주변을 따라 발생하는 현상으로 추정되고 있습니다.

코넬 대학의 Matthew Tiscareno 씨(”프로펠러맨”으로 불립니다)는 이 같은 물체가 2006년 카시니에 의해 처음 발견되었을 때부터 줄곳 주목해 왔습니다. 그는 프로펠러의 양 날이 입자들로 가득찬 공간을 배경으로 비어있는 모양이던가, 아니면 반대로 비어있는 공간에서 프로펠러 모양으로 모인 작은 입자들의 뭉침이거나 둘 중 하나일 것으로 보았습니다. 어떤 경우이던 간에 이러한 현상을 야기시키는 미세 행성을 직접 눈으로 확인하려면 그 크기가 최소한 300 m 이상은 되어야 할 것이라 주장하였습니다.

그동안 프로펠러들은 신출귀몰한 것으로 알려져 왔지만 최근 Tiscareno 등이 Astrophysical Journal Letters에 밝힌 바에 따르면 그 가운데 큰 녀석들의 직경은 수천 마일에 달하며 지난 4년 동안 꾸준히 추적해 올 수 있었다고 합니다. 거대 프로펠러들의 위치는 작은 것들에 비해 대체로 토성 본체와 멀리 떨어져 있는 것이 특징으로, 대개 A고리의 바깥 가장자리부터 Encke 간극 사이의 2,000 마일 너비의 지역에 분포하는 것으로 알려졌습니다. Tiscareno는 이들 중 11개에 별명을 붙였는데 초기 비행사들의 업적을 기념하며 Lindbergh, Earhart, Sikorsky, Richthofen 등의 이름을 이용했습니다. 특히 프랑스의 비행사인 Louis Bleriot의 이름을 딴 Bleriot은 카시니에 의해 100회 이상 포착되었습니다.

Encke 간극 바로 바깥쪽, A 고리의 안쪽에 위치한 프로펠러 Earhart.

Bleriot을 추적하며 알게 된 사실은 매번 예측한 시점에 해당 장소에 나타나지 않더라는 것입니다. 대략 수백 마일의 오차를 보이면서 예상보다 일찍 나타나거나 때론 지연되어 나타나곤 했습니다. 아마도 프로펠러 미세 위성들의 궤도는 주변의 다른 거대 위성들과의 상호 인력에 의해 크게 동요되는 듯 했습니다.

이러한 불안정성은 이들 프로펠러 위성들의 향후 운명을 예측하는데도 어려움을 가져옵니다. 일반적으로 프로펠러 위성은 토성의 고리 시스템을 공전하다가 서서히 바깥쪽으로 밀려 나가다가 완전히 벗어나게 되는데 이와 같은 과정은 Atlas의 경우를 통해 확인된 바 있습니다. 하지만 Bleriot의 경우를 보면 주변 인력과의 상호 작용이 때로는 이와 같은 이탈 과정을 지연시키는 듯 합니다.

고리 안에 내재된 작은 위성들은 토성 고리의 기원을 연구하는데 많은 도움을 줍니다. 그 위성들이 단순히 성긴 먼지들의 뭉치가 아닌 단단한 덩어리로 판명된다면, 이들은 초기 토성 인력의 방해로 온전한 위성이 되는데 실패한 낙오자들일 수 있습니다. 혹은 그 반대로 오래전 토성의 주변을 돌던 위성이 파괴되어 고리를 형성하고 남은 잔재일 수도 있습니다. 많은 고리 연구자들은 현재의 토성 고리가 만들어지려면 대략 Mimas 만한 직경 400 km 정도의 위성 하나가 필요할 것으로 추산하고 있습니다. 파괴된 시점에 대한 예측은 수십억년 전부터 불과 1억년 전까지 다양합니다.

다행이도 카시니는 2017년까지 임무를 계속 수행할 수 있을 것으로 보입니다. Tiscareno 팀은 좀더 여유를 갖고 프로펠러들의 비밀을 파해칠 수 있을 것입니다.

Strange Twists in Saturn’s Rings. Kelly Beatty. Sky&Telescope, July 16, 2010.

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