외계행성 편집하기 (부분)

== 연구 과정 ==
=== 연구의 시작 ===
수백년 전 부터 과학자들은 우리 태양계말고 다른 별에도 우리 태양계같이 행성이 있을것이라고 했다. 하지만 그 당시에는 기술력이 좆딸려서 관측하지 못했다. 

현대적 항성 관측 기술이 진전된 20세기에도 행성관측은 이론상으로만 가능한 일이었다. 왜냐하면 항성은 스스로 빛을 내는 반면 행성은 빛을 내지 못하고 단순히 항성이 낸 빛을 반사해서 빛날 뿐인데, 항성과 행성의 밝기 차이는 수억 배는 나기 때문에

수십 광년 떨어진 거리에서 이들을 감지해 내는 것은 거의 불가능한 일이기 때문이다. 그래서 간접적인 방법으로 쓴다.

=== 외계행성을 연구하는 방법 ===
직접 관측은 불가능 하니 간접적으로 관측한다. 아래는 그 방법들이다.

* '''부착원반 관측'''
행성 형성 이론에 의하면 항성이 만들어지고 남은 물질들이 주변에서 부착원반을 형성하고, 이것이 모인 것이 행성이다.

따라서 부착원반이 있다면 행성이 형성중일 가능성이 있다고 보는 방법이다.

==== {{크기|3|위치변화 측정}} ====
공통적으로 행성이 공전할 때 항성도 사실은 공통의 질량중심을 중심으로 돈다는 것을 이용한다.
<br>물론 항성은 매우 무겁기 때문에 질량중심은 항성의 내부에 있지만, 약간의 위치변화와 움직임이 발생한다.

* '''별의 빛의 파장 변화를 이용하는 방법'''
만유인력과 [[도플러 효과]]를 이용한다. 행성계 내에서 별이 가만히 있는 건 아니고, 중심별도 행성과 별의 질량중심점을 공전한다. 

그래서 별이 시선 방향(관측자가 별을 보는 방향과 평행한 방향)으로 움직이는데, 여기서 미세하게 도플러 효과로 인한 스펙트럼 편이가 나타난다. 스펙트럼 편이와 별의 질량을 알면 행성의 질량도 알 수 있다.

==== {{크기|3|밝기변화 측정}} ====
* '''주기적인 항성의 특성을 이용하는 방법''''
매우 조흔 방법이지만 펄서나 [[초신성]]으로 깽판 친 행성에게만 해당된다는게 흠이다.

* '''별의 식 현상을 이용하는 방법'''
우리 지구에서 일식 관측할 때는 태양이 달에 가려진다. 근데 태양의 크기와 달 크기의 차이가 좆나게 난다. 멀리서 보면 가려지지 않고 약간 어둡게 보인다. 이걸 이용해 관측한다.

* '''밝기변화 측정'''
행성에 의한 항성의 움직임이 지구의 시선방향으로 움직일 때 사용하는 방법. 움직임으로 인한 거리변화로 밝기가 변하는 것을 측정한다. 도플러 효과를 이용한 방법과는 비슷한 방법이다.

* '''[[중력렌즈]]를 사용하는 측정'''
측정대상인 항성을 작은 중력렌즈로 사용해서 다른 별을 관측할 때, 측정대상인 항성계에 행성이 있으면 움직임 등에 의해 다른 별의 상에 교란이 발생하는 것을 측정한다. 다른 별이 없을 경우 측정에 제한이 있다.

* '''편광측정'''
행성의 대기에 반사되는 빛에 편광이 일어나는 것을 측정한다.

이 방법외에도 여러가지 방법이 있지만 생략한다. 그런데 이 방법들을 이용하면 발견하기 쉬운게 바로 별에 가까운 목성형 행성이다.