프록시마 센터우리 - 제2의 지구가 될 수 있을까?

프록시마 센터우리(Proxima Centauri)는 켄타우로스자리 방향으로 4.246광년 떨어진 위치에 있는 적색왜성입니다. 태양계에서 가장 가까운 항성으로 알려져 있습니다. 

개요

1915년 로버트 이네스에 의해 발견되었습니다. 시등급은 약 11등성으로 지구에서 육안으로 관측이 블가능 합니다. 

이 별은 켄타우로스자리 ∝성 A, ∝성 B에 이어 세 번째로 큰 별이며, ∝성 A로부터 15,000±700au의 거리를 50만 년 이상의 주기로 공전하고 있는 것으로 알려져 있습니다.

지름은 태양의 약 7분의 1이지만, 질량은 8분의 1 정도이므로 평균 밀도는 태양의 40배에 달합니다. 또한 지구에 가깝기 때문에 지구에서 직접 각 지름을 측정할 수 있습니다. 

프록시마 센터우리는 매우 어둡지만, 고래자리 UV형 변광성이기 때문에 자기 활동에 따라 불규칙적으로 밝기가 변합니다. 자기장은 항성 내부의 대류에 의해 발생하며, 플레어 활동으로 인해 플레어 활동으로 인해 태양과 비슷한 정도의 X선이 발생합니다. 대류에 의한 항성핵의 핵융합 연료 혼합과 상대적으로 낮은 에너지 생산량으로 인해 프록시마 켄타우리는 앞으로 현재 우주 나이의 약 300배에 달하는 4조 년 동안 주계열성 상태를 유지할 것으로 보입니다.

2016년 8월 24일 유럽남방천문대는 프록시마 켄타우리를 공전하는 행성 프록시마 켄타우리b를 발견했다고 발표했습니다. 프록시마 센터우리로부터 0.05au(약 750만㎞)의 거리를 11.2일에 공전하고 있으며, 추정되는  하한 질량은 지구의 1.3배로 알려져 있습니다. 또한 프록시마 센터우리 b는 프록시마 켄타우리의 거주 가능 지역 내에서 공전하고 있으며, 표면에 액체 상태의 물을 가지고 있을 가능성이 있습니다.

이전에도 프록시마 센터우리를 공전하는 갈색왜성이나 거대 행성의 존재를 확인하기 위한 탐사가 여러 차례 진행됐으나 실패로 끝났고 정밀한 도플러 분광법 관측에서도 거주 가능 구역 내에 슈퍼 지구 크기의 행성이 존재할 가능성은 배제되고 있습니다. 더 작은 천체를 찾기 위해서는 더 정밀한 장비가 필요하여 2021년 제임스 웹 우주망원경을 우주에 보내 관측할 예정입니다. 그러나 프록시마 센터우리는 섬광성이기 때문에 행성이 있더라고 그 표면에 생명체가 존재할 수 있는지에 대해서는 논란이 계속되고 있습니다. 그럼에도 불구하고 지구에서 가깝다는 점 때문에 항성 간 항해의 목적지로 자주 거론되고, 실제로 프록시마 센터우리까지 스타칩을 이용해 항해하는 스타샷 계획의 구상도 구상되고 있습니다.

 

관측

1915년 로버트 이네스는 남아프리카공화국 요하네스버그의 유니온 천문대에서 켄타우로스자리 알파 별과 동일한 고유 운동을 가진 별을 발견했습니다. 1917년 케이프타운의 희망봉 왕립 천문대에서 네덜란드 천문학자 요안 포우테의 시차를 0.755±0.028초로 측정하여 태양으로부터의 거리가 켄타우로스자리 ∝별과 거의 같다고 하였습니다. 동시에 당시 발견된 항성 중 가장 어두운 것으로 밝혀졌고, 1928년 미국의 천문학자 해럴드 알덴은 프록시마 센타우리의 시차를 더욱 정밀하게 측정했습니다. 그 결과, 포테와 거의 동일한 0.783±0.005초라는 결과를 얻었습니다.

