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.
외계 행성
자유롭게 떠돌아다니는 행성급 천체들(별을 돌지 않으며, 떠돌이 행성 또는 성간 행성으로 불릴 때도 있음)의 존재가 보고되어 있다. 이런 천체들은 외계 행성의 범주에 해당되지 않기 때문에 본 문서에서 다루지 않을 것이다. 이들 중 일부는 항성 주위에서 태어났을 것으로 추측되나(즉 '외계 행성'으로 부를 수 있었으나), 이후 어떤 이유 때문에 항성의 중력으로부터 벗어나게 되었을 것이다. 태양계
금성(태양에서의 거리 0.7AU)은 지구 질량 81.5퍼센트 크기의 천체로, 가장 바깥쪽에 대기가 있고, 내부적 지질 활동의 증거가 발견되며, 규산염의 맨틀 속에 철질의 핵이 있는 등 외관상 지구와 비슷한 행성이다. 그러나 금성은 지구보다 훨씬 건조하며, 대기의 밀도는 지구의 90배나 된다. 금성에는 자연 위성이 없다. 금성은 태양계 행성 중 가장 뜨거운데, 표면 온도는 섭씨 400도 이상으로, 이처럼 고온이 된 주요 원인은 대기 중 온실 가스 때문이다[39]. 금성의 표면 온도에 플라스틱 안전모를 잠깐 노출시키면 바로 녹아 액체가 되어 버린다[40]. 금성 표면에서 현재도 지질학적 활동이 계속되고 있다는 결정적 증거는 없으나, 대기가 쓸려 나가는 것을 막아 주는 자기장이 없다는 점을 고려하면, 금성의 대기는 화산 폭발로 분출되는 가스를 규칙적으로 공급받는 것으로 보인다[41]. 일반적으로 알려진 금성 사진(회전하는 갈색 구름 사진)은 자외선으로 찍은 다음 가시광선 스펙트럼으로 전환한 것으로, 금성을 그냥 가시광선으로 보면 완전히 노란 황산 구름밖에 보이지 않는다[42]. 희귀한 지구 가설
항성이 태어나는 가스 성운에서 목성이나 토성과 같은 가스 행성들도 함께 태어날 수 있다.그러나 가스 행성에는 복잡한 생명체의 생존에 필요하다고 생각되는, 딱딱한 표면이 없다.(그러나 이들의 위성은 고체 표면을 지니고 있을 수 있다) 그러므로 복잡한 생명을 낳을 수 있는 행성계는 항성에서 가까운 지대에는 암석 행성이, 먼 곳에는 가스 행성들이 배치되어, 태양계와 비슷한 모습을 하고 있어야 한다.
가스 행성은 중력이 크기 때문에 행성이 생겨나고 남은 잔해를 카이퍼 대나 오르트 구름 지대로 날려보낸다. 가스 행성은 소행성들의 폭격으로부터 내행성들을 보호한 것으로 생각되어 왔다. 그러나 최근 컴퓨터 시뮬레이션에 의하면 당시 상황은 가설보다 훨씬 더 복잡했던 것으로 추측된다. 가스 행성은 내행성을 소행성들로부터 보호했지만, 동시에 내행성에 소행성을 빈번하게 부딪히게 한 원인 제공자이기도 했다. 목성은 지구를 소행성으로부터 보호하기도 했지만, 동시에 지구에 소행성이 자주 충돌하게 만들었다. 만약 목성 질량이 토성 수준이었다면 지구는 더 자주 소행성 폭격에 시달렸을 것이다. 뜨거운 목성
지금까지 발견된 외계행성은 앞서 말한 것처럼 대부분이 뜨거운 목성 및 타원궤도 행성이었으나, 이것만으로 우주에 널려 있는 항성 대부분이 이런 작열하는 거대 행성을 거느리고 있다고 판단하기는 어렵다. 뜨거운 목성은 자전 주기가 짧으면서 질량이 크기 때문에 어머니 항성이 흔들리는 모양이 보다 지구에서 쉽게 관측되었을 뿐이다. 관측 시간이 누적되어 가면서 항성에서 먼 궤도를 돌고 있는 행성이 점차 많이 발견되고 있다. 타원궤도 가스행성
태양계의 행성들은 태양을 거의 원에 가까운 궤도를 그리면서 도는데, 그 중 이심률이 가장 큰 수성조차도 이심률은 0.1밖에 되지 않는다. 그러나 지금까지 발견된 외계 행성들 중 2/3에 가까운 비율이 이심률 0.2 이상의 크게 찌그러진 궤도를 그리면서 돌고 있다. 뜨거운 목성의 발견과 함께 이처럼 왜곡된 궤도를 그리는 계외 천체가 많다는 사실은 종전의 태양계 행성 이론을 재검토하게 만들었다. 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. 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</i>라고 불리는 태양계에서 가장 큰 [협곡 지대]가 있다. 이 협곡 지대는 4000km의 길이에 깊이는 7km에 이른다. 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. 거대 행성
상당히 오해의 소지가 있는 용어가 보이는데, 행성과학자들이 보이는 물질의 상을 무시하고 행성의 구성성분으로 흔히 발견되는 원소의 종류에 대한 약칭으로써 일반적으로 "암석"(rock), "기체"(gas), "얼음"(ice)이라는 용어를 사용하기 때문이다. 태양계 외곽에서, 수소와 헬륨은 "기체"로, 물과 메테인 그리고 암모니아는 "얼음"으로, 규소와 금속들은 "암석"으로 표현된다. 행성의 내부 깊은 곳을 고려하면, 천문학자들이 산소와 탄소를 의미하는 "얼음", 규소를 의미하는 "암석", 수소와 헬륨을 의미하는 "기체"로 표현하는 것이 크게 잘못되진 않는다. 천왕성이나 해왕성처럼 많은 경우에서 목성 및 토성과 다른 특징을 보이기 때문에, 이것들은 후자의 두 행성과 유사한 행성에 대한 용어로만 어느정도 사용하게 되었다. 일부 천문학자들은 이를 고려하여, 천왕성과 해왕성을 내부를 이루는 (유체 형태의)"얼음"의 양적 우세를 나타내는 거대 얼음 행성("ice giant")으로 표현하기 시작했다. 외계 행성
