도플러 분광법 (Doppler Spectroscopy)
쉽게 풀면
별빛의 색이 아주 조금씩 변하는 것을 정밀하게 재서 별이 얼마나 빠르게 우리 쪽으로 오거나 멀어지는지 알아내는 방법이다.
왜 중요한가
시선속도법은 최초의 태양형 별 주위 외계행성인 51 Peg b를 발견한 방법이며, 행성의 최소 질량을 직접 주는 유일한 간접 탐색법이라 통과법과 결합해 밀도를 구하는 데 필수입니다. 고분산 에셸 분광기와 안정된 파장 기준으로 초속 1미터 이하의 정밀도가 달성되어 지구형 행성 탐색에 접근하고 있습니다.
논문에서는 이렇게 쓰입니다
고정밀 분광기(ELODIE)를 이용한 도플러 분광법으로 51 Pegasi 항성의 미세한 시선속도 변화를 검출하여 최초의 외계행성 발견으로 이어졌다.
이 문장은 별 자체의 표면 움직임이 만드는 가짜 신호를 따로 걸러내야만, 아주 작은 행성이 만드는 진짜 신호를 찾아낼 수 있었다는 뜻입니다.
조금 더 깊게 보면
이 방법으로 얻는 것은 궤도 경사각이 섞인 최소 질량이라, 통과나 천체측정 자료가 없으면 실제 질량은 알 수 없습니다. 항성 표면의 대류·자전·흑점이 행성 신호와 비슷한 크기의 겉보기 속도 변화를 만들어 초속 수십 센티미터의 지구형 신호를 가리는 것이 현재의 실질적 한계입니다. 궤도 주기가 긴 행성은 관측 기간이 궤도 주기를 넘어야 확정되므로 목성형 외곽 행성은 수십 년 자료가 필요합니다. 관측되는 시선속도 반진폭은 행성 질량뿐 아니라 궤도 이심률과 항성 질량에도 좌우되므로, 여러 관측 시점의 자료를 궤도 모형에 맞추는 과정을 거쳐야 정확한 질량 하한을 얻는다. 최근에는 레이저 빗살(레이저 프리퀀시 콤)을 파장 기준으로 쓰는 분광기가 도입되어, 종전의 요오드 셀 기준보다 훨씬 안정적인 파장 보정으로 초속 수십 센티미터급 정밀도에 다가서고 있다.
주의할 점
도플러 분광법의 정밀도는 항성 자체의 표면 활동(흑점, 플레어 등)에 의한 잡음에 의해 제한될 수 있어, 이를 구분하는 것이 중요한 과제다. 여러 행성이 동시에 신호를 만드는 다중 행성계에서는 각 행성의 주기 성분을 서로 분리해야 하며, 이 과정에서 실제로 없는 가짜 주기를 행성으로 잘못 해석하는 위험이 있다.