PSR B1620−26 b is an exoplanet located approximately 12,400 light-years from Earth in the constellation of Scorpius. It bears the unofficial nicknames "Methuselah" and "the Genesis planet" (named after the Biblical character Methuselah, who, according to the Bible, lived to be the oldest person) due to its extreme age.  The planet is in a circumbinary orbit around the two stars of PSR B1620−26 (which are a pulsar (PSR B1620−26 A) and a white dwarf (WD B1620-26)) and is the first circumbinary planet ever confirmed. It is also the first planet found in a globular cluster. The planet is one of the oldest known extrasolar planets, believed to be about 12.7 billion years old.

Characteristics

Mass, orbit, and age
PSR B1620−26 b has a mass of 2.627 times that of Jupiter, and orbits at a distance of 23 AU (3.4 billion km), a little larger than the distance between Uranus and the Sun. Each orbit of the planet takes about 100 years.

The triple system is just outside the core of the globular cluster Messier 4. The age of the cluster has been estimated to be about 12.7 billion years, and because all stars in a cluster form at about the same time, and planets form together with their host stars, it is likely that PSR B1620−26 b is also about 12.7 billion years old. This is much older than any other known planet discovered to date, and nearly three times as old as Earth.

Host stars
PSR B1620−26 b orbits a pair of stars. The primary star, PSR B1620−26, is a pulsar, a neutron star spinning at 100 revolutions per second, with a mass of 1.34 , a likely radius of around 20 kilometers (0.00003 ) and a likely temperature less than or equal to 300,000 K. The second is a white dwarf with a mass of 0.34 , a likely radius of around 0.01 , and a likely temperature less than or equal to 25,200 K. These stars orbit each other at a distance of 1 AU about once every six months. The age of the system is 12.7 to 13 billion years old, making this one of the oldest binary stars known. In comparison, the Sun has an age of 4.6 billion years. 

The binary system's apparent magnitude, or how bright it appears from Earth's perspective, is 24. It is far too dim to be seen with the naked eye.

Evolutionary history

The origin of this pulsar planet is still uncertain, but it probably did not form where it is found today. Because of the decreased gravitational force when the core of star collapses to a neutron star and ejects most of its mass in a supernova explosion, it is unlikely that a planet could remain in orbit after such an event. It is more likely that the planet formed in orbit around the star that has now evolved into the white dwarf, and that the star and planet were only later captured into orbit around the neutron star.

Stellar encounters are not very common in the disk of the Milky Way, where the Sun is, but in the dense core of globular clusters they occur frequently. At some point during the 10 billion years, the neutron star is thought to have encountered and captured the host star of the planet into a tight orbit, probably losing a previous companion star in the process.
About half a billion years ago, the newly captured star began to expand into a red giant (see stellar evolution).

Typical pulsar periods for young pulsars are of the order of one second, and they increase with time; the very short periods exhibited by so-called millisecond pulsars are due to the transfer of material from a binary companion. The pulse period of PSR B1620−26 is a few milliseconds, providing strong evidence for matter transfer. It is believed that as the pulsar's red giant companion expanded, it filled and then exceeded its Roche lobe, so that its surface layers started being transferred onto the neutron star.

The infalling matter produced complex and spectacular effects. The infalling matter 'spun up' the neutron star, due to the transfer of angular momentum, and for a few hundred million years, the stars formed a low-mass X-ray binary, as the infalling matter was heated to temperatures high enough to glow in X-rays.

Mass transfer came to an end when the surface layers of the mass-losing star were depleted, and the core slowly shrunk to a white dwarf. Now the stars peacefully orbit around each other. The long-term prospects for PSR B1620−26 b are poor, though. The triple system, which is much more massive than a typical isolated star in M4, is slowly drifting down into the core of the cluster, where the density of stars is very high. In a billion years or so, the triple will probably have another close encounter with a nearby star. The most common outcome of such encounters is that the lightest companion is ejected from the multiple star system. If this happens, PSR B1620−26 b will most likely be ejected completely from M4, and will spend the rest of its existence wandering alone in interstellar space as an interstellar planet.