알려진 대부분의 외계 행성들은 우리 태양과 비슷한 별(분광형으로는 F, G, K형 주계열성)을 돌고 있다. 이처럼 태양과 비슷한 별들 주위에서 행성들이 많이 발견된 이유는, 행성 탐사 계획들이 이런 별들을 집중적으로 관측하도록 설계되었기 때문이다. 그러나 이런 점을 고려하더라도, 통계적 분석에 따르면 질량이 작은 별들(적색 왜성이 대표적이다)은 행성을 가질 확률이 작거나, 거느리고 있더라도 질량이 작기 때문에 발견하기 힘든 것으로 밝혀졌다.[36] 최근 스피처 우주 망원경의 관측 결과에 따르면 태양보다 훨씬 더 뜨거운 분광형 O 항성은 광증발효과를 발생시켜 행성이 생겨나는 것을 막는다고 한다.[37] 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. 외계 행성 주인별
항성종족 I 또는 중원소가 풍부한 항성은 별 내부의 무거운 물질 함유량이 매우 높다. 이들 항성의 풍부한 중원소는 과거세대 별보다 행성을 거느릴 확률을 높여주는데 이는 행성은 무거운 물질이 뭉쳐서 태어나는 것이기 때문이다. 태양이 이 항성종족 I의 표본이다. 이들은 우리 은하 나선팔에 흔하다. 보통 아주 젊은 별들(극단적 항성종족 I)은 은하 안쪽에 있고, 우리 태양처럼 중간단계 항성종족 I에 속하는 별은 그보다 은하 외곽에 많다. 항성종족 I 별은 은하핵에 대해 안정적인 타원 궤도를 그리며 낮은 상대 속도를 보인다. 용암 행성
태양계에는 용암 행성으로 부를 만한 천체가 없어 이 개념은 가설의 영역에 있다. 외계행성 중 행성의 질량과 별로부터의 거리로부터 이런 천체가 있으리라 예측하는데 유력한 후보로는 COROT-7b, 케플러-10b, 센타우루스자리 알파 Bb, 케플러-78b 등이 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. 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
행성의 대기가 가열되어 900K를 넘으면, 상층대기는 메탄 대신 일산화탄소가 주된 대기성분으로 바뀐다. 또한 대기 중에는 나트륨으로 이루어진 알칼리 금속성분이 급격히 증가한다. 이런 행성의 대기 스펙트럼에는 나트륨과 칼륨 성분이 강하게 나타날 것이다. 스펙트럼 상으로는 검출할 수 없으나, IV형 행성의 대기 속에는 규산염 및 철이 증발하여 이루어진 구름층이 여러 겹으로 존재할 것으로 추측된다. 반사도는 대기 중의 알칼리 금속 때문에 매우 낮아 0.03 정도에서 형성될 것이다. IV 및 V형을 통상적으로 '뜨거운 목성'으로 부른다. 뜨거운 목성
예전부터 천문학자들은 태양계 바깥 항성들도 행성을 거느리고 있을 것으로 생각했고, 1940년대부터 외계행성 탐사(행성 사냥)를 시도해 왔다. 이후 바너드 별 등 몇 개 별이 행성을 거느릴 유력한 후보로 여겨졌으나 발견에 실패했고, 외계 행성의 존재는 밝혀지지 않고 있었다. 과학 소설의 세계에서는 다양한 외계행성이 등장했지만, 실제 외계행성을 처음으로 발견한 것은 1990년대에 이르러서였다. 위성
대부분의 위성은 조석 작용의 영향으로 늘 같은 면이 행성을 향하고 있다. 토성 주위를 불규칙하게 도는 히페리온이나, 행성의 가장 바깥 궤도를 도는 토성의 포에베 등이 예외에 속한다. 태양계의 형성과 진화
행성과 천체 주위를 도는 대부분의 자연 위성은 그들의 주인과 함께 태양계의 탄생 시절부터 계속 존재했었다. 이들 위성은 다음 세 가지 시나리오 중 한 방법을 통해 형성되었다.목성이나 토성의 주위에는 이오, 유로파, 가니메데, 칼리스토 등 덩치가 큰 위성이 여럿 존재하며, 그들의 주인이 태양 주변에서 생성된 것과 유사한 방식으로 그들도 태어났다고 여겨진다. 이처럼 추측한 이유는 이들 위성이 덩치가 크고 어머니 행성에 가까이 있기 때문이다. 이런 천체는 포획 이론으로는 설명할 수 없으며, 가스 행성의 조성을 생각하면 충돌 이론도 가능성이 없다. 태양계
이후 태양의 외곽층은 우주로 떨어져 나가고 중심부에 극도로 빽빽하게 압축된 백색왜성만이 남는다. 이 천체 부피는 지구와 거의 비슷하지만, 질량은 태양의 절반이나 될 것이다.[109] 떨어져 나간 외곽층은 우리가 행성상성운이라고 부르는 구조를 형성할 것이며, 태양을 구성하고 있었던 물질 중 일부를 우주 공간으로 되돌려 놓을 것이다. 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. 외계 행성
외계 행성이 확인된 항성 목록 확인되지 않은 외계 행성 목록 외계행성의 겉모습 타원궤도 가스행성 외계 위성 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. 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. 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. 고래자리 타우
