태양계의 바깥쪽 지대는 거대한 가스 행성과 행성급 덩치를 지닌 위성이 존재하는 곳인가요?
태양계
태양계의 바깥쪽 지대는 거대한 가스 행성과 행성급 덩치를 지닌 위성이 존재하는 곳이다. 센타우루스 족을 포함한 많은 단주기 혜성도 이 지역에 공전궤도를 형성하고 있다. 이들은 태양에서 매우 멀리 떨어져 있기 때문에, 물을 비롯한 암모니아, 메탄 등의 휘발성 물질이 천체에서 차지하는 비중이 지구형 행성에 비해 크다. 그 이유는 낮은 온도에서 이들 휘발성 물질은 고체 상태로 존재할 수 있기 때문이다.
외계행성의 겉모습
수다르스키(Sudarsky) 행성분류 시스템은 외계행성 중 목성과 같은 가스행성들의 겉모습이 온도에 따라 달라진다는 이론적인 분류이다. 이 이론은 수다르스키가 집필한 논문인 "Albedo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets"에 처음 등장했고, "Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets"에서 보충 설명되었다.
행성 거주가능성
'질량이 작다'라는 것은 상대적인 표현이다. 지구는 가스 행성들에 비하면 질량이 작아 보이지만, 지구형 행성들 중에서는 반지름과 질량 그리고 밀도가 가장 크다. 지구는 자체 질량만으로 공기를 충분히 붙잡아 둘 수 있으며, 핵은 녹은 상태이기 때문에 지각 표면의 복잡한 지질학적 활동을 지속적으로 유지시켜 준다.(행성 핵 내에 있는 방사성 원소의 붕괴는 행성 내부열의 또 다른 원인이다) 반대로 화성은 거의(또는 완전히) 지질학적으로 죽었으며 갖고 있던 대기 대부분을 잃어버렸다. 그러므로 생명체가 살 수 있는 질량 하한선은 화성과 지구-금성 중간 영역에서 형성된다고 추론하는 것이 합당할 것이다. 그러나 2008년 하버드-스미소니언 천체물리학센터의 한 연구에 따르면 하한선 질량은 훨씬 더 높을 것이라고 했다. 이 주장에 따르면, 지구는 생명체가 살 수 있는 행성질량 하한선 수준의 천체로, 지금보다 질량이 조금 더 작았다면 판 운동은 일어날 수 없었을 것이다. 금성은 지구 질량의 81퍼센트 수준인데 지각 활동의 어떤 흔적도 없다. 역으로 지구보다 질량이 큰 '슈퍼지구'들의 경우 지구보다 더 활발한 지각 활동을 보여줄 것이며, 생명체를 품을 수 있는 범위 내에 넉넉히 들어간다. 예외적인 상황에서는 예외적인 사례도 등장하게 된다. 목성의 위성 이오(지구형 행성들보다 질량이 작다)는 목성과의 기조력으로 인해 화산 활동이 활발하며, 바로 그 바깥을 돌고 있는 유로파는 얼어 있는 지각 아래에 물로 이루어진 바다가 있는데 이 역시 목성의 기조력으로 내부가 녹은 것이다. 반면 토성의 위성 타이탄은 두꺼운 대기를 지녔고, 표면에 있는 액체 메탄에서 생화학 반응이 일어날 가능성이 있다. 이들 위성들은 예외적인 존재이지만, 질량이 생명체 존재 가능성에 확정적인 영향을 미치는 변수가 아님을 보여주고 있다.
뜨거운 목성
그러나 전형적인 뜨거운 목성은 어머니 항성에서 불과 0.05 천문단위밖에 떨어져 있지 않다. 어머니 항성이 태양과 비슷한 별일 경우 이렇게 가까운 궤도를 도는 행성이 단위 면적당 받는 복사 에너지량은 지구의 수백 배에 이른다. 이전에는 외계 행성계는 우리 태양계와 비슷한 구조를 갖고 있을 것으로 예상했지만, 실제 외계 행성 중 적지 않은 숫자가 이와 같이 작열하는 목성 형태였고 이는 천문학계에 큰 충격을 주었다.
외계의 지적생명탐사
슈퍼 지구는 태양계 밖 수많은 외계 행성 중 지구와 유사한 환경이면서 지구의 몇 배 크기를 지닌 행성이다. 행성 표면 온도가 액체인 물이 존재할 정도로 알맞은 상태의 거리인 '생명체 거주가능 영역'에 속한다. 인간이 거주 가능한 외계 지역으로 점처지며, 외계 생명체의 존재 가능성도 추측되고있다. 2005년 이후 꾸준히 발견되고 있다.
토성의 고리
토성의 두번째로 큰 위성 레아는 고체 입자로 구성된 원반 내에 세 개의 좁은 띠를 포함하는 매우 작은 고리계를 가지고 있을 것으로 가설화 되었다. 이러한 가설상의 고리는 발견되지는 못했지만, 2005년 11월 카시니의 관측에서, 레아 근처에서의 토성의 자기권의 고에너지 전자의 부족으로부터 그 존재가 추정되었다. 자기권 영상 기구("Magnetospheric Imaging Instrument", MIMI)는 위성의 양면의 플라스마 흐름에서 세 개의 급격한 감소가 간간이 끼어드는, 거의 대칭적인 패턴을 보이는 부드러운 변화를 관측했다. 플라스마가 아마 수 데시미터에서 약 1미터 직경의 입자로 구성된 고밀도 고리 또는 고리 호를 포함하는 적도의 원반 모양의 고체 물질에 의해 흡수된 것이라면, 이를 설명할 수 있게 된다. 레아의 고리의 존재를 드러내는 더 최근의 증거 일부는 위성의 적도 2도 이내의 둘레 근처에 4분의 3 만큼 뻗어 있는, 일사불란하게 분포된 자외선상의 작고 밝은 점들의 집합이다. 이 점들은 궤도에서 벗어난 고리 물질의 충돌 지점으로써 설명된다. 그러나, 카시니의 목표가 된 가설상의 고리 면의 여러 각도에서의 관측에서는 아무것도 나타나지 않았다. 이는 그러한 불가사의한 특징에 대한 또다른 설명이 필요함을 시사한다.
태양계의 형성과 진화
태양과 가까운 지역(4천문단위 이내)은 온도가 높아서 물이나 메테인과 같은 휘발성 분자들이 압축될 수 없었기 때문에, 여기서 생겨난 미행성들은 금속류(철, 니켈, 알루미늄) 및 규산염 암석 등과 같이 녹는점이 높은 물질로만 이루어지게 되었다. 이런 암석 천체는 종국적으로 수성을 비롯한 금성, 지구, 화성과 같은 지구형 행성이 되었다. 지구형 행성을 이루는 물질은 우주에서 매우 희귀한 존재이기 때문에(성운 질량의 0.6퍼센트에 불과하다.), 지구형 행성은 크게 자라날 수가 없었다. 아기 암석 행성은 현 지구 질량의 약 10퍼센트 수준까지 자랐고, 태양 생성 후 약 10만 년 동안 물질을 끌어모으는 것을 멈췄다. 이후 이들은 충돌하고 뭉쳐지는 과정을 다시 시작했고, 지금의 크기로 자라나게 된다. 이들보다 바깥쪽에 있던 미행성 물질은 목성의 중력 효과 때문에 서로 뭉칠 수 없었고 소행성대로 잔존하게 되었다.
목성형 행성(목성, 토성, 천왕성, 해왕성)은 동결선(화성과 목성 궤도 사이이며, 동결선 바깥쪽부터는 태양 광선이 약하기 때문에 얼음 화합물이 고체로 존재할 수 있다.) 바깥쪽에서 생겨났다. 목성형 행성을 만든 얼음 물질은 거기에서 규산염 암석이나 금속보다 훨씬 더 흔한 존재였기 때문에 목성형 행성은 크게 자라났고, 질량이 커지면서 주변의 수소와 헬륨(우주에서 가장 흔한 원소들)을 효과적으로 끌어당길 수 있었다. 동결선 바깥쪽에 있던 미행성들은 3백만 년 동안 대략 지구 질량의 네 배 수준으로 자라났다. 현재 네 개의 가스 행성은 태양 주위를 공전하는 물질 총량의 99퍼센트에 약간 못 미치는 질량을 차지하고 있다.
금성 일면통과
2004년 관측은 외계 행성 발견 기술을 향상시키기 위한 목적에서 행해졌다. 기존에 발견된 외계 행성들은 대부분 목성이나 토성(작아도 최소 천왕성, 해왕성 정도)같은 가스 행성들이 대부분으로, 이들은 질량이 매우 크고 자전 주기가 짧으며 어머니 항성을 뒤흔드는 정도가 커서 지구에서 발견이 상대적으로 쉬웠다. 외계 행성의 주요한 탐사법은 항성의 시선 속도 변화를 관찰하거나, 또는 중력 렌즈를 이용하여 아인슈타인 고리 현상을 통해, 뒷배경의 별들 앞을 지나가는 항성이 행성을 지니고 있는지의 여부를 찾아내는 것 등이다. 타 항성 앞을 지나가는 일면통과법을 통해 발견된 외계 행성들도 있다. 금성도 태양을 가리면서 태양광 일부를 차단한다. 그러나 금성 정도로 작은 외계 행성을 발견하기 위해서는 보다 정교한 측정 장치가 필요하다. 금성이 식 현상을 일으킴으로 인해 감소한 태양의 광도는 0.001에 불과했다. 다른 외계 암석 행성들도 이와 비슷한 양상을 보일 것이다.
핵 (행성)
또한, 가스 행성의 핵에는 철이 풍부하다. 비록 그 핵은 지구형 행성보다는 덜 비례하지만, 그 크기는 지구보다 크다. 목성의 핵은 지구 질량의 약 12배, (목성 총 질량의 3 %) 외계 행성인 HD 149026 b의 핵은 지구 질량의 약 70배 가량 되는 것으로 추정된다.
태양계
해왕성 궤도 너머에 있는 해왕성 바깥 천체는 여전히 미지의 세계이다. 이 천체는 대부분 매우 작으며(가장 큰 것이 지구 직경의 5분의 1이고, 질량은 달보다도 작다), 암석과 얼음으로 이루어져 있다. 혹자는 이 구역을 “외태양계”(Outer Solar System)라고도 하는데, 또 다른 사람들은 이 용어를 소행성대 너머의 구역(외행성계)을 가리킬 때 사용해, 혼동이 있다.