Detection and discovery

Like nearly all extrasolar planets discovered prior to 2008, PSR B1620−26 b was originally detected through the Doppler shifts its orbit induces on radiation from the star it orbits (in this case, changes in the apparent pulsation period of the pulsar). In the early 1990s, a group of astronomers led by Donald Backer, who were studying what they thought was a binary pulsar, determined that a third object was needed to explain the observed Doppler shifts. Within a few years, the gravitational effects of the planet on the orbit of the pulsar and white dwarf had been measured, giving an estimate of the mass of the third object that was too small for it to be a star. The conclusion that the third object was a planet was announced by Stephen Thorsett and his collaborators in 1993.

The study of the planetary orbit allowed the mass of the white dwarf star to be estimated as well, and theories of the formation of the planet suggested that the white dwarf should be young and hot. On July 10, 2003, the detection of the white dwarf and confirmation of its predicted properties were announced by a team led by Steinn Sigurdsson, using observations from the Hubble Space Telescope. It was at a NASA press briefing that the name Methuselah was introduced, capturing press attention around the world.

Name
While the designation PSR B1620−26 b is not used in any scientific papers, the planet is listed in the SIMBAD database as PSR B1620−26 b. Some popular sources use the designation PSR B1620−26 c to refer to the planet, as it was described as the third member of a triple system (composed of the planet and two stars). This designation doesn't appear in the SIMBAD database, and more modern naming conventions use a separated lettering system where lower-case letters to refer to planets and upper-case letters to designate stars (e.g. Gliese 667 Cc is the 'c' planet orbiting Gliese 667C, which is the 'C' star of a triple system), making PSR B1620−26 b the designation for a planet orbiting both stars of the PSR B1620−26 system. Neither usage is employed in the scientific literature with respect to the PSR B1620−26 planet.

Though not officially recognized, the name "Methuselah" is commonly used for the planet in popular articles. This name is usually used as the informal name to show the similarities to the planets of the Solar System, while the "latter name" is used astronomically.  Methuselah is the only planet to have received a biblical name or nickname, although three other extrasolar planets have been unofficial mythological nicknames (just like in the Solar System), those planets being Dimidium, originally dubbed "Bellerophon"; Gliese 581 g, sometimes called "Zarmina," or even more rarely "Zarmina's World" or "Zarmina's Planet"; and HD 209458 b, occasionally referred to as "Osiris."

See also
 51 Pegasi b
 PSR 1257+12
 Pulsar planet

References

External links 
 
 

Circumbinary planets
Exoplanets detected by timing
Exoplanets discovered in 1993
Exoplanets with proper names
Giant planets
Pulsar planets
Scorpius
PSR B1620-26 b는 전갈자리 방향으로 지구에서 약 12,400광년 떨어진 곳에 있는 외계 행성이다. 비공식적 명칭으로 므두셀라로 불리며, 몇몇 저명성 있는 출처에는 PSR B1620-26 c로 표기되어 있기도 하다. b는 펄사와 백색 왜성으로 이루어진 쌍성계 주위를 공전하고 있다. b는 지금까지 발견된 외계 행성들 중 가장 나이가 많은 것으로 추측되며, 구체적 수령은 127억 살 정도로 보인다.

이름 
SIMBAD에서 PSR B1620-26 b라는 명칭을 사용했으나, 정작 SIMBAD가 해당 명칭을 등록하기 전 같은 이름을 사용한 과학 논문은 없었다. 몇몇 유명한 출처에서는 PSR B1620-26 c라는 이름을 쓰는 경우도 있었는데, 아마도 이 행성의 어머니 항성 둘에 이미 A와 B라는 대문자 기호가 붙어 있기 때문에 자식 행성에는 B 다음인 c를 써야 한다는 논리를 내세운 결과로 보인다. 이후 2008년 PSR B1620-26 b과 비슷하게 쌍성 주변을 도는 외계 행성으로 처녀자리 HW가 발견되었는데, 처녀자리 HW의 발견 사실을 보고한 논문에는 행성에 기호를 붙이지 않았다. 따라서 근접 쌍성을 도는 외계 행성에 b 또는 c 중 어느 것을 붙여야 하는가에 대한 논란은 현재진행형이다.