고래자리 타우를 통해 먼지 원반은 중심별이 나이를 먹음에도 사라지지 않으며, 타우 주위의 먼지 원반처럼 두꺼운 원반 띠는 태양 비슷한 별들 주위에 흔하게 존재함을 보여준다. 타우별의 먼지 원반 농도는 근처의 젊은 이웃별 에리다누스자리 엡실론의 20분의 1에 불과하다. 태양 주위 먼지 원반의 농도가 상대적으로 희박한 것은 드문 사례일 가능성이 있다. 태양도 한때 빽빽한 먼지 원반을 지니고 있었으나 태어난 지 얼마 되지 않았을 때 다른 항성 옆을 지나가면서 원래 거느렸던 소행성 및 혜성이 흩어져 날아가 버렸다는 것이다. 거대한 먼지 원반을 지닌 항성들은 행성 탄생에 대한 천문학적 사고를 바꿔 놓았다. 충돌로 먼지 원반이 꾸준히 유지되는 항성 주위에서는 행성이 만들어지는 과정이 진행되는 것으로 보인다. 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. 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. 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. 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. 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. 화가자리 베타
NASA의 인공위성 FUSE가 보내온 자료를 통해 화가자리 베타 주변의 원반에는 탄소가 풍부한 기체가 극도로 많이 포함되어 있음을 알아냈다.[38] 덕분에 먼지 원반은 복사압 때문에 성간 공간으로 쓸려나가지 않고 항성 주위에 안정된 구조를 유지하고 있다.[38] 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.)[39] 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.[39] 태양계
태양계의 행성 대부분은 그 자신의 천체 체계를 가지고 있다. 행성 주위를 공전하는 천체는 자연 위성, 혹은 그냥 단순히 위성이라고 하는데, 그 중 몇은 행성보다도 크다[주 3]. 대표적인 예로 가니메데가 있다. 대형 위성은 대부분 조석고정을 하며, 모행성을 향해 영구히 한쪽 면만 보인다. 또한, 네 개의 거대한 행성 목성형 행성은 행성 주위를 선회하는 작은 입자의 얇은 띠인 행성 고리를 가지고 있다. 지구형 행성
지구형 행성(地球型行星, terrestrial planet)은 태양계에서 규산염 따위로 된 암석이나 금속 등 고체 상태의 물질을 주성분으로 하는 행성을 말한다. 수성, 금성, 지구, 화성이 이에 해당한다. 목성형 행성보다 안쪽 궤도에 있으며, 크기 또한 상대적으로 작다. 목성형 행성
90년대 이후 간접적인 관측 방법을 통해 태양 외에 다른 항성도 외계 행성을 거느리고 있음을 알게 되었다. 태양과 같이 수소 핵융합 작용을 하는 항성들 주위에서 발견된 최초의 행성은 목성과 같이 질량이 큰 가스 행성이었다. 직접적으로 외계 행성의 겉모습을 관측하기는 힘들지만, 간접적 방법으로 구한 자료를 통해 이들은 지구와 같은 암석 행성이라기보다는 목성이나 토성과 같은 가스행성과 더 비슷하다는 결론을 얻을 수 있었다. 거대 행성
거대 행성은 무겁고 거대한 행성으로 수소와 헬륨으로 이루어진 두꺼운 대기를 가진다. 이들은 밀하고 용융된 암석 요소의 핵을 가지고 있거나, 충분히 뜨겁다면 핵이 완전히 녹아 행성 곳곳에 비산되었을 것이다. 목성과 토성(거대 기체 행성)과 같은 "전통적인" 거대 행성에서 수소와 헬륨은 행성의 질량 대부분을 차지하는데 비해, 천왕성과 해왕성에서는 오로지 외곽층만을 이루는 대신에 물과 암모니아, 메테인이 주를 차지한다. 때문에 이들은 "거대 얼음 행성"으로 표현된다. 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. 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. 외계 행성
2015년 현재 1800개가 넘는 외계 행성들이 발견되었으며 꾸준히 계속 발견되고 있다. 카네기 과학 재단의 앨런 보스 박사는 우리 은하 안에만 수천억 개의 암석 행성이 있을 것으로 추측했다. 그는 이들 중 많은 곳에 간단한 형태의 생명체가 존재하며 수천 개의 문명이 존재할 수 있다고 주장했다. 그는 태양과 비슷한 항성 주위에는 평균 지구와 비슷한 행성이 하나씩은 있다고 추측했다. 태양계
목성(태양에서의 거리 5.2AU)은 태양계의 8행성 중 가장 거대하고 무거운 천체로, 그 질량은 지구의 318배로 목성을 뺀 다른 행성을 다 합친 것보다 2.5배나 더 무겁다. 목성은 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있다. 목성은 내부열이 강력하게 발생하고 있어, 표면에 자전 방향과 평행한 줄무늬 모양의 띠와 대적반과 같은, 반영구적인 대기 구조를 만든다. 목성은 많은 위성을 거느리고 있으며, 알려진 숫자만 63개이다. 그중 가장 질량이 큰 가니메데, 칼리스토, 이오, 유로파, 네 개는 내부열이나 화산 활동이 일어나는 등 암석 행성과 비슷한 면모를 보여준다[58]. 이 중 가니메데는 태양계 위성 중 부피와 질량이 가장 크며, 심지어 수성보다도 부피가 크다(다만 질량은 작다). 외계 위성