베가
베가 주위에서 적외선의 초과 복사 현상이 관측되었는데, 여기서 베가는 먼지로 이루어진 별주위 원반을 거느리고 있다고 예상할 수 있다. 이 먼지는 베가 주위를 도는 천체 두 개가 서로 충돌하여 거기서 나온 파편들로 이루어진 것으로 보인다. 이는 태양계의 카이퍼 대와 비슷한 모양새이다. 베가처럼 항성 주위에서 적외선 초과 복사가 관측되는 항성들을 베가형 항성이라고 부른다. 베가 주위 원반에서 관측되는 불규칙함을 통해 적어도 한 개의 행성이 존재할 것으로 추측되며, 이 행성의 질량은 대략 목성 정도로 보인다.
희귀한 지구 가설
태양계에 있는 암석 행성들은 수성이나 금성처럼 위성이 없거나, 혹은 있어도 화성처럼 작은 천체(소행성이 화성의 중력에 붙잡힌 것으로 보인다)만을 거느리고 있다. 그러나 지구의 달은 특이하다. 지구의 질량에 대한 달의 질량의 비율은 위성이 갖는 값으로서는 매우 높으므로, 달과 지구를 이중 행성계로 보는 과학자들도 있다.
태양
태양은 암석 행성들과는 달리 명확한 바깥 경계가 없고 태양의 가스층 밀도는 중심부에서 멀어질수록 기하급수적으로 낮아진다. 그럼에도 불구하고 태양 내부는 그 성질이 명백히 구별되는 층으로 나뉘어 있다. 태양 반지름은 중심부에서 광구 바깥면까지 측정한다. 광구 최외곽층은 단순히 말하자면 가스 온도가 낮아 막대한 양의 빛을 복사할 수 없는 곳이다. 따라서 태양 표면은 맨눈으로 보이는 곳까지 말한다.
외계 행성
지금까지 발견된 외계 행성들 중 대부분은 간접적인 방법을 통해 발견했다.몇몇을 빼고 거의 대부분의 외계 행성은 지상에서 관측하여 찾아낸 것이다. 그러나 지구 대기의 떨림에 영향받지 않는 관측 기구를 우주로 쏘아 보내는 계획들이 진행되고 있다. COROT은 2006년 12월 발사되었으며 현재 우주 공간에서 외계 행성 탐사 임무를 맡고 있는 유일한 우주 탐사 계획이다. 허블 우주 망원경도 여러 개의 행성을 찾아냈다. 앞으로 실행 예정에 있는 외계 행성 탐사 계획으로 케플러 계획, 뉴 월드 계획, 다윈, 우주 간섭계 계획, PEGASE 등이 있다.
태양계의 형성과 진화
외부 태양계의 진화는 태양 근처에서 초신성이 폭발했거나, 또는 태양계가 성간 구름을 통과함으로써 영향을 받았다고 보인다. 외부 태양계 천체의 표면은 태양풍, 작은 운석, 성간 물질 내 중성 성분과 부딪혀 우주 풍화 과정을 겪은 것으로 보인다.
외계 행성
그러나 평범한 항성 주위를 도는 사례 중 최초는 페가수스자리 51 b였다. 이 행성은 메이어와 퀠로즈가 1995년 10월 6일자 네이처 지에 발견 사실을 기고했다. 천문학자들은 당시 이 행성이 '뜨거운 목성'이라는 사실에 당혹해 했지만, 이후 비슷한 사례가 추가로 계속 발견되면서, 어머니 항성 바로 옆을 붙어 도는 사례는 흔한 것임을 알게 되었다.외계행성에 대한 연구가 심화될수록, 어떤 조건의 행성에서 외계 생명체들이 존재할지에 대한 의문도 커져 왔다. 관측 기술이 정교해지면서 가스행성 뿐 아니라 보다 작은 질량의 행성들을 탐지할 수 있게 되었다. 현재 보통의 별 주위를 도는 행성들 중 지구의 수 배 질량 정도의 행성까지 찾아내는 수준에 이르렀다. 이는 지구와 같이 생명체가 존재하는 행성이 있을 것이라는 논리를 가능하게 해 준다.
고래자리 타우
2012년 12월 19일 고래자리 타우 주위에 행성 다섯 개가 있음을 입증하는 증거가 제출되었다. 이 행성들의 최소질량은 지구의 2~6배 사이였고 공전주기는 14일부터 640일까지 다양하다. 이들 중 고래자리 타우 e는 태양과 지구 거리의 절반 정도 떨어져 어머니 별을 돌고 있는 것으로 추측된다. 타우별의 밝기가 태양의 52 퍼센트이고 행성 궤도가 0.552 천문단위이므로 e가 받는 단위 면적당 에너지는 지구가 받는 양의 1.71배일 것이다. 이는 금성이 지구 1.91배 에너지를 받는 것보다 약간 약한 수준이다. 그럼에도 불구하고 일부 논문에서는 e가 생명체 거주가능 영역 안에 있는 것으로 설정하고 있다. 행성 거주가능성 연구소(Planetary Habitability Laboratory)는 바깥쪽을 돌고 있는 행성 고래자리 타우 f가 생물권 바깥쪽 경계에 아슬아슬하게 걸쳐 있다고 분석했다. 참고로 f가 받는 열은 지구의 28.5 퍼센트 수준이다.(화성이 받는 에너지는 지구의 43 퍼센트이다.)
외계행성의 겉모습
2000년까지만 해도 당시 발견된 외계행성 중 수다르스키의 유형I에 해당되는 가스행성은 없었다. 그러나 현재 I형으로 추측되는 외계행성은 큰곰자리 47 c, 제단자리 뮤 c가 있다. 이들의 질량은 최소 목성의 1~2배 정도이며, 모항성은 태양 정도의 밝기를 지니고 있고, 공전궤도의 이심률은 크지 않고, 약 5AU 정도 떨어진 궤도를 돌고 있다.
오릴리아와 블루 문
1부작은 우리 은하의 변두리에 있는, 적색 왜성을 도는 지구와 비슷한 크기의 외계 행성 오릴리아에 대해 다루고 있다. 이 행성은 비교적 최근에 발견된 외계 행성 글리제 581c와 비슷하다. 2부작은 블루 문으로 불리는 한 위성에 대해 다루고 있다. 이 위성의 어머니 행성은 쌍성계 내에 있는 거대 가스 행성이다.
거대 행성
거대 기체 행성("gas giant")이라는 용어는 공상과학소설가 제임스 블리쉬가 1952년에 만든 용어로, 본래 모든 거대 행성을 일컫는데 사용되었다. 이 용어는 높은 압력으로 인해 이러한 행성의 체적의 거의 대부분을 이루는 구성 물질이 기체 형태가 아니기 때문에 적절하지 않다. 중심핵과 대기 상층부의 고체 이외에, 모든 물질은 기체와 액체 상태의 구분이 없는 임계점 이상이다. 유체 행성("fluid planet")은 그보다 더 정확한 용어이긴 한데, 목성도 중심부 근처에 금속성 수소를 가지고 있긴 하지만 행성 체적의 상당량이 임계점 이상에 있는 수소와 헬륨, 그리고 극미량의 다른 기체이다. 이러한 모든 행성의 관측 가능한(광학적 깊이가 작은) 대기는 반경에 비해 상당히 얇은데, 중심으로부터 반경의 약 1 퍼센트까지만 뻗어 있다. 그리하여 관측 가능한 부분은(지각이 보일 정도의 기체형 대기를 가진 화성과 지구에 비해서는) 기체형이라 할 수 있다.
외계행성의 겉모습
외계행성의 겉모습은 거의 알려져 있지 않다. 그 이유로, 외계행성은 지구로부터 너무나 멀리 떨어져 있기 때문에 망원경을 통하여 직접 관측하기가 어렵기 때문이다. 게다가 지금까지 발견된 외계행성계 중 우리 태양계처럼 행성들이 배치되어 있는 곳은 거의 없으므로, 태양계 행성들의 외관을 기초로 외계행성들의 모습을 유추하기도 쉽지 않다. 지금까지 발견된 대부분의 외계행성은 '뜨거운 목성'이다.
외계 행성 주인별
작은 행성(또는 지구 질량과 비슷하거나 좀 더 큰 행성)은 거인 행성보다 흔한 것으로 보인다. 또한 큰 궤도로 항성을 도는 행성이 가까이 붙어 작은 궤도를 그리는 행성보다 많은 것으로 추측된다. 여기에 기초하여 태양과 유사한 별 중 20%가 적어도 거인 행성을 하나 이상 거느릴 것으로 보이며 40%가 이보다 질량이 작은 행성을 데리고 있으리라 추측된다.
2002년~2007년 사이 수집된 중력 렌즈 자료를 연구하여 2012년 발표된 연구결과에 따르면, 우리 은하에 있는 어떤 항성 주위에는 평균적으로 궤도반지름 0.5~10 천문 단위 안에서 1.6개의 행성이 돌고 있으며 이는 예상보다 훨씬 높은 확률이다. 이 논문의 연구진은 ‘항성이 행성을 거느리는 것은 예외적인 사건이라기보다는 하나의 법칙이다.’라고 결론지었다.
2013년 11월 유사태양 중 22±8%가 지구 크기 행성을 생명체 거주가능 영역 내 데리고 있음이 밝혀졌다.
행성계
우리 태양 외에도 수많은 항성이 행성을 거느리고 있음이 밝혀졌다. 어떤 항성이 행성을 거느릴 확률은 아직 정확히 규명되지는 않았으나, 태양 비슷한 별 중 약 3~4.5%가 거대 행성을 거느리고 있으며 슈퍼지구나 지구급 행성의 경우 더 흔한 것으로 추측된다.
행성 거주가능성
둘째로 가스 행성처럼 큰 질량의 행성이 생물권 내 또는 근처에 있어서는 안 된다. 이렇게 무거운 천체는 지구 비슷한 행성이 생겨나는 것을 방해한다. 예로 소행성대 천체들은 목성과의 공명 때문에 행성으로 뭉치지 못한 것으로 보인다. 만약 금성과 화성 궤도 사이에 가스 행성이 있었다면 지구는 지금 질량 수준으로 커지지 못했을 것이다. 다만, 생물권 내에 있는 가스 행성 주위에 생명체가 살 만한 거대한 위성이 존재할 가능성은 있다.
화성
화성 지형의 몇 가지 기본적인 특징은 다음과 같다. 화성은 극 지방이 언 물과 이산화탄소를 포함하는 얼음 지대로 덮여 있다. 또한 화성에는 발레스 매리너리스(Valles Marineris) 또는 "화성의 흉터"라고 불리는 태양계에서 가장 큰 [협곡 지대]가 있다. 이 협곡 지대는 4000km의 길이에 깊이는 7km에 이른다.