공식적으로 인정되지는 않았지만 이 행성은 종종 므두셀라로 불려 왔다. 므두셀라는 성서 창세기에 등장하는, 인류 역사상 가장 오래 산 사람이다. 따라서 PSR B1620-26 b는 태양계 밖의 외계 행성들 중 신화적 존재의 이름이 붙은 세 천체 중 하나인 셈이다. 그러나 벨레로폰이나 오시리스처럼 자주 언급되지는 않는다.

발견 

대다수의 다른 외계 행성들과 마찬가지로 PSR B1620-26 b 역시 행성의 질량이 어머니 항성을 흔드는 현상을 통해 발견되었다(PSR B1620-26 b의 경우는 펄사의 주기에 미묘한 변화가 있는 것을 이용했다). 1990년대 초 도널드 백커 연구진은 쌍성 PSR B1620-26의 도플러 효과를 분석한 결과 세 번째 천체가 있어야 한다고 결론내렸다. 몇 년 후, 펄사와 백색 왜성의 궤도에 미지의 천체가 미치는 중력을 관측한 결과 제3의 천체 질량은 항성이 아니라 그보다 훨씬 작은 천체라는 결과를 얻었다. 1993년 스테판 토르셋 연구진은 이 제3의 천체가 행성이라고 발표했다.

행성의 궤도를 연구한 결과 백색 왜성의 질량을 알 수 있게 되었고, 행성 생성 이론에 입각하여 백색 왜성은 매우 뜨겁고 상대적으로 젊은 존재라는 가설을 내렸다. 이후 2003년 7월 10일 천문학자 스타인 시거슨이 이끄는 천체연구팀이 허블 우주 망원경을 이용하여 이 백색 왜성을 관측, 색지수를 얻었고 표면 온도를 구했다. NASA는 공식 발표에서 이 행성을 므두셀라로 불렀으며 므두셀라의 발견 소식은 전 세계의 관심을 집중시켰다.

물리적 특징 

PSR B1620-26 b는 항성 둘로 이루어진 쌍성을 돌고 있다. 하나는 펄사로 1초에 100번 회전하는 중성자별이다. 나머지 하나는 백색 왜성으로 태양 질량의 34퍼센트 정도의 천체이다. 이 둘은 약 6개월 주기로 서로의 질량 중심을 1 천문단위 정도 떨어져서 공전하고 있다. PSR B1620-26 b는 이 둘을 도는 외계 행성으로, 처음 발견되었기 때문에 b라는 기호를 얻었다. 행성의 질량은 목성질량의 2.5배 정도이며 쌍성에서 23 천문단위(34억 킬로미터) 떨어져 있다. 이는 태양에서 해왕성까지의 거리보다 좀 더 먼 정도이다. PSR B1620-26 b는 쌍성을 약 100년 주기로 1회 공전한다.

PSR B1620-26 항성계는 구상 성단 메시에 4 중심부에서 약간 바깥쪽에 자리잡고 있다. 성단의 나이는 127억 살 정도인데, 성단 내 별들이 동시에 생겨났음을 고려하면 PSR B1620-26 b 역시 127억 살 정도일 것이다. 이는 지금까지 발견된 외계 행성들 중 가장 오래된 사례이며, 지구 나이의 거의 세 배에 이른다.