아직까지 외계 위성의 존재를 밝혀내지는 못했으나 이론상으로 외계 행성 주위에 많이 존재할 것으로 보고 있다. 케플러 미션, 다윈, 뉴 월드 미션 등에서 기획하고 있는 미래형 망원경을 사용하면 외계 행성이 거느리는 위성들을 관측할 수 있을 것이다. 상기 망원경들은 외계 행성의 영상을 직접 찍는 동시에, 그들의 어머니 항성을 연구했던 것과 같이, 행성의 떨림을 관측하여 행성 주위에 위성이 있는지의 여부를 밝힐 것이다. 혹은 위성의 영상을 직접 찍을 수도 있을 것이다. 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. 화가자리 베타
화가자리 베타는 비슷한 종류의 다른 A형 주계열성에 비해 적외선 방출량이 많은데 이는 항성 주위에 다량의 먼지와 기체(일산화 탄소)가 있기 때문이다.[3][4] 정밀 연구를 통해 이 별 주위에 먼지와 기체 원반이 형성되어 있음이 드러났는데 이는 우리 태양계 바깥에서 최초로 관측된 먼지 원반 구조였다.[5] 항성 주위에는 미행성 띠 여러 개가 있고 혜성 활동이 감지되었다.[6] 행성 여럿이 이 미행성 띠 내에서 이미 탄생했고, 행성의 탄생 과정은 아직도 현재진행형이라는 증거가 포착되었다.[7] 화가자리 베타의 먼지 원반을 이루는 물질은 우리 태양계 내 성간 유성체를 이루는 주성분과 같은 것으로 추측된다.[8] 해왕성 바깥 행성
해왕성바깥행성()이란 현재까지 발견된 태양계의 마지막(8번째) 행성인 해왕성보다 태양으로부터 멀리 떨어져 있는, 가설상의 행성을 말한다. 성운설
가스행성은 지구형 행성의 생성에 막대한 영향을 끼칠 수 있다. 가스행성의 존재는 암석행성 영역(태양계의 경우 태양으로부터 4 AU 안쪽)에 있는 미행성 및 행성배아들의 이심률과 경사각을 증가시키는 경향이 있다.(코자이 메커니즘) 만약 가스행성들이 너무 일찍 생겨난다면 이들은 내행성이 자라나는 속도를 느리게 하거나 혹은 성장 자체를 불가능하게 만들 수 있다. 반면에 우리 태양계의 경우처럼 가스행성이 과두강착 단계의 마지막 시기에 생겨난다면 이들은 행성배아들끼리 보다 격렬하게 병합하게 만들고 그 결과 암석 행성의 수는 줄어들고 질량은 보다 커진다. 덧붙여 행성계의 크기는 쭈그러드는데 그 이유는 암석행성들이 중심별에 보다 가까운 곳에서 태어날 것이기 때문이다. 태양계에서 가스행성들(특히 목성)의 영향력은 제한적이었던 것으로 보이는데 그 이유는 이들이 지구형 행성들로부터 상대적으로 멀리 떨어져 있었기 때문으로 보인다. 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. 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. 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. 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. 뜨거운 목성
태양계의 경우 태양에서 가까운 곳은 지구와 같은 암석 행성이, 멀리 떨어진 곳에는 목성이나 토성처럼 거대한 행성이 태양을 공전하고 있다. 이들 외행성은 태양의 열을 충분히 받지 못하기 때문에 표면 온도가 영하 수 십에서 수 백도에 이르는 극한의 세계이다. 크소니언 행성
크소니언 행성(Chthonian planet)은 가스 행성의 수소 및 헬륨 대기가 벗겨져 나가고 중심부의 핵이 노출된, 이론상의 행성이다. 모항성에 매우 가까이 붙어 돌게 되면 항성에서 받는 에너지로 인하여 외곽 대기가 우주 공간으로 탈출하게 되고, 이 결과 중심부의 철질 또는 암석 핵이 외부에 드러나게 된다. 이 핵은 지구형 행성과 비슷한 모습을 보일 것이다. 난쟁이 가스행성
난쟁이 가스행성(gas dwarf)은 암석 핵을 수소, 헬륨 및 기타 휘발성 물질이 두껍게 둘러싸고 있는 가스행성이다. 반지름은 지구의 1.7 ~ 3.9배 사이이다.(1.7–3.9 "R"). 이 단어는 항성 가까이를 돌고 있는 외계 행성들을 중원소함량에 기준하여 3단 분류한 체계에서 처음 쓴 용어이다. 참고로 지구질량 3.9배 위로는 얼음 가스행성이나 거대 가스행성으로, 지구질량 1.7배 아래로는 지구와 같은 암석 행성으로 분류한다. 태양계에는 난쟁이 가스행성이 없지만 외계 행성계에는 흔히 존재한다. 수성
수성은 지구형 행성 중 하나로, 표면은 암석으로 이루어져 있다. 수성은 태양계 행성들 중 가장 반지름이 작은 행성으로, 구체적인 크기는 2439.7 km이다. 특히, 태양계 내 위성 중, 가니메데나 타이탄은 수성보다 반지름이 크다(그러나 수성은 이들보다는 더 무겁다). 수성은 질량의 70 %는 금속, 나머지 30 %는 규산염 물질로 이루어져 있다.