외계 위성
외계 위성이 발견되지 않았기 때문에 이들의 물리적 특징은 밝혀진 바가 없다. 우리 태양계의 위성들처럼 외계 위성들도 다양한 형태를 띠고 있을 것이며, 개중 일부는 생명체를 품고 있을 가능성도 있다.
태양계
이후 태양의 외곽층은 우주로 떨어져 나가고 중심부에 극도로 빽빽하게 압축된 백색왜성만이 남는다. 이 천체 부피는 지구와 거의 비슷하지만, 질량은 태양의 절반이나 될 것이다. 떨어져 나간 외곽층은 우리가 행성상성운이라고 부르는 구조를 형성할 것이며, 태양을 구성하고 있었던 물질 중 일부를 우주 공간으로 되돌려 놓을 것이다.
헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성
헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성의 발견에 앞서, 우주에서 가장 큰 규모의 계층적 구조의 증거가 초은하단과 필라멘트 규모에서 보여졌다. 약 2억 5천만~3억 광년의 거대한 규모에서부터는 더 이상 프랙탈 구조가 보이지 않는다. 그래서 이를 "거대함의 끝"("End of Greatness")이라고 일컫는다. 이 규모에서 나타나는 균질성과, (우주배경복사로부터 측정된)우주의 겉보기 평균 밀도는 상한 균질성 규모가 그보다 약 4배 정도 큰 12억 광년임을 시사한다.(10억~12억 광년, 307~370 Mpc) 야다프 등은 우주의 프랙탈 차원에 기반하여, 최대 규모가 상한 균질성 규모보다 일관되게 작은 260/h Mpc일 수 있다고 주장했다. 일부 과학자들은 균질성 규모의 측정에 기반하여, 구조의 최대 크기가 약 70~130/h Mpc일 것이라고 주장하기도 했다. 그러나, 우주에서 물질의 균질하고 등방적인 분포에 따른 규모보다 거대한 구조는 예측되지 못했다. 그들의 주장에도 불구하고, 일부 구조는 그 규모를 일관되게 넘으면서 발견되었다. 그러한 구조는 다음과 같다.현재 우주의 진화의 표준 모형인 람다-CDM 모형(ΛCDM)으로 알려진, 우주 대폭발의 현대적 매개변수화에 따르면, 우주는 그리스어 대문자, 람다(Λ)에 해당하는 암흑에너지와, 차가운 암흑물질("Cold Dark Matter", CDM)을 가지고 있는 것으로 나타난다. 이 모형에 따라, CDM의 그물과 유사한 실을 따라 형성된 은하 필라멘트와 같은 구조가 나타난다. 가장 큰 규모의 우주의 구조도 이 CDM이 지배하는 것으로 추정된다. CDM은 중력적으로 바리온 물질을 끌어당기는데, 천문학자들이 보는, 길고 얇은 초은하단 장벽은 바로 이 "보통"("normal") 물질이다.
K형 주계열성계의 생명체 거주가능성
K형 주계열성은 외계 생명체를 거느리는 항성의 후보이다. 이들은 태양보다 주계열 단계에서 오랫동안 머물러 별 주위를 도는 어떤 행성에서 생명체가 탄생할 수 있게 해 준다. 태양처럼 K형 별 역시 '골디락스 별'로 불리며 자외선을 제외한 복사에너지 영역에서 방사선을 넉넉히 방출하여 K별 주위를 도는 행성 표면에 액체 형태로 물이 존재 가능할 정도의 온도를 형성해 준다. 이 경우 생명체 거주가능 영역은 항성으로부터 0.25 ~ 1.3 천문 단위로 이 영역 안을 도는 행성은 항성으로부터 적절히 떨어져 있어 조석력을 강하게 받지 않아 행성의 한쪽 면이 항성을 향해 고정될 가능성이 줄어든다. K형 별은 생명체에 치명적인 항성 플레어가 자주 발생하지 않아 안정적인 진화에 도움이 된다. 반대로 적색 왜성은 거주가능 영역이 항성에서 매우 가까워 행성이 자전을 멈출 가능성이 높으며 항성 활동이 너무 활발하여 생명체에게 부정적인 환경을 조성한다. K형 항성 주변에서 발견된 외계 행성은 몇 되지 않으나 이들은 외계 생명체를 품을 가능성이 높은 후보이다.
외계행성의 겉모습
게자리 55 b, HD 209458 b가 IV형의 후보이다. HD 209458b의 경우 2001년 NASA는 이 행성의 일면통과 과정에서 나트륨이 대기 중 포함되어 있음을 검출했다. 그러나 그 양은 생각보다 적었다.
이오 (위성)
400개 이상의 활화산을 가진 이오는 태양계에서 지질학적으로 가장 활발하게 움직이는 위성 중 하나다. 이오의 극단적인 지질 활동은 목성과 다른 갈릴레이 위성인 유로파, 가니메데, 칼리스토가 밀고 당겨 생기는 조석 가열 때문이다. 여러 화산들은 표면 위 500km까지 황과 이산화 황의 연기를 뿜어내고 있다. 이오의 표면은 규산염 지각에서 벌어지는 압축에 의해 생긴 100개 이상의 산이 덮고 있다. 그 중 일부는 에베레스트 산보다 더 크다. 이오의 구성은 외태양계에 있는 다른 위성들과 다르다. 외태양계의 위성들은 주로 얼음으로 구성되어 있는 반면, 이오는 용융 상태의 철과 철 핵을 둘러싼 규산염 암석으로 이루어져 있고, 표면은 황과 이산화 황의 서리로 덮여 있다.
목성형 행성
다만 이들이 우리 태양계의 가스 행성과 다른 점이라면, 목성과 토성은 태양으로부터 비교적 멀리 떨어져 있는 반면 상당수의 외계 가스 행성들은 항성의 바로 옆을 빠르게 공전하고 있다는 것이다. 따라서 이들은 목성이나 토성과는 다른 독특한 특징을 보여 줄 것으로 추측된다.
외계 행성
수 세기에 걸쳐 많은 철학자와 과학자들은 외계 행성이 있으리라고 추측해 왔으나 이들이 얼마나 흔하게 있는지 또는 우리 태양계와 외계 행성계가 얼마나 비슷한지 알 방법이 없었다. 19세기부터 외계 행성을 찾았다는 발표가 여러 번 있었으나 천문학자들의 검증 결과 이 모든 주장들은 기각되었다. 1992년 펄서 PSR B1257+12 주위를 도는 암석 행성들의 존재가 최초로 검증, 발표되었다. 주계열성을 도는 행성 중 최초로 확인된 행성은 페가수스자리 51을 4일에 한 바퀴 도는 가스 행성 페가수스자리 51 b이다. 관측 기술의 향상 덕분에 이후 외계 행성의 발견 속도는 상승했다. 몇몇 외계 행성은 망원경으로 직접 사진을 찍었으나 대다수는 시선 속도와 같은 간접적인 방법으로 발견되었다.
HD 23079 b
과학자들은 b의 질량이 크기 때문에 암석 행성이 아닌, 태양계의 가스 행성들과 비슷한 형태를 띠고 있으리라 추측하고 있다. 수다르스키의 외계 행성 겉모습 분류에 따르면 b는 대기 상층이 물의 구름으로 가득하여 창백한 흰색의 공처럼 보일 것이다.
천문학
태양계는 내행성, 소행성대, 외행성의 세 부분으로 크게 나눌 수 있다. 내행성계로 일컫는 지구형 행성들로는 수성, 금성, 지구, 화성이 있다. 바깥쪽을 공전하고 있는 외행성계는 가스 행성들로 이루어져 있으며, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성으로 구성되어 있다. 해왕성 너머로는 카이퍼대가 존재하며, 가장 바깥쪽에는 최대 1광년에 이르는 거리까지 오르트 구름이 펼쳐져 있다.
발광적외선은하
우리가 이러한 은하에서 오는 빛을 볼 수 없는 이유는 이들이 풍부한 가스를 가지기 때문이다. 이는 은하 내의 가스가 대부분의 빛을 흡수하여 적외선에서 재방출함을 의미한다. 우주에서 LIRG와 같이 극단적인 광도를 가지는 대부분의 은하는 활동적인 블랙홀을 가지고 있는 것으로 알려져있다. LIRG는 LIRG가 아닌 은하보다 우주의 빽빽한 부분에 위치하는 것으로 밝혀졌다.
센타우루스자리 알파
일부 천문학자들은 알파 항성계에 행성이 있다고 하더라도 표면은 바싹 말랐거나 대기가 날아가고 없으리라고 추측했다. 태양계에서 목성과 토성은 혜성들의 궤도를 내행성 쪽으로 트는 데 중요한 역할을 했다. 이 혜성들은 내행성에 물 또는 여러 형태의 얼음 물질을 공급했다. 그러나 센타우루스자리 프록시마가 우리 태양계의 목성·토성 역할을 하여 A와 B 근처에 휘발성 물질을 공급했을 가능성이 있다. 또는 B와 A가 자신의 중력으로 혜성의 궤도를 틀어 상대 짝별 내행성 궤도에 혜성을 접근하도록 작용했을 수도 있다. 혜성들은 처음에는 항성계 멀리 있는 거대한 오르트 구름 내에 자리잡고 있다가 가스 행성이나 주변을 지나가는 다른 별의 중력 때문에 어머니 별을 향해 궤도를 틀게 되며, 이들이 내행성으로 접근하게 된다. 그럼에도 센타우루스자리 알파 쌍성계 주변에 이런 오르트 구름이 있다는 증거는 없으며, 이론적으로 오르트 구름은 항성계 생성 초기에 완전히 사라졌을 것이다.
외계 위성
일반적으로 위성은 행성 주위를 도는 존재이지만, 갈색 왜성 주위를 행성급 천체가 돌고 있다는 사실이 발견되면서 행성과 위성 사이의 구별은 모호하게 되었다(갈색 왜성은 가스 행성보다는 훨씬 더 무겁지만, 질량이 작아서 항성이 되지 못한 천체이다). 이 혼란스러움을 해결하기 위해 국제 천문 연맹은 행성을 '실제 질량이 중수소가 열핵 반응을 일으킬 수준 아래에 있는 천체'(태양 정도의 중원소를 포함하고 있다고 가정할 경우 목성질량의 13배 수준) 및 '항성 또는 항성의 잔해 주위를 돌고 있는 천체'(만들어지는 과정에 상관없이)로 정의했다.