진화 과정 
이 펄사 행성이 어떻게 생겨났는지에 대해서는 확실하지 않지만 현재의 위치에서 생겨나지 않았을 가능성이 크다. 질량이 큰 별이 진화하여 중심핵이 붕괴하여 초신성 폭발로 갖고 있던 질량 대부분을 날려 버리고 중성자별로 진화할 경우, 그 주변을 돌던 행성은 궤도를 정상적으로 유지할 수 없게 된다. 따라서 b는 지금은 백색 왜성이 된, 태양과 비슷한 항성 주위에서 생겨났을 것이다. 이후 백색 왜성과 행성으로 구성된 행성계는 우주 공간을 이동하던 중 중성자별의 중력에 붙잡혀 지금의 모습을 갖추게 되었을 것이다.

항성끼리 가까이 접근하는 일은 우리 태양이 있는 은하 변두리에서는 자주 발생하지 않지만(항성과 항성 사이는 엄청나게 멀기 때문이다), 별들이 빽빽하게 뭉쳐 있는 구상 성단에서는 자주 일어난다. 지금으로부터 100억 년 ~ 10억 년 중 어느 한 시점에 중성자별 근처로 b와 그 어머니 항성이 접근하였고, 두 천체의 중력적 상호 작용으로 중성자별이 원래 거느리고 있던 동반 천체는 튕겨져 날아갔고 b의 어머니 항성과 중성자별은 서로를 돌기 시작하게 되었다. 서로 합쳐진 지 약 10억 년 후 b의 어머니 항성은 적색 거성으로 진화하여 부풀어 오르게 되었다.

평범한 젊은 펄사들의 자전 속도는 그리 빠르지 않으며 시간이 지나면서 점차 증가한다. 반면 엄청나게 빨리 도는 소위 밀리초 펄사는 쌍성계에서 동반 천체로부터 물질을 공급받은 결과물이다. PSR B1620-26의 자전 주기는 수 밀리초로 여기서 PSR B1620-26은 동반성의 질량을 공급받았음을 알 수 있다. 포획된 항성이 적색 거성으로 진화하면서 로시엽 바깥까지 팽창했으며, 한계를 넘어가자 바깥쪽의 물질들은 중성자별로 이동하기 시작했다.

물질들이 중성자별 표면으로 떨어지면서 복잡하면서도 다채로운 효과를 발생시켰다. 물질들은 각운동량의 이동을 통해 중성자별의 회전 속도를 더욱 빠르게 했다. 낙하 물질들이 엑스선을 뿜을 정도로 중성자별을 달구면서, 수백만 년에 걸쳐 두 별은 저질량 엑스선 쌍성계를 구성하게 된다. 이후 적색 거성의 물질이 모두 중성자별로 떨어지게 되었고, 물질을 빼앗긴 별은 수축하여 백색 왜성이 되었다.

현 시점에서 백색 왜성과 중성자별은 안정적으로 서로를 돌고 있다. 그러나 PSR B1620-26 b의 운명은 장기적으로 볼 때 그리 밝지 않다. 구상 성단 메시에 4 내의 다른 별들과 비교할 때 PSR B1620-26 항성계의 질량은 큰 편에 속하기 때문에 이들은 성단 중심을 향하여 서서히 이동하고 있다. 구상 성단의 중심부는 항성의 밀도가 매우 높고, 10억 년 이내로 항성계는 다른 별 바로 옆을 스쳐 지나갈 것이다. 이 경우 질량이 큰 펄사와 백색 왜성과는 달리 상대적으로 가벼운 PSR B1620-26 b는 항성계에서 내쳐질 것이다. 속박에서 벗어난 b는 성간 공간을 영원에 가까운 시간에 걸쳐 방황하는 떠돌이 행성이 될 것이다.

같이 보기 
 펄사 행성
 페가수스자리 51 b
 PSR 1257+12

참고 문헌

외부 링크 

 
 
 
 

외계 행성
펄사 행성
전갈자리
1993년 발견한 외계 행성
목성형 행성
쌍성주위 행성