수성의 밀도는 지구의 5.515 g/cm³다음으로 큰 5.427 g/cm³이다. 그러나 지구는 자체 중력의 영향으로 내부 물질이 더 조밀하게 뭉쳐 있기 때문에, 압축되지 않은 조건에서 비교할 경우 수성의 밀도는 5.3 g/cm³으로 지구의 4.4 g/cm³보다 크다. 이를 통해 실질적으로 수성이 태양계 행성들 중 가장 밀도가 큰 천체임을 알 수 있다.
수성의 밀도를 알아내서 내부 구조를 추측할 수 있다. 지구의 밀도는 수치상으로는 크지만 사실 자체 중력으로 인해 내부가 압축된 상태임에 반해, 수성은부피가 지구보다 훨씬 더 작고 내부 또한 그리 압축되어 있지 않다. 이 같은 수성의 큰 밀도는 내부 핵 크기가 크고, 핵에 포함된 철 함량이 풍부하다는 것을 의미한다. 지질학자들은 수성의 핵 부피가 전체 대비 42 %(지구는 17 %)일 것이라고 추측하며, 특히, 최근 연구로 수성의 핵이 용융 상태라는 것이 밝혀졌다. 태양
태양은 암석 행성들과는 달리 명확한 바깥 경계가 없고 태양의 가스층 밀도는 중심부에서 멀어질수록 기하급수적으로 낮아진다.[23] 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.[24] 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. 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. 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. 타원궤도 가스행성
백조자리 16이나 처녀자리 70의 주위를 도는 행성 이심률은 0.5가 넘기 때문에 행성이 아니라 갈색 왜성으로 간주하는 학설도 있었다. 그러나 이후 발견된 이심률 큰 천체들은 목성과 비슷한 질량을 지니고 있었다. 이후 타원궤도 가스행성은 외계 행성의 전형으로 널리 인정받게 되었다. 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
행성과학자들은 태양계 전역에서 발견되는 다양한 종류의 물질을 가스(기체), 얼음, 암석 등의 용어로 표현한다[16]. ‘암석’은 원시 행성계 성운 내 거의 모든 상황에서 고체로 남아 있을 수 있는, 녹는점이 높은 혼합물을 말한다[16]. 암석 물질은 보편적으로 규소와, 철이나 니켈과 같은 금속을 포함한다[17]. 암석 물질은 내행성 지대에 흔하게 존재하며, 암석 행성과 소행성의 몸체를 구성하는 주요 물질이 된다. ‘가스’는 분자 수소, 헬륨, 네온 등 녹는점이 극도로 낮으며, 높은 증기압을 갖는 물질을 말한다. 이들은 성운 내에서 언제나 기체 상태를 유지한다[16]. 가스 물질은 목성과 토성 등 ‘중간 지대’를 돌고 있는 행성의 대부분을 구성한다. ‘얼음’은 물, 메탄, 암모니아, 황화 수소, 이산화 탄소와 같은 물질로서[17], 녹는점은 수백 켈빈 정도이며, 환경상 압력과 온도에 따라 그 형태를 달리하는 물질이다[16]. 이들 물질은 태양계 내에 얼음, 액체, 기체 등의 다양한 상태로 존재하고 있다. 성운 내에서는 고체 또는 기체 상태로 존재한다[16]. 얼음 물질은 가스 행성의 위성 몸체 대부분, 천왕성과 해왕성(일명 ‘얼음 가스행성’)의 내부 구성물 대부분, 해왕성 궤도 너머 수많은 작은 천체의 몸체 대부분을 구성하는 것으로 여겨진다[17][18]. 가스와 얼음을 ‘휘발성 물질’로도 부른다. 외계 위성
외계 위성(外界衞星)은 외계 행성 또는 자신보다 큰 외계 천체 주위를 도는 자연 위성을 말한다. 행성 거주가능성
사람들은 오래전부터 지구 외의 다른 행성에도 생명체가 있을 것이라는 생각을 하고 있었다. 역사적으로 이 발상은 물리 과학 및 철학에 의해 정립되었다. 20세기 말 해당 학문 분야에 큰 발전이 있었다. 태양계 천체에 로봇 탐사선을 보내어 관찰한 결과 생명체 거주가능성의 범주를 정의하는 데 결정적인 정보들을 얻었으며, 지구와 이들 타 천체들 사이를 지구물리학적으로 자세하게 비교할 수 있게 되었다. 1990년대 초부터 외계 행성의 발견이 가속화되면서, 외계 생명체의 존재 가능성을 가늠할 수 있는 정보를 얻게 되었다. 가장 중요한 사실은, 태양만이 행성을 거느리고 있는 존재가 아님을 알게 되었으며 우리 태양계 너머로 생명체 존재 가능성 연구의 지평을 확장했다는 것이다. 목성형 행성
또한 모든 가스 행성에는 고리 및 위성들이 존재한다. 토성의 고리가 그 중 가장 화려한 외관을 자랑하며, 인류가 알고 있는 외계 천체들 중 이와 같은 고리 구조를 갖고 있는 것은 토성 이외에는 아직 발견된 것이 없다. 2008년 기준으로 목성의 위성은 112개 이상으로 태양계 행성들 중 가장 많다. 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. 외계행성의 겉모습
350~800K의 온도상에서 상층대기에는 구름의 재료가 될 화학물질들이 부족하게 된다. 이런 상태에서 행성은 레일리산란 및 대기 중 메탄으로 인해, 특징없는 푸른 공처럼 보일 것이다. 빛을 반사하는 구름이 없기 때문에, 태양 비슷한 항성 주위를 도는 III형의 반사도는 0.12 정도에 불과할 것이다. 이들의 궤도는 수성 정도의 거리를 보인다. 수다르스키의 논문에서 III형의 후보로 언급한 행성은 글리제 876 b, 안드로메다자리 웁실론 c가 있다. 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