뜨거운 해왕성
뜨거운 해왕성()은 가설상의 천체로, 모항성으로부터 보통 1 천문단위 이내의 가까운 거리를 돌고 있는 해왕성급 질량의 행성이다. 뜨거운 해왕성의 질량은 우리 태양계의 천왕성 및 해왕성과 비슷하다. 최근 관측을 통해 뜨거운 해왕성이 예상보다 훨씬 더 흔하게 존재한다는 것을 알게 되었다. 질량만으로 놓고 보면 슈퍼지구보다 조금 무거운 정도에 불과한데, 아직까지 이들이 어떤 물질로 이루어져 있는지 밝혀지지 않았기 때문에, 뜨거운 해왕성은 대상 천체의 조성 성분이 우리 태양계의 천왕성이나 해왕성과 비슷하다는 가정 아래 나온 이름에 불과하다. 2008년 현재 뜨거운 해왕성으로 보이는 외계 행성 HAT-P-11b가 발견되었다. 이 별의 질량은 해왕성 질량의 4배이다.
TrES-1b
우리 태양계 밖의 천체를 도는 가스 행성 주위에서 위성을 발견한 사례는 아직 없지만, 일부 천문학자들은 거대 가스 행성 주위를 도는 위성에서 생명체가 태어날 가능성이 있다고 주장한다. 그러나 다른 과학자들은 생명체는 이러한 위성에서는 생겨날 수 없다고 주장한다.
행성 거주가능성
항성으로 붐비는 곳이 생명체 생존에 불리한 것은 사실이지만, 반대로 너무 없는 곳도 생명체가 살기에 부적합한 곳임은 마찬가지이다. 태양처럼 중원소가 풍부한 별은 은하계 최외곽 지대(이 곳에서는 일반적으로 항성이 태어나지 않고 따라서 중원소 함량도 적다)에서는 태어나지 않는다. 따라서 '약간 벗어난 외곽 지대' 즉 우리 태양계가 은하 내에서 자리 잡고 있는 부근 정도가 은하계 바깥쪽이나 중심부보다 생명이 태어날 확률이 높은 장소가 된다.
태양계의 형성과 진화
이들 두 행성이 이동했다는 가설을 통해 현재 태양계 최외곽 지대의 구성에 대한 의문을 해명할 수 있다. 해왕성 너머에는 카이퍼 대, 산란 분포대, 오르트 구름의, 작은 얼음 덩어리로 이루어진 성긴 천체의 집단이 있으며, 이들로부터 우리가 관측하는 혜성이 생겨나는 것으로 보인다. 이들 집단은 태양에서 멀리 떨어져 있었기 때문에 뭉치는 속도가 느렸고, 태양 성운이 흩어지기 전에 행성 규모로 자랄 수 없었다. 또한, 이 지대에는 애초부터 행성을 구성할 정도로 충분한 양의 물질도 있지 않았다. 현재 카이퍼 대는 태양에서 30~55천문단위에 이르는 지역에 있으며, 산란 분포대는 100천문단위까지, 오르트 구름은 50,000천문단위까지 펼쳐져 있다. 그러나 원래 카이퍼 대는 지금보다 더 밀도가 높았고, 태양에 가까이 있었으며, 그 거리는 바깥쪽 경계면이 태양에서 약 30천문단위, 안쪽 경계면은 15~20천문단위 정도였다고 추측하고 있다. 이 안쪽 경계면보다 더 안쪽에는 천왕성과 해왕성이 지금보다도 더 태양에 가까운 곳을 돌고 있었으며, 지금과는 달리 천왕성이 해왕성보다 더 바깥쪽에 있었다.
외계 행성
공전 이심률은 행성이 어머니 항성을 얼마나 찌그러진 궤도를 그리면서 도는지를 보여준다. 발견된 행성들 대부분의 궤도는 크게 찌그러져 있다. 이는 관측적 선택편향이 ‘아닌’, 외계 행성들이 보여주는 보편적 모습이다. 그 이유로 궤도 이심률은 행성 발견 감지도에 영향을 끼치는 요소가 아니기 때문이다. 타원 궤도가 흔하다는 사실은 과학자들에게 있어 중대한 수수께끼인데, 현재 행성 탄생 이론에 따르면 행성의 궤도는 원에 가깝게 형성되어야 하기 때문이다. 이러한 의문을 설명할 수 있는 이론 중 하나로 T 왜성(메탄이 포함된 갈색 왜성)과 같은 작은 동반 천체가 행성계에 숨겨져 있어 행성의 궤도를 뒤틀리게 만든다는 주장이 있다. 이는 우리 태양계가 흔치 않은 사례일 것임을 암시해 주는데, 그 이유는 수성을 뺀 모든 행성들이 원에 가까운 궤도를 돌고 있기 때문이다.
외계 행성
외계 행성의 여러 속성에 대해 밝혀지지 않은 의문점들 - 구체적인 행성 조성물이나 위성이 있는지의 여부 등 - 이 남아 있다. 최근 여러 외계 행성 대기를 조사한 결과 물이 없었다는 점은 우리가 외계 행성들의 속성에 대해 아직 모르는 것이 많음을 시사해 주었다. 또다른 의문점으로 외계 행성에 생명체가 존재할 수 있는가의 여부가 있다. 여러 개의 행성들은 어머니 항성의 생물권 내를 공전하고 있다. 이들 대부분은 지구보다는 목성과 비슷한 가스 덩어리이다. 만약 이들 주위에 거대한 위성들이 있다면 이 위성 표면은 생명체가 살기에 적당한 환경일 것이다. 그러나 별과 별 사이 거리를 뛰어넘어 외계 행성에서 생명체의 존재(혹은 문명의 존재)를 감지하는 것은, 비록 외계 생명이 흔한 사실이라고 하더라도, 기술적으로 매우 힘든 도전 과제가 될 것이다.
태양계
태양으로부터 10광년 이내 범위에는 이웃 별이 몇 개 없다. 가장 가까운 이웃 별은 센타우루스자리 프록시마로 태양으로부터 4.2광년 떨어져 있으며, 중력으로 프록시마와 연결되어 있으리라고 추측되는 센타우루스자리 알파 A, B 항성계가 4.4광년 거리에 있다(이런 이유로 프록시마를 센타우루스자리 알파 C로 부르기도 한다). A와 B는 가까이 연결되어 있는 쌍성으로 태양과 비슷하며, 프록시마는 적색왜성으로 매우 어둡다. 그 다음으로 태양과 가까운 항성은 적색왜성 바너드 별(5.9광년), 울프 359(7.8광년), 랄랑드 21185(8.3광년)이다. 10광년 이내에서 가장 밝고 무거운 이웃 별은 8.6광년 떨어진 시리우스로, 질량이 태양의 2배 가까운 주성 A와 짝별 백색왜성 B 두 개로 구성되어 있다. 10광년 내 나머지 별로는 적색왜성 쌍성으로 구성된 루이텐 726-8(8.7광년), 홀로 있는 적색왜성 로스 154(9.7광년)가 있다. 태양처럼 홀로 있으면서 비슷한 G형 주계열성 중 가장 가까운 별은 고래자리 타우로 11.9광년 떨어져 있다. 이 별의 질량은 태양의 80퍼센트이며, 밝기는 60퍼센트 정도이다. 태양으로부터 가장 가까운 외계 행성은 태양보다 어둡고 가벼운 K형 항성 에리다누스자리 엡실론을 돌고 있으며 10.5광년 떨어져 있다. 엡실론 주위에는 한 개의 행성 에리다누스자리 엡실론 b의 존재가 확인되어 있는데, b의 질량은 목성의 1.5배에 어머니 항성을 6.9년에 한 바퀴 돈다.
태양계
이 이론의 기본 전제조건에서는, 각 솜뭉치는 지구의 약 3배의 질량을 가지고 있었다. 그래서 목성과 같은 거대한 행성을 형성하기 위해서는 많은 수의 솜뭉치가 결합해야 했었다. 행성을 형성 할 이 집합체는 현재의 행성의 각운동량보다 훨씬 큰 각운동량을 가지고 있었다. 맥크레아는 이 명백한 한계점을 오히려 강점으로 변화시켰다. 초기 행성이 수축하면서 이는 회전적으로 불안정해졌을 것이며, 이 상태에서 초기 행성은 아마도 질량비 8:1의 두 개의 부분으로 갈라졌을 것이다. 질량중심과 관련하여 더 빨리 움직이는, 상대적으로 작은 부분이 대부분의 각운동량을 가지고 태양계로부터 탈출했을 것이다. 분리된 두 부분의 연결부에서 작은 응축 덩어리가 형성되고, 이것이 큰 부분에 의해 위성 중 하나로 남게(유지) 되었을 것이다. 맥크레아는 지구형 행성을 설명하기 위해서, 위와 같은 분열 과정이 초기 행성의 고밀도 핵에서 일어났다고 가정해야 했다. 그래서 태양계 안쪽 부분에서는 큰 탈출 속도를 가진, 두 부분 모두 태양계 안에 남아서 지구-화성 쌍과 금성-수성 쌍을 형성했다고 주장한다.
양자리 30 Bb
이 행성의 최소 질량은 목성의 10배에 가깝다. 궤도경사각이 밝혀지지 않았기 때문에 양자리 30 Bb의 실제 질량은 밝혀지지 않았다. 십여 년 내로 측정천문학적 기술을 이용하여 이 천체의 궤도경사각을 밝혀낼 수 있을 것이며, 결과에 따라 이 천체가 행성인지 갈색 왜성인지를 판가름지을 수 있을 것이다. 다만 최소 질량을 기준으로 놓고 보더라도 이 행성은 내부열 때문에 표면 온도는 수백 켈빈 정도로 뜨거울 것이다. b가 어머니 항성으로부터 떨어진 거리는 지구와 태양 거리보다 고작 0.005 천문단위(70만 킬로미터) 가까울 정도로 비슷하다. 그러나 이는 평균거리이며, 실제 b의 이심률은 매우 크다. b는 별에 가까울 때는 0.708 천문단위까지 다가서며(이는 금성 거리보다 좀 더 가깝다), 멀어질 때는 1.283 천문단위까지 물러난다(이는 지구와 화성의 중간 정도 거리이다). 이 행성은 수많은 외계 위성을 거느리고 있을 가능성이 있다. 가능성은 적으나 화성, 지구 혹은 그보다 더 무거운 슈퍼지구급 천체를 아들 위성으로 거느릴 수도 있을 것이며, 이런 위성에서는 외계 생명이 자라날 수도 있다.