지구(태양에서의 거리 1AU)는 내행성 중 가장 질량이 크며, 나머지 내 행성 3개를 합친것보다도 크다. 현재도 지질학적 활동이 일어나고 있다고 알려진 유일한 천체이며, 우주에서 생명체가 살고 있음이 증명된 유일한 천체이다[43]. 태양계 내 암석 행성 중 유일하게 바다가 있으며, 지각판 이동이 일어나는 유일한 천체이다. 지구의 대기 또한 식물의 존재로 자유 산소의 함량이 21퍼센트나 된다는 점에서 다른 암석 행성과 판이하게 다르다[44]. 지구는 자연 위성으로 달을 거느리고 있는데, 달은 태양계의 암석 행성 중 유일한 거대 위성이다. 또한 달은 모행성의 크기에 비해 가장 큰 행성이다. 갈릴레이 위성
유로파는 태양계에서 부드러운 물체 중 하나이다. 위성의 맨틀 층에 따뜻한 물이 있는 것으로 추정되고, 100km 정도의 깊이인 것으로 추정된다. 매끄러운 표면은 얼음으로 이루어져 있고, 이론에 따르면 얼음의 밑에는 물이 자리잡고 있다. 젊은 표면의 모양에 기초해서 만들어진 이론은 밑에 따뜻한 바다가 있다고 예측하고 있고, 이 바다에는 외계 생명이 존재할 수도 있다. 높은 에너지의 조석 가열이 유로파의 지하에 열을 공급해 얼어붙지 않게 하는 것으로 추정된다. 외계 생명은 유로파의 지하에 존재할 수도 있다. 아마도 지구의 열수 분출공이나 보스토크 호와 유사한 환경에 사는 것으로 생각된다. 이 지하의 생명은 지구의 심해에 사는 미생물과 유사할 것으로 추정된다. 지금까지 유로파에 생명이 존재한다는 증거는 없지만, 추후에 탐사선을 보내 확인할 계획이 있다. 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. 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. 그물자리 제타
그물자리 제타를 이루는 두 별인 그물자리 제타1과 그물자리 제타2는 우리 태양과 매우 비슷한 주계열성이다. 이들을 도는 가스 행성은 발견된 적이 없지만, 지구처럼 작은 행성이 존재할 가능성은 아직 남아 있다. 그러나 제타1과 제타2 모두 중원소 함량이 태양의 60퍼센트 정도에 불과하다. 현재 우리의 지식에 의하면 중원소 함량이 적을수록 지구형 행성이 생성되어 있을 확률은 낮다. 태양계
태양계의 중요 구성 요소인 G형 주계열성 태양은 현재까지 알려진 태양계 전체 질량의 99.86 퍼센트를 차지하며, 중력으로 태양계의 천체를 지배한다[2]. 태양 주위 궤도를 선회하는 네 개의 거대 가스 행성은 태양을 제외한 태양계 질량의 99퍼센트를 차지하며, 그 중 90퍼센트를 목성과 토성이 차지한다.[주 1] 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. 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. 소행성군
목성 바깥편의 소행성체들은 대부분 얼음이나 기타 휘발성 물질들로 이루어져 있다. 대부분은 혜성과 유사하며, 유일한 차이점은 궤도 원일점이 혜성 꼬리가 생기기에는 너무 멀다는 것 뿐이다. 태양계
비공식적으로 태양계는 종종 여러 부분으로 나뉜다. 내행성에는 네 개의 암석 행성과 소행성대가 포함된다. 소행성대 너머 외행성에는 네 개의 가스 행성이 포함된다[9]. 카이퍼 대의 발견으로 태양계의 규모는 해왕성 너머 천체까지 미치게 되었다.[10][11]. 외계행성의 겉모습
분류 유형들은 로마 숫자로 번호를 매겨서, I에서 V까지 모두 5개이다. 이 이론의 전제 조건은 외계행성의 구성성분이 목성과 흡사하다는 것이다. 사실 외계행성이 어떤 물질로 이루어져 있는지는 확실하지 않다. 더 정교한 관측기술이 확보되어야 추측이 더 정확해질 것이다. 수다르스키의 이론을 우리 태양계의 가스행성에 적용한다면, 목성과 토성이 유형I에 해당된다. 바다
지구 외에 바다를 갖고 있다고 추정되는 태양계 내의 다른 행성이나 달이 있다. 단, 바다를 구성하는 것은 액화된 메탄이 등으로 지구와 같은 물이 아닌 경우도 있다. 외계 행성 주인별
2014년 연구로 거대 가스행성뿐 아니라 작은 행성까지도 중원소가 부족한 항성보다 풍부한 항성 주위에서 태어날 확률이 높아짐을 알아냈다. 다만 중원소 함량이 높아질수록 가스행성의 질량은 보다 커지는 경향을 보였다. 이 연구에서 행성은 지구질량 1.7배, 3.9배를 경계로 세 집단으로 구분된다.(지구형 행성, 난쟁이 가스행성, 거인 가스행성) 이 세 집단에서 행성의 탄생 확률은 중원소가 높은 별 근처가 낮은 별 근처보다 각각 1.72배, 2.03배, 9.3배 높았다. 중원소가 풍부한 별 주위 가스행성은 질량이 커지는 성향이 있어 작은 행성을 찾는 데 장애요소로 작용하므로, 위 발생확률 증가분은 하한선이다. 외계 행성 주인별
행성탐사 프로그램을 통해 과학자들은 관측 대상 항성 중 상당수가 행성을 거느리고 있음을 알아냈다. 그러나 모든 행성이 발견된 것은 아니기 때문에 항성의 정확한 행성보유 확률은 밝혀지지 않았다. 지금까지 발견된 외계행성 상당수는 시선속도법과 통과법으로 찾아낸 것인데, 이 두 방법으로는 질량이 크면서 항성에 가까이 붙어 도는 행성을 찾기 쉽다. 따라서 발견된 외계 행성 다수는 이른바 ‘뜨거운 목성’으로, 질량은 목성보다 크거나 비슷하고 궤도는 매우 작아 항성 가까이에 있어 공전주기는 수일에 불과하다. 2005년 시선속도법을 이용한 연구에서 태양과 비슷한 항성 중 약 1.2%가 뜨거운 목성을 거느리고 있음을 알아냈다. 여기서 ‘태양 비슷한 별’은 우리 태양과 비슷한 분광형과 표면 온도를 보이는 항성으로 그 범위는 뜨거운 K형 항성에서 G형을 지나 차가운 F형에 이른다. 이 1.2% 비율은 케플러 우주선이 발견한 뜨거운 목성 비율의 2배가 넘는데, 그 이유는 케플러 위성의 탐사 범위는 우리 은하 내 다른 영역을 다루고 있으며 이 곳에 있는 항성들의 금속함유량은 2005년 연구 대상과는 다르기 때문이다.