외계생명
지금까지 조사에 따르면 우리 은하에는 태양과 비슷한 물리적 특성을 가진 별들이 아주 흔하고 태양계처럼 행성을 가진 별들도 상당할것으로 추정된다. 또한 과학자들은 지구에서처럼 탄소 원자가 외계 생명체의 기본 구성 물질이라고 생각한다.탄소 원자는 다른 원자들과 쉽게 화학적로 결합하는 성질이 있어 화합물을 만들수있다.실제로 단백질의 기본구조인 아미노산은 운석이나 성간 기체에서도 흔히 발견된다. 실제로 단백질의 기본구조인 아미노산은 운석이나 성간 기체에서도 흔히 발견된다. 하지만 여러가지 과학적인 근거에도 불구하고 외계 생명체는 아직까지 존재할 가능성이 높다는 주장일뿐, 실제로 외계 생명체를 발견하기 전까지는 어디까지나 추정에 불과하다. 현재의 과학 기술로는 태양계 밖에 존재하는 외계 행성들을 이제 막 찾아내기 시작한 단계에 불과하며, 그나마 발견된 외계 행성들도 거리가 너무 멀어 그환경을 추정하거나 분석하여 생명체의 존재 가능성을 살펴보는 것 뿐이다. 그렇지 않으면 외계의 지적 생명체가 우리 지구로 보냈을지 모르는 신호를 받아서 확인하는 방법밖에 없다.
외계생명
실제로 지구 내에서 생명체가 존재할 수 있는 조건은 아주 다양해서 햇빛이 전혀 닿지 않는 지하 깊숙한 곳이나 심해에서도 생명체가 살고 있으며, 심지어 산소 없이 살아가는 생물도 발견되고 있다. 이에 따라 과학자들 중에는 미생물 수준의 생명체는 우주에서 흔하고, 어쩌면 태양계 내에서도 존재할 수 있다고 주장한다. 이웃 행성인 화성 및 목성의 위성 유로파와 토성의 위성 타이탄의 환경이 지구의 극한 환경과 크게 다르지 않아 이들 천체에서는 생명체가 존재할 확률이 있다고 본다. 태양계 내에서 생명체를 찾는 방법은 탐사선을 직접 보내는 방식이 가장 확실하다. 미국의 NASA는 지구를 제외한 태양계 내부의 생명체 탐사에 박차를 가하고 있으며, 일부 탐사선은 화성에서 물의 존재를 밝혀내는 등 그 가능성을 확인하고 추가적인 탐사 활동을 진행하고 있다.
태양계
은하 내 태양계의 위치는 지구에서 생명체가 태어나 진화하는 데 중요한 요인이 되었을 것이다. 은하핵을 중심으로 하는 태양계의 궤도 모양은 원에 가까우며, 나선팔과 비슷한 속도로 중심부를 돌고 있다. 이는 태양계가 위험스러운 초신성 폭발이 잦은 나선팔을 잘 통과하지 않는다는 의미로, 지구는 오랜 시간 동안 생명체의 진화가 안정적으로 이루어질 시간을 확보할 수 있었다. 또한 태양계는 항성이 우글거리는 은하 중심부로부터 넉넉히 떨어져 있다. 은하 중심부는 근처 항성이 중력적으로 서로를 당기기 쉽기 때문에, 오르트 구름과 같은 작은 천체의 궤도를 흔들어, 그들이 내행성을 향해 낙하하여, 지구 생명체의 전멸을 가져올 수 있는 파멸적인 충돌 사건을 일으킬 확률을 높일 것이다. 또한 은하 중심부에서 나오는 강렬한 복사 에너지는 복잡한 형태의 생명체가 진화하는 데 걸림돌로 작용할 것이다. 심지어 일부 과학자는 지구의 현재 위치는 안전한 곳이 아니며, 태양계 근처에서 그리 오래 되지 않은 과거에 초신성이 폭발하여 방사능이 함유된 먼지 입자와 그보다 좀 더 큰 혜성 비슷한 물질이 지구를 향해 분출되었고, 이 물질은 지난 3만 5천 년 동안 지구 생명체에 부정적인 영향을 가져왔다는 가설을 주장하기도 한다.
거대 행성
현재 외계 행성을 탐지하는 데 쓰이는 기술이 제한되어 있는 이유로 현재까지 발견된 대부분의 외계 행성은 태양계의 거대 행성과 비슷한 크기의 행성이다. 이렇게 거대한 행성들은 다른 거대 행성보다 목성과 더욱 많은 공통점을 공유하는 것으로 추정되기 때문에, 일부는 이들에 대한 용어로 "목성형 행성"이 더욱 적절하다고 주장하여 왔다. 외계 행성의 대부분은 모성과 훨씬 더 가까우며, 따라서 태양계의 거대 행성보다 훨씬 더 뜨겁기 때문에 이들 행성 중 일부가 태양계에서 확인되지 않은 유형일 수도 있다. 우주에서 상대적인 원소 함량(약 98%가 수소와 헬륨)을 고려하면, 목성보다 더 무거운 암석형 행성을 발견하는 것은 놀라운 일일 것이다. 반면에, 행성계의 형성에 관한 모형들은 많은 외계 거대 행성의 공전을 관측해 옴으로써 이들이 모성에 가까울수록 거대 행성의 형성이 저지됨을 보여주어 왔다.
태양계
태양권 바깥 경계의 모양은 유체동역학에 따른 성간매질과 태양풍의 상호 작용 결과로 보이는데, 이는 태양의 자기장이 북반구 쪽이 남반구보다 9 천문단위 더 멀리 뻗어 있는 모양과 비슷하다. 태양권 너머 약 230 천문단위 부근에는 태양풍이 항성 간 공간에서 성간매질과 부딪치면서 발생하는 뱃머리 충격파 구조가 있다.
태양계
우리 태양계와 마찬가지로 다른 항성 주위에도 행성계가 형성되어 있다. 이들 행성계를 구성하는 외계행성(外系行星, 태양계 밖에 존재하는 행성)은 1990년대부터 발견되기 시작하여, 2013년 4월 기준으로 880개가 넘는 행성이 발견되어 있다. 지금까지 발견된 대부분의 외계 행성은 목성과 비슷하거나 그 이상의 질량을 지니고 있다. 게자리 55는 최소 5개의 행성을 거느리고 있으며, 이외에도 많은 항성이 2개 이상의 행성을 거느리고 있다. 지구형 행성은 질량이 작기 때문에 발견된 사례가 드물지만, 관측 기술이 정교해지면서 지속적으로 발견될 것으로 여겨진다.
거대 행성
거대 행성()은 무겁고 거대한 행성을 의미한다. 이들은 보통 암석 또는 다른 고체 물질보다는 비등점이 낮은 물질(기체 또는 얼음)으로 구성되어 있다. 무거운 고체 행성 또한 존재하기도 한다. 태양계에서 거대 행성으로 알려진 것으로는 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이 있다. 많은 외계 거대 행성이 다른 별을 공전하는 것으로 확인되어 왔다.
목성형 행성
우리 태양계의 대표적인 가스 행성은 목성과 토성이다. 두 행성 모두 대부분 헬륨과 수소로 이루어져 있고, 이들의 질량 중 3~13퍼센트 정도가 두 원소보다 무거운 원소로 이루어져 있다. 두 행성의 내부는 수소 분자로 이루어진 외곽층 속에 금속 수소가 존재하고, 가장 깊숙한 곳은 단단한 고체 물질로 이루어진 핵이 있을 것으로 보인다. 그러나 이 '고체'가 우리가 흔히 생각하는 암석이나 금속만으로 이루어진 것은 아니며, 수소나 헬륨과 같은 기체 물질이 엄청난 압력을 받아 고체 상태로 존재할 가능성도 있다. 목성의 경우 중심핵 부분의 온도는 매우 높아서 2만 켈빈 수준이고, 정확히 어떤 상태로 물질들이 존재하는지는 아직까지 제대로 밝혀지지 않았다.
OGLE-TR-111b
OGLE-TR-111b는 항성 바로 옆을 돌고 있는 여타 뜨거운 목성들과 비슷하다. 질량은 목성의 절반 정도이며 지구~태양 거리의 20분의 1도 안 되는 아주 가까운 간격밖에 떨어져 있지 않다. 공교롭게도 이 행성은 외계 행성 탐사 역사 초에 발견되었던 오시리스 HD 209458 b와 질량이 비슷하다. 차이점이라면 b의 반지름은 OGLE 계획이 발견한 다른 가스 행성들과 마찬가지로 목성과 비슷하다는 것이다. 특기할 점이라면 OGLE의 다른 가스 행성들은 질량이 b보다 더 크고 통상의 뜨거운 목성들보다 항성에 더 바싹 붙어 있다는 것이다. 가스 행성은 질량이 커지더라도 자체 중력 때문에 압축되어 그 크기가 목성 정도에서 크게 어긋나지 않는다. 그런데 질량이 작은 행성이 항성 가까이에 있을 경우 대기가 가열되어 항성이 쉽게 부풀어 오르는 반면, 질량이 큰 행성은 중력 때문에 대기도 잘 들뜨지 않아 덩치가 쉽게 늘어나지 않는다. 이런 점에서 b는 그 질량이 작음에도 덩치가 그리 크지 않아 천문학자들은 이 모순된 결과에 주목하고 있다.
미니해왕성
이 개념은 천왕성과 해왕성으로부터 알게 된 지식으로부터 유추해 낸 것이다. 이 행성에서 두꺼운 대기를 제거할 경우 바다 행성과 성질이 비슷하게 된다. 암석 행성과 가스 행성을 부피로 나누는 어림 경계선은 지구반지름의 2배 전후이다. 실제로 직접 관측한 결과 지구반지름의 1.6배 이상 외계행성들(대충 지구질량의 6배 이상)은 휘발성 물질 또는 수소-헬륨 기체를 다량 붙잡고 있다. 이런 행성들의 물리적 수치는 지구와 같은 암석행성으로부터 나온 질량-반지름 공식으로는 잘 맞아떨어지지 않기 때문에 그 조성물이 복잡할 것이라고 추측할 수 있다. 다른 연구를 통해서도 비슷한 결과가 나와 이 이론을 더욱 공고히 해 주었다. 질량 면에 있어 미니 해왕성의 하한선은 행성 조성물에 따라 큰 편차를 보이는데 작게는 지구질량 정도부터 크게는 지구질량의 20배까지 폭넓다.
외계 행성 주인별
넓은 범위의 항성을 관측대상으로 한 도플러 연구에 따르면 태양질량의 2배 항성 6개 중 하나가 목성 질량의 행성을 하나 이상 거느리고 있는데, 태양질량 수준 항성은 16개 중 하나가, 적색 왜성은 50개 중 1개만이 덩치 큰 가스행성을 데리고 있었다. 반대로 중력렌즈 연구로는 해왕성 정도 질량의 장주기 공전 행성이 적색왜성 3개당 하나 꼴로 존재함이 밝혀졌다.