나아가, 태양 비슷한 별 중 약 3~4.5%가 공전주기가 100일 언저리인 ‘거인 행성’을 데리고 있는 것으로 추측되는데, 여기서 ‘거인 행성’이란 질량이 최소 지구의 30배인 천체를 뜻한다. 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. 목성형 행성
우리 태양계에 속해 있는 가스 행성 네 개는 공통적인 특징이 있다. 모두 수소 및 헬륨으로 대부분 구성된 대기를 지니고 있으며 내부에 임계 압력을 넘어서는 곳부터 액체 형태로 상기 성분들이 존재한다. 목성과 토성의 경우 대기와 본체의 경계가 명확하지 않다. 반면 천왕성과 해왕성의 경우 일부 모형들에 의하면 경계면이 뚜렷할 것으로 보고 있다. 내부 온도는 매우 높아서 천왕성과 해왕성은 7,000 켈빈, 목성의 경우는 2만 켈빈이나 된다. 이처럼 큰 온도는 이들의 내부가 대부분 유체 형태로 이루어져 있을 것임을 짐작하게 한다. 또한 이들 가스 행성에 있는 '암석질 핵'은 통상적으로 연상하는 돌덩어리 핵이 아니라, 철이나 니켈과 같이 무거운 원소들의 집중도가 다른 부위보다 높다는 뜻에 불과하다. 외계 행성
2008년 - OGLE-2006-BLG-109Lb, OGLE-2006-BLG-109Lc2008년 2월 14일 발견되었으며, 현 시점까지 우리 태양계의 목성, 토성과 흡사한 구조를 갖고 있는 것으로 알려져 있다. 이 둘은 우리의 목성, 토성과 흡사한 질량비를 갖고 있으며, 항성으로부터의 거리도 비슷하다. 가스 행성이 이 정도 위치에 있는 것은, 보다 가까운 곳에 있을 법한 지구형 행성에 생명체가 안정적으로 진화할 시간을 마련해 준다는 의미가 있다. 그 이유는 이처럼 질량 큰 가스 행성은 소행성 등을 중력으로 끌어당겨 제거해 주기 때문이다. 이런 의미에서 이처럼 적당히 멀리 떨어져 있는 가스 행성을 '선량한 목성'으로 부르기도 한다.(반대로 항성에 가까이 붙어 돌고 있는 행성들을 '사악한 목성'으로 부른다)[71] 외계 행성
일부 행성은 생명체 거주가능 영역 내를 돌고 있어 표면에 액체 물(또는 생명체)이 존재 가능할 것으로 보이며, 이런 행성들의 발견으로 외계 생명체의 존재 여부에 대한 관심은 증폭되고 있다.[11] 외계 행성이 생명체를 품기에 적합한지의 폭넓은 요소들을 고려하는 것을 행성 거주 가능성 연구라고 하며 이는 외계 행성 탐사에 포함된다. 고래자리 타우
현재 외계행성 관측 기법으로 타우 주변을 관찰한 결과 적어도 갈색 왜성보다 무거운 천체는 이 별을 공전하지 않는 것으로 보인다. 타우는 중원소 함유율이 태양보다 작으며, 이 때문에 천문학자들은 타우 주변에 지구형 행성이 있을 확률은 적을 것으로 추측해 왔다. 그러나 2012년 12월 타우별 주위에 슈퍼지구급의 행성 다섯 개가 돌고 있다는 증거가 발견되었으며 다섯 행성 중 하나는 생명체 거주가능 영역 안을 돌고 있는 것으로 나타났다. 위성 거주가능성
생명체 거주가능 영역을 도는 목성형 행성은 여러개가 발견되었지만 현재 외계 위성은 하나도 발견하지 못하고 있다. 몇몇 공상 과학 소설과 영화에는 생명체가 사는 외계 위성이 등장한다. 대표적으로는 스타 워즈의 엔도어, 영화 아바타의 판도라가 있다. 외계 행성
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. 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. 궤도 이심률
발견된 외계 행성들 중에서, 많은 행성들은 태양계보다 큰 궤도 이심률을 갖고 있다. 궤도 이심률이 낮은 외계 행성들은 항성에 가까워 조석 고정되어 있는 상태이다. 태양계의 여덞 행성들은 모두 원에 가까운 궤도를 가지고 있지만, 외계 행성들 중에서 태양계처럼 궤도 이심률이 낮은 행성들은 귀하고 특이한 편에 속한다. 한 이론은 이를 태양계의 특성으로
보고, 다른 이론은 태양계의 특이한 소행성대로 인하여 이러한 현상이 생겼다고도 본다. 태양계는 소행성대, 카이퍼 대, 오르트 구름등과 같이 특이한 미행성대가 있어 행성들을 원 궤도가 되게끔 만들었다는 것이다. 발견된 외계 행성계들은 미행성대 자체가 발견되지 못하였다. 대전이 가설 또한 행성들이 왜 원에 가까운 궤도를 가지고 있는지를 설명할 수 있다. 고대의 행성