케플러 탐사선이 1년에 걸쳐 M, K, G형 분광형의 항성 주위를 도는 행성을 연구한 결과 지구에서 해왕성 수준 크기의 외계행성(지구 반지름의 1~4배)은 항성이 작고 어두워질수록 존재 확률이 높아졌고, 무거운 가스 행성은 그 반대 양상을 보였다.
고래자리 타우
이상의 연구 결과들은 오직 가스 행성 및 갈색 왜성이 존재하지 않음을 밝혀줬을 뿐 지구나 금성처럼 작은 행성이 존재할 가능성은 아직 남아 있다. 만약 뜨거운 목성이 항성 가까이 있었다면 이들은 항성 근처를 돌던 지구형 행성의 궤도를 망가뜨려 생명체 발생 가능성을 낮췄을 것이다. 따라서 가스 행성이 없다는 것은 지구 비슷한 행성이 존재할 가능성을 높여 주는 사실이 된다. 통상적으로 밝혀진 연구에 따르면 중원소 함량이 높은 별 주위에는 행성이 있을 확률이 높고 그렇지 않은 별 주위에는 행성이 있을 확률이 적은 것으로 밝혀졌다. 두꺼운 먼지 원반이 있다는 사실은 항성 가까이에 암석 행성이 존재할 가능성을 높이는 것은 사실이다. 그러나 이는 동시에 그 암석 행성이 폭격을 받을 가능성이 높음을 알려주는 사실이기도 하다. 만약 행성이 발견된다면 이후의 연구 방향은 이 행성에 생명체가 살 수 있는 물과 대기가 존재하는지를 충분한 해상도의 망원경을 통해 알아내는 것이 된다. 지구의 산소가 생명체 존재를 나타내는 척도가 되는 것처럼 무기성의 대기 조성은 원시 생명체가 존재함을 나타내는 징표가 될 수 있다.
글리제 876 c
글리제 876 c는 지구 정도 질량의 천체가 표면에 액체 물을 지닐 수 있는, 생물권 내를 공전하고 있다. 글리제 876의 생물권 내에는 글리제 876 b와 c 두 개의 행성이 공전하고 있다. 이 중 b는 보다 항성 쪽에 가까운 궤도상에 자리잡고 있다. 가스 행성에 생명체가 존재할 가능성은 미지수이나, 이 행성이 질량 큰 위성이 있다면 거기에서 생명이 태어날 가능성이 있다. 가상 외계 위성과 행성, 항성 사이의 조석 상호작용 모형에 따르면 글리제 876 c 근처에 있는 거대한 위성은 계(系)의 수명이 다할 때까지 안정적으로 존재할 가능성이 높다고 한다. 그러나 이런 덩치 큰 위성이 애초에 탄생할 수 있는지의 여부는 밝혀진 바가 없다.
조석 고정
달은 지구에 대해 한 쪽 면만을 보이는데, 이는 조석 고정의 한 예이다. 태양계 내 가스 행성들의 위성들 중 다수가 이 조석 고정 현상을 보인다. 태양계 뿐 아니라 외계 행성들 중 상당수의 뜨거운 목성이 이와 같은 상황에 놓여 있을 것으로 추측되고 있다.
토성
토성에는 태양계에서 두 번째로 커다란 위성인 타이탄을 가지고 있다. 타이탄은 지름 약 5,150km, 질량 약 1.37x1023으로, 태양계 위성 중 목성의 가니메데 다음으로 큰 위성이다. 타이탄은 표면 중력이 작음에도 불구하고 온도가 낮아(약 -180°C) 짙은 대기를 가지고 있었는데, 1944년 천문학자 카이퍼(Gerard Peter Kuiper)는 타이탄의 대기에 메탄이 포함되어 있다는 것을 발견했다. 타이탄의 대기는 대부분 질소로 이루어져 있으며, 메탄과 아르곤, 그리고 미량의 수소분자, 일산화탄소 등이 존재한다.
태양계의 형성과 진화
태양계는 처음 태어났을 때부터 격렬하게 진화했다. 많은 위성은 자신들의 어머니 행성 주위에 형성되어 있던 가스 물질과 먼지에서 생겨났다. 반면 일부 위성들은 행성의 중력에 이끌려 포획되거나 또는 천체끼리의 충돌로 생긴 파편이 뭉쳐서 생겨났다 (지구의 달이 이런 사례라고 추측하고 있다). 천체끼리의 충돌은 오늘날까지도 꾸준히 이어지는 현상이며, 태양계의 진화에서 중요한 부분을 차지한다. 행성들의 궤도는 안쪽 또는 바깥쪽으로 바뀌며, 행성들끼리 서로 위치를 바꾸기도 한다. 이러한 행성의 "이주" 현상은 태양계 초기 진화 때 발생한 것으로 추측하고 있다.
칼리스토 (위성)
칼리스토는 가니메데와 많은 성질이 비슷함에도 불구하고, 지질학적 진화 과정이 더 단순하다. 표면은 운석 충돌이나 다른 외인성 작용이 주가 되어 변화해온 것으로 보인다. 이웃 가니메데의 홈이 곳곳으로 나 있는 표면과 모습이 완벽히 다르고, 판 활동의 흔적이 조금도 보이지 않는다. 가니메데와 칼리스토의 형성 과정에서의 차이를 포함해 내부 가열의 차이와 이에 따라 나타나는 행성 분화의 차이를 설명하려는 이론이 제안되었다. 몇몇 차이점들은, 가니메데는 조석 가열을 통해 열을 더 많이 전달받았고, 후기 대충돌기 때에는 더 많고 강력한 충돌이 가니메데에 일어났었다는 것이다. 상대적으로 단순한 칼리스토의 지질학적 역사는 행성 과학자들에게 상대적으로 더 활동적이고 복잡한 세계들과의 참조점을 제공한다.
유로파나 가니메데처럼, 칼리스토의 지하 바다에 외계 생명이 존재할 가능성이 있다고 여겨진다. 하지만, 칼리스토에 생명이 나타날 조건은 유로파에서보다 낮다고 여겨지는데, 이렇게 여겨지는 주된 이유는 칼리스토 내부의 약한 열이 암석질 물질로 전달되는 양이 부족하기 때문이다. 과학자 토렌스 존슨(Torrence Johnson)은 다음과 같이 다른 갈릴레이 위성들과 칼리스토에 생명이 존재할 공산을 비교하였다.
외계 행성
많은 외계 행성들은 어머니 항성을 우리 태양계 수성보다 훨씬 더 가까운 곳에서 돌고 있다. 이 사실은 관측적인 선택편향으로 해석 가능하다. 시선속도법은 작은 궤도를 도는 행성들을 보다 잘 찾아낸다. 천문학자들은 처음에는 이런 “뜨거운 목성”의 존재에 충격을 받았으나 현 시점에서 대부분의 외계 행성들은(혹은 적어도 대부분의 무거운 외계 가스 행성들은) 항성에서 보다 멀리 떨어져 있음이 확실하다. 그 중 일부는 물이 액체 상태로 존재 가능한 생물권 내를 도는 경우도 있다. 대부분의 외계 행성계에는 목성이나 토성과 비슷한 덩치의 가스 행성이 적어도 한 개 또는 두 개씩은 있을 가능성이 높다.
내부열
암석 행성의 내부열은 지각 운동과 화산 활동의 원동력이 된다. 지구는 태양계의 행성들 중 가장 많은 내부열을 지니고 있는데, 그 이유는 지구의 질량은 태양계 암석 행성들 중 가장 크기 때문이다. 수성과 화성의 경우 지구 질량의 5~10퍼센트 수준에 불과하기 때문에(달은 지구질량의 1퍼센트 남짓이다) 내부열을 잃은 상태이며, 이들을 '지질학적으로 죽었다'라고 표현한다.
희귀한 지구 가설
외계생물학자들은 생명체가 있는 행성 환경이 조성되려면 어머니 항성이 적당한 크기여야 한다는 데 입을 모으고 있다. 질량이 큰 별들은 자외선을 매우 많이 방출하기 때문에 지하에 서식하는 미생물을 제외하고는 생명체를 살 수 없게 만든다. 또한 무거운 별들은 수 억 년은 고사하고 수백만 년밖에 살지 못하며, 초신성 폭발로 죽음을 맞는다. 초신성 잔해는 중성자별이나 블랙 홀로 바뀌며 높은 에너지의 엑스선과 감마선을 뿜는다. 따라서 이처럼 크고 뜨거운 별 주위를 도는 행성들은 복잡한 생명체가 탄생하는 데 필요한 시간을 벌 수 없다.
게자리 55 f
f는 직접 사진을 찍은 것이 아니라 항성의 떨림을 이용하여 간접적으로 발견된 것이기 때문에, 이 행성이 눈으로 볼 때 어떻게 생겼을지는 오로지 추측에 의할 수밖에 없다. 반지름, 화학적 조성물, 표면 온도 등도 밝혀지지 않았다. 질량이 토성의 약 절반임을 고려할 때, 게자리 55 f는 딱딱한 표면이 없는 가스 행성일 것이다. f는 생명체 거주가능 영역 안을 공전하고 있는데, 이는 f가 위성을 거느리고 있고, 그 위성이 충분히 질량이 크다면, 표면에 액체 물을 품고 있을 가능성이 있음을 뜻한다.
슈퍼지구
슈퍼지구는 지구처럼 암석으로 이루어져 있지만, 그 질량이 매우 커서 지구질량의 2배 ~ 10배 정도에 이르는 천체이다. 질량이 천왕성 및 해왕성에 버금가는 수준이며, 초기에 발견된 슈퍼지구들은 어머니 항성에서 매우 가까운 곳을 돌고 있는데다, 아직 이들의 조성물이 암석인지 가스 덩어리인지 확실하게 검증되지 않았기 때문에, 조성 성분이 암석이 아니라 기체라고 가정할 경우 뜨거운 목성에 빗대어 뜨거운 해왕성이라고도 불린다. 지금까지 발견된 슈퍼지구들의 궤도를 보면, 어머니 항성으로부터 충분한 복사열을 공급받고 있다. 이 때문에 우리 태양계의 목성형 행성들처럼 궤도상의 가스를 끌어들여 자라난 상태는 아닐 것으로 추측하고 있다.
BD-10°3166
중원소가 항성의 대기 중 매우 풍부하게 섞여 있는데 대충 태양의 세 배 정도이다. 이렇게 중원소 함량이 높은 별 주위에는 외계 행성이 존재할 확률이 커지는데 BD-10°3166도 예외는 아니다. 2000년 캘리포니아 카네기 행성탐사팀은 이 별 주위를 도는 외계 행성 한 개를 발견했다.
토성의 고리
A 고리("A Ring")는 가장 바깥쪽에 있는 크고 밝은 고리이다. 고리의 안쪽 경계는 카시니 간극이고, 뚜렷한 바깥쪽 경계는 작은 위성 아틀라스의 궤도와 가깝다. A 고리는 엥케 간극에 의해 바깥쪽 가장자리의 폭의 22%에 해당하는 폭이 끊겨있다. 바깥쪽 가장자리의 폭의 2%에 해당하는 더 좁은 간극은 킬러 간극이라 불린다.
토성
토성은 내부의 액체 금속 수소와 빠른 자전으로 인해 강한 자기장과 광범위한 자기권을 형성 합니다. 목성과 지구의 약간 기울어진 자기축과 달리, 토성의 자기축은 자전축에 대해 기울어져 있지 않고 일치합니다. 토성의 자기장은 목성의 자기장처럼 지구의 자기장과 반대 방향입니다. 적도에서 자기장 강도는–0.2가우스(20µT)–로 목성 주변 자기장의 약 20분의 1이며, 지구 자기장보다 약간 약합니다. 토성의 자기권은 가장 안쪽 16개의 위성을 포함하는 크기(약 1백만 km)로 형성 되있는데, 태양풍에 강도에 따라 이 자기권에 영역이 확장 될수 있습니다. Voyager 2가 자기권에 들어갔을 때, 태양풍 압력이 높았고 자기권은 수 시간 내에 확대되었습니다. 19 토성 반경 (712,000 마일 또는 110만 km ) 만큼 확장했으며 약 3 일 동안 그렇게 유지되었습니다. [토성의 위성 타이탄이 약 120만 km 궤도로 도는데 태양풍에 강도에 따라 자기권 내부에서 또는 외부에서 발견됩니다.] 이러한 자기권은 태양으로부터 오는 태양풍 입자들을 막아주는 역할을 합니다. 위성 타이탄은 토성의 자기권 바깥 쪽에서 궤도를 선회하고 타이탄의 외부 대기에 있는 이온화된 입자로부터 플라즈마를 기여합니다. 토성의 자기권은 지구와 마찬가지로 오로라를 생산합니다.
행성조
기존의 천문학적 도전 과제들에 비하여 다윈이나 TPF가 지향하는 연구의 가장 큰 난관은, 이들 행성에 반사되는 광자를 수집하는 수준이 아니라, 밝은 어머니 항성에 가까이 붙어 있는 행성의 존재를 찾아내는 것이다. 지구형 행성의 열적외선 방출량은 어머니 항성의 10 ~ 10배이며, 가시광선 또는 근적외선의 방출량은 어머니 항성의 10~ 10배에 불과하다. 이런 이유 때문에 다윈과 TPF 미션은 열적외선을 이용하여 작업할 계획이었고, 작업을 할 것이다. 그러나 같은 크기의 망원경 조건 하에서 가시광선과 근적외선은 회절한계 측면에서 이점을 보인다. 따라서 미국 항공우주국은 외계 행성을 가시광선 및 근적외선 파장을 통해 찾아내고 연구하는, 지구형 행성 탐사기-C 미션을 구상하고 있다. TPF-C가 외계행성들의 행성조 현상을 연구할 목적을 지니고 있는 반면 다윈 계획과 TPF-I는 행성에 의해 흩어지지 않고 재복사된 열적외선 영역에서 외계행성을 찾을 것이다. 대부분의 과학자들은 이 열적외선의 재복사 현상이 행성조는 아닐 것으로 생각하고 있다.
갈릴레이 위성
칼리스토는 아주 옅은 대기권을 가지고 있는 것으로 추측되고 있고, 예상되는 구성 성분은 이산화 탄소와 산소 분자(O)이다. 탐사선에 의한 조사는 칼리스토의 표면 밑 100km 정도의 깊이에 지하 바다가 있을 것으로 나타났다. 칼리스토 내부의 바다에는 외계 생명이 존재할 수도 있다. 하지만, 근처의 위성인 유로파보다 확률이 적다. 칼리스토는 목성의 방사능으로부터 멀리 있기 때문에 미래의 인류 탐사의 적격지로 생각되고 있다.
외계 행성
초창기 발견된 외계 행성들은 어머니 별 바로 옆을 도는 매우 무거운 행성들이 대부분이었다. 천문학자들은 이러한 뜨거운 목성의 존재에 놀랐는데 그 이유는 기존의 행성 탄생 이론은 우리 태양계의 목성, 토성처럼 별에서 멀리 떨어진 곳에서 무거운 천체가 태어난다고 설명해 왔기 때문이다. 그러나 결국 비슷한 뜨거운 목성들이 계속 발견되었으며 지금 이런 뜨거운 목성들은 외계 행성 중 적은 수가 아님이 확실해졌다. 1999년에 안드로메다자리 웁실론은 두 개 이상의 행성을 거느린 항성에 그 이름을 최초로 올렸다. 다른 다행성계가 이후 계속 발견되었다.
외계 위성
외계 위성(外界衞星)은 외계 행성 또는 자신보다 큰 외계 천체 주위를 도는 자연 위성을 말한다.
뜨거운 목성
뜨거운 목성(Hot Jupiter)은 태양계 밖에 존재하는 다른 항성 주위를 공전하는 외계행성 중, 어머니 항성으로부터 태양-지구 사이 거리(1 천문단위)의 10분의 1 이하에 이르는 매우 가까운 거리를, 매우 빠른 속도로 며칠 정도의 짧은 시간에 걸쳐 공전하는, 목성급의 질량을 지닌 거대 가스 행성을 부르는 총칭이다. 항성에 아주 가까이 붙어 있기 때문에 강렬한 항성의 복사 에너지를 받아 표면 온도는 매우 뜨거울 것으로 예상하고 있다. 뜨거운 목성은 이와 같은 특징에서 따온 이름이다. 뜨거운 목성은 1995년 페가수스자리 51을 도는 벨레로폰 이후 잇따라 발견되고 있다.
행성 거주가능성
태양계 구조는 크게 안쪽의 암석 행성들과 바깥쪽의 가스 행성들로 나뉜다. 그런데 외계 행성들을 발견하면서 태양계 외 행성계의 구조를 분석한 결과 우리 태양계와 같은 모양은 흔하지 않을 수도 있음을 알게 되었다. 수많은 목성 크기 천체들은 어머니 항성 바로 옆을 돌고 있었는데 이론대로라면 이들은 공전궤도 근처에 있던 생명이 탄생할 만한 행성들의 궤도를 망가뜨렸을 것이다. 그러나 외계 행성에 대한 최근 자료들은 뜨거운 목성 위주로 치우친 경향이 있는데 그 이유는 이들은 발견하기 쉽기 때문이다. 따라서 우리 태양계와 같은 구성 형태가 우주에서 희귀한 것인지 아니면 흔한 것인지의 여부는 아직 밝혀지지 않았다고 할 수 있다.
제9행성
제9행성(第九行星, )은 태양계 바깥쪽에 있을 것으로 추정되는 거대 행성으로 2016년 1월 그 존재를 주장하는 가설이 발표되었다. 이 가설은 해왕성 바깥 천체(TNOs)가 보여주는 비정상적인 공전궤도 형태를 설명하기 위해 제기되었다.
태양계의 형성과 진화
태양에서 2~4천문단위 사이의, 지구형 행성 지대 외곽에 존재하는 부분을 소행성대라고 부른다. 소행성대에는 원래 지구 2~3개는 만들 정도의 물질이 있었으며, 많은 수의 원시 행성이 이곳에서 생겨났을 것이다. 지구형 행성과 같이 이 지역에 있던 미행성들은 달에서 화성 정도 질량에 이르는 원시 행성 20~30개 정도로 자라났다. 그러나 태양 탄생 3백만 년 후 목성과 가까운 곳의 소행성대에는 극적인 변화가 일어났다. 소행성대에서는 목성 및 토성과의 궤도 공명이 특히 강했고, 보다 질량이 큰 원시 행성들과의 중력적 상호 작용으로 많은 미행성은 공명 현상을 보이면서 흩어졌다. 목성의 중력은 이러한 공명 상태에 있는 천체들의 공전 속도를 증가시켜 흩어지게 하여, 서로 뭉치기보다는 충돌하게 하였다.
태양권계면
태양풍은 성간매질(은하를 채우고 있는 농도 낮은 수소 및 헬륨 가스)내에서 태양권으로 알려진 이른바 "기포"를 형성한다.이 "기포"의 외부경계는 태양풍이 더 이상 항성간매질을 뒤로 밀쳐낼 만큼 강한 힘을 발휘하지 않는다. 이 경계면을 태양권계면이라고 하며, 태양계의 외부 경계로 인식된다.태양풍의 입자가 성간매질에 충돌할 때, 느려지면서 에너지를 방출한다. 많은 입자가 태양권계면 내부 및 주위에 쌓이며, 이 입자들의 감속은 에너지를 방출해서 충격파를 형성한다. 태양권계면의 다른 정의는 자기권계면이다. 이는 태양계의 자기권이 은하의 플라스마 전류와 만나는 지점을 의미한다.
외계 행성 주인별
발견된 외계 행성 대부분은 태양과 비슷한 별을 돌고 있는데 그 범위는 분광형상 K, G, F 영역이다. 이런 결과가 나온 원인 중 하나로 탐사 프로그램이 너무 밝거나 어두운 별보다는 태양과 비슷한 별들을 집중해서 연구하는 경향이 있었기 때문이다. 시선속도법을 이용한 통계적 분석에 따르면 질량 작은 별(적색 왜성 또는 분광형 M)은 큰 질량의 행성을 거느릴 확률이 적은 것으로 나타났다. 케플러 우주선은 적색 왜성을 도는 질량 작은 행성 수십 개를 통과법을 이용하여 발견하였다.
외계 행성
외계 행성이 한 개만 있는 행성계의 시선 속도 곡선은 대부분 궤도이심률이 0.1 이상임을 보여준다. 그러나 모의 실험 결과 행성이 2개 있을 경우 궤도가 원형이 되는 경우가 많았다. 항성 주위 1개만 있다고 보고된, 이심률이 비교적 작은 행성들 중 약 15퍼센트가 숨겨진 형제 행성이 있을 가능성이 있다.