수성과 금성은 오직 새벽녘과 저물녘에만 볼 수 있으며, 지구 궤도에 비하면 내행성이다. 금성은 하늘에서 세 번째로 밝은 가장 두드러지는 행성이다. 수성은 태양과 가까움으로 인해 관찰이 덜 용이하다. 스칸디나비아나 알래스카와 같은 북극에 가까운 지역에서 수성을 보려면, 긴 박명과 최대 이각의 매우 낮은 각도로 인하여 광 필터가 필요할 것이다. 화성은 거의 25개월 마다 일어나는 충에 있을 때 그것의 위상 가운데서 가장 밝다. 목성과 토성은 다섯 행성 중에서 가장 크지만, 태양으로부터 더 멀리 떨어져 있기 때문에, 태양빛을 덜 받는다. 그렇지만, 목성은 하늘에서 금성 다음으로 밝은 객체이다. 토성의 광도는 그것의 고리에 의해 높아지는데, 황도에 대한 그것의 경사에 따라 지구로 반사하는 빛의 정도가 달라진다. 그러나, 그 고리 자체는 지구에서 육안으로 보이지 않는다. 이론상으로 천왕성과 때때로 소행성 베스타는 아주 맑은 밤하늘에서 맨눈으로 보이게 되어 있지만, 순수 육안 행성과는 다르게, 그것들은 항상 수천개의 항성 보다 덜 밝으며, 망원경의 도움 없이는 그것들의 존재를 알 수 없을 정도로 충분히 두드러지지는 않는다. 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. 태양계
네 개의 지구형 행성은 암석으로 조밀하게 구성되어 있으며, 위성이 적거나 없고 고리도 없다. 이러한 행성을 구성하는 광물은 대부분 높은 녹는점을 가지고 있는데, 그 예로 지각과 맨틀을 구성하는 규산염, 핵을 구성하는 철, 니켈과 같은 금속이 있다. 지구형 행성 중 금성, 지구, 화성은 대기와 충돌 크레이터, 열곡, 지구대, 화산과 같은 구조 지질학적인 표면의 특징을 가지고 있다. “지구형 행성”이라는 용어는 “내행성”이라는 용어와 헷갈리면 안 된다. 내행성은 지구와 태양 사이에 있는 행성, 즉 수성과 금성을 가리킨다. 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. 태양계
오르트 구름은 무수한 얼음 천체로 이루어진 이론적인 구역으로 구형의 구름과 같은 형상이다. 이 오르트 구름은 장주기 혜성의 원천으로 추측되며, 태양에서 거의 5만AU(대략 1광년(ly)이 조금 못 됨) 거리까지 둘러싸고 있으며, 멀게는 10만AU(1.87ly)까지 퍼져 있다. 이 구역은 목성형 행성의 중력적 상호작용으로 말미암아 태양계 안쪽에서 튕겨져 나간 혜성으로 구성되어 있는 것 같다. 오르트 구름의 천체는 매우 천천히 움직이며, 때에 따라서는 지나가는 다른 항성의 충돌이나 중력 작용, 우리 은하의 은하계 조력 등의 드문 현상으로 말미암은 섭동이 일어나기도 한다[81][82]. 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. 목성의 대기
목성의 대기는 태양계에서 가장 큰 행성 대기이다. 짙은 빛깔을 띠고 있으며, 대부분이 수소 분자와 헬륨으로 이루어졌다. 메탄, 암모니아, 황화 수소, 물과 같은 다른 화합물도 적은 양으로 존재한다. 물이 대기에 깊숙이 상주해 있을 것으로 여겨지지만 직접적으로 측정된 농도는 매우 적은 수준이다. 목성 대기의 산소, 질소, 황, 비활성 기체 성분비는 태양의 세 배를 넘는다. 대기층의 두께는 약 3,000km 정도이며 내부에서 방출되는 열과 빠른 자전 운동으로 인해 아주 복잡한 운동을 한다.
구름층의 두께는 약 150km정도로 추정되며 풍속이 초당 180m 이상인 제트기류가 형성된다. 태양계
우리 태양계와 바로 닿아 있는 이웃을 국부 성간 구름으로 부르고 있다. 이곳은 국부 거품으로 알려진, 짙거나 또는 성긴 성간 구름이 펼쳐진 영역이다. 국부 성간 구름의 폭은 약 300광년이며, 허리가 잘록한 모래시계처럼 생겼다. 거품은 그리 오래 되지 않은 과거 초신성 여러 개가 폭발했었다는 증거가 되는, 높은 온도의 플라스마로 가득 차 있다.[93] 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.[43] 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.