행성 거주가능성
생명체가 살 수 있는 외계 행성의 조건에서 가장 우선시되는 것은 그 행성이 암석으로 이루어져야 한다는 것이다. 이런 행성들의 질량은 최대 지구의 10배 이하로, 대부분 규소로 된 암석으로 이루어져 있으며, 가스 행성과 같은 수소와 헬륨의 두꺼운 대기를 갖고 있지 않다. 가스 행성의 대기 상층부에 생명체들이 살고 있을 가능성이 전혀 없는 것은 아니지만, 중력이 매우 크고 딱딱한 표면이 없다는 점을 고려하면 생명체가 있을 가능성은 적은 것으로 받아들여지고 있다. 반면 가스 행성들의 위성은 생명체가 살 수 있는 완벽한 후보로 지목되고 있다.
태양계
태양계의 바깥쪽을 도는 네 개의 거대한 행성은 보통 목성형 행성, 가스 행성, 외행성이라는 이름으로 불린다. 이들의 질량은 태양을 도는 8개 행성의 99퍼센트를 차지하며, 암석 행성에 비해 무거워 지구질량의 14 ~ 318배 정도이다. 그러나 밀도는 상대적으로 낮아 암석 행성의 20퍼센트 수준이다. 목성과 토성은 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있다 . 이들 네 행성은 모두 고리를 갖고 있으나, 토성을 제외한 나머지는 지구에서 고리를 관측하기가 쉽지 않다.
거대 행성
목성의 대기에서 보이는 줄무늬는 적도와 평행하면서 행성을 둘러싸는 대("zone")와 띠("belt")라고 불리는 물질의 반대 순환류에 의한 것이다. 대는 밝은 줄무늬로, 대기에서 상대적으로 고도가 높은 곳에 있다. 이들은 내부의 상승 기류를 가지고 있는 고기압 영역이다. 띠는 어두운 줄무늬로, 대기에서 상대적으로 고도가 낮은 곳에 있으며, 내부의 하강 기류를 가진다. 이들은 저기압 영역이다. 이러한 구조는 지구 대기의 고기압 및 저기압 세포와 어느정도 유사하나, 국지 작은 기압 세포와 상반되는 행성 전체를 둘러싸는 위도 줄무늬로서 매우 다른 구조를 가지고 있다. 이는 행성의 빠른 자전과 근본적인 대칭으로 인한 결과로 보인다. 행성에는 국지적인 가열을 일으키는 바다나 육지가 없으며 자전 속도는 지구보다 훨씬 빠르다.
메가지구
메가지구(mega-Earth)는 질량이 최소 지구의 10배 이상 되는 지구형 외계 행성이다. 메가지구는 질량이 슈퍼지구(지구질량의 2~10배 범위)보다도 큰 암석행성이다. 이 단어가 최초로 등장한 것은 2014년이다. 외계행성 케플러-10c가 질량은 해왕성과 비슷함에도 밀도는 지구보다 훨씬 큰 것에 기초하여 이 용어가 만들어졌다.
화가자리 베타
NASA의 인공위성 FUSE가 보내온 자료를 통해 화가자리 베타 주변의 원반에는 탄소가 풍부한 기체가 극도로 많이 포함되어 있음을 알아냈다. 덕분에 먼지 원반은 복사압 때문에 성간 공간으로 쓸려나가지 않고 항성 주위에 안정된 구조를 유지하고 있다. 현재 이 탄소가 과다하게 존재하는 이유에 대해 두 가지 가설이 있다. 첫째로, 화가자리 베타는 우리 태양계의 지구형 행성과는 달리 탄소가 풍부한 행성을 만드는 과정에 있다는 것이다.(이런 행성에는 산소가 풍부한 태양계 암석행성과는 달리 탄소가 풍부하다.) 둘째로, 베타 행성계는 우리 태양계가 태어났을 때 겪었던 '알려지지 않은 과정'을 통과하는 중이라는 가설이다. 태양계에는 탄소가 풍부한 유성체인 엔스테타이트 콘드라이트가 있으며 이들은 탄소가 풍부한 환경에서 만들어졌을 것이다. 목성을 이루는 중심핵이 이렇게 탄소가 풍부한 핵일 것이라는 주장도 제기되었다.
희귀한 지구 가설
궤도가 안정적이어야 한다는 조건에 의하면, 최근 발견되고 있는, 뜨거운 목성처럼 항성에서 가까운 궤도를 도는 가스 행성들로 구성되는 외계 행성계는 생명체의 요람 후보에서 제외된다. 원래 이들 가스 행성들은 지금보다 더 먼 곳에서 생겨났지만 현재의 궤도로 이동한 것으로 보인다. 항성으로 이동하는 과정에서, 이들은 생물권에 있었던 암석 행성들의 궤도를 파국적으로 망가뜨려 놓았을 것이다.
서브지구
서브지구(sub-Earth)는 지구와 금성보다 질량이 확연하게 작은 행성이다. 태양계에서 이에 해당하는 천체로는 수성과 화성이 있다. 서브지구는 외계행성 중에서도 발견하기가 가장 까다로운 천체인데 이는 질량과 크기가 작아 아주 작은 크기의 신호만을 만들어내므로 이를 포착하기가 어렵기 때문이다. 하지만 의외로 최초로 발견된 외계행성은 서브지구로 밀리초펄서 PSR B1257+12를 돌고 있다.
외계 행성 주인별
최근 산개 성단에서 가스행성과 질량 작은 행성이 둘 다 발견되어 은하계 보통 영역과 비교할 때 산개성단에서 행성이 태어날 빈도는 비슷하다는 가설에 힘을 실어 주었다.
행성
태양계 안의 행성은 물리적 특성에 따라 지구형 행성과 목성형 행성으로 분류된다. 이 기준을 적용하면 지구형 행성은 수성, 금성, 지구, 화성이고, 목성형 행성은 목성, 토성, 천왕성, 해왕성이다. 또한 지구를 기준으로 궤도가 안쪽이면 내행성, 바깥쪽이면 외행성이라 부르기도 한다.
용암 행성
용암 행성(lava planet)은 행성 표면 전체 또는 대부분이 용암으로 덮여 있으리라 추정되는 외계 지구형 행성이다. 젊은 행성이 막대한 규모의 충돌 사건을 겪은 직후 이런 상태일 것으로 추정한다. 또는 어머니 별에 아주 가까이 붙어 있는 외계 행성을 용암 행성으로 분류할 수 있는데 이 경우 막대한 복사 에너지 외에 기조력도 표면이 녹는 원인으로 작용한다.
외계행성의 겉모습
이 형태에 속하는 외계행성의 상층부 대기는 암모니아 구름으로 가득하다. 이런 행성들은 모항성으로부터 멀리 떨어진 곳에서 발견된다. 이들은 150K 이하의 온도에서 존재한다. 태양과 비슷한 별 주위를 도는 유형I의 본드반사도는 0.57이다.(목성은 0.343, 토성은 0.342) 이론과 실제 사이의 차이는 톨린, 인(이들은 목성과 토성 상층대기의 구름 색의 원인이다.)의 불안정한 응고 때문이라고 설명할 수는 있으나, 완전한 해답이 되지는 못한다.
외계행성의 겉모습
그러나 지구 및 OGLE-2005-BLG-390Lb과 같은 지구형 행성이나, 천왕성 및 해왕성과 같은 얼음 가스행성의 경우 수다르스키의 이론으로는 외관이 어떻게 생겼을지를 추측할 수 없다.
거대 얼음 행성
거대 얼음 행성(ice giants)은 수소나 헬륨보다 무거운 원소로 주로 이루어진 거대 행성이다. 태양계에는 천왕성과 해왕성이 있다. 제9행성이 있다면 거대 얼음 행성일 것으로 보인다.
뜨거운 목성
그밖에도 혜성처럼 이심률이 큰 공전 궤도를 그리면서, 항성에 가까워지면 가열되다가 멀어지면 냉각되는 과정을 계속 반복하는, 타원궤도 가스행성도 존재한다. 뜨거운 목성과 타원궤도 가스행성 두 종류는 지금까지 발견된 외계행성 중 대부분을 차지하고 있으며, 그 중에서도 타원궤도 가스 행성이 압도적으로 많다. 두 종류 모두 태양계에 있는 행성과는 판이하게 다른 존재이다.
외계행성의 겉모습
HD 189733 b처럼, 외계행성이 항성과 우리 시야 사이를 지나가는 경우에 한하여 행성의 외관을 보다 용이하게 추측할 수 있다. HD 189733 b는 반사도가 0.14 이상으로 가시광으로 보면 푸른 빛을 띨 것으로 예상된다. 모항성의 앞을 통과하는 행성들은 대다수가 뜨거운 목성형이다.
힐스 구름
힐스 구름(), 또는 내부 오르트 구름()이란 천문학에서 오르트 구름 안쪽에 있다고 가정하는 가설상의 광대한 별주위 원반이다. 힐스 구름의 바깥쪽 경계는 태양으로부터 약 20,000-30,000 AU 거리에 위치해 있다고 하며, 안쪽 경계는 바깥쪽 경계보다 정의가 불분명하지만 대략 100-3,000 AU 거리일 것이라 한다. 행성은 물론이고 카이퍼 대도 훨씬 뛰어넘는 엄청난 거리이다. 만일 실존한다면 힐스 구름은 오르트 구름의 5배에 이르는 혜성의 가지고 있을 것이다.
외계행성의 겉모습
II형이 유력한 외계행성으로 수다르스키가 논문에서 언급한 행성으로는 큰곰자리 47 b, 안드로메다자리 웁실론 d가 있다. 그러나 안드로메다자리 웁실론 d는 모항성에서 멀리 떨어졌을 때는 II형이다가, 모항성과 접근하면서 III형으로 모습을 바꿀 것으로 예측된다.
외계행성의 겉모습
II형에 속하는 가스행성들은 암모니아 구름이 생기기에는 상층부의 온도가 너무 높다. 그 대신 이들의 상층대기에는 수증기로 이루어진 구름이 생겨난다. 대략 250K 정도 온도를 갖는 행성에서 이런 환경이 조성될 것이다. 본드반사도는 0.81로 매우 밝게 빛날 것이다. 또한 메탄의 대기 때문에 이들을 인간의 눈으로 볼 경우 창백한 푸른 빛을 띤, 흰색의 공처럼 보일 것이다. 이들의 상층 대기는 우리에게 익숙한 물의 구름이 가득 찬 모습을 보여 줄 것이다. 그러나 대기성분은 수소와 메탄으로, 인간이 숨쉴 수 있는 환경과는 거리가 멀 것이다.