1951년 미국의 천문학자 할로우 샤플리는 프록시마 센터우리가 섬광성임을 발표했습니다. 또한, 과거 촬영된 이미지 중 약 8%에서 검출 가능한 증광이 확인되어 당시 알려진 섬광성 중 가장 활발한 활동을 하는 것으로 나타났습니다. 1980년 아인슈타인 천문대는 프록시마 센타우리 항성 플레어에 대한 상세한 X-선 에너지 곡선을 만들었습니다. 항성 활동은 관측 위성인 EXOSAT, ROSAT에서도 관측되었습니다. 

프록시마 센터우리는 남방구에서 관측할 수 있지만, 북위 27도 이북에서는 볼 수 없습니다. 시등급이 11등급의 어두운 적색왜성이기 때문에 육안으로는 관측할 수 없습니다. 관측하려면 매우 어두운 밤하늘에서 구경 8㎝ 이상의 망원경을 준비해야 합니다. 가령 켄타우로스자리 ∝성 AB에서 보면 프록시마 켄타우리는 5등급 항성을 보이는 것을 알려져 있습니다.

2018년 관측 역사상 가장 강력한 슈퍼플레어가 프록시마 센타우리에서 관측되었다고 발표되었습니다. 이 플레어는 광도가 약 68배 커져 시등급이 6.8등급까지 밝아졌고 유사한 플레어는 연간 약 5회 정도 발생하는 것으로 알려져 있지만, 이러한 플레어는 몇 분 동안만 지속되기 때문에 이전까지 관측된 적이 없었습니다.

 

특징

프록시마 켄타우리는 헤르츠슈프롱-러셀 다이어그램에서 젹색왜성 M6Ve에 속하며 M6Ve는 같은 M형 항성 중에서도 질량이 낮은 편에 속합니다. 지구에서 10퍼섹 떨어진 위치에 있다고 가정했을 때 밝기를 나타내는 절대등급은 15.5 입니다. 전체 파장에서의 광도는 태양의 0.17%입니다. 그러나 그 중 85% 이상이 적외선이며, 눈에 보이는 가시광선에서의 밝기는 태양의 0.0056%에 불과합니다.

2002년 VLTI가 광간섭법을 이용해 프록시마 센타우리의 각 지름을 측정한 결과, 1.02±0.08밀리 초의 각으로 밝혀졌습니다. 지구와의 거리가 정확히 알려져 있기 때문에 실제 지름은 태양의 약 7분의 1, 목성의 1.5배로 계산할 수 있습니다. 질량은 태양 질량의 12.3%, 목성 질량의 약 129배입니다. 항성은 질량이 감소하면 밀도가 높아지는 경향이 있습니다. 프록시마 켄타우리도 예외는 아니어서 태양의 1.41g/㎝3에 비해 약 40배인 53.8g/㎝3의 밀도를 가지고 있습니다. 프록시마 켄타우리는 한 번 자전하는데 83.5일이 걸립니다. 질량이 작기 때문에 항성 내부는 완전히 대류적이며, 복사 과정을 통해서가 아니라 플라즈마의 물리적 움직임에 의해 에너지를 외부로 전달합니다. 이 대류는 수소의 열핵융합에서 남은 헬륨이 핵에 축적되지 않고 항성 내부를 순환한다는 것을 의미합니다. 주계열성 단계를 마치기 전에 전체[ 수소 공급량의 약 10%만 태우는 태양과 달리, 프록시마 센타우리는 수소 핵융합을 마칠 때까지 거의 모든 수소를 연료로 소비하는 것으로 알려져 있습니다.

대류는 자기장의 발생과 지속 관련성이 있습닏. 이 자기장에서 나오는 자기장 에너지는 항성 전체의 광도를 일시적으로 증가시키는 플레어를 통해 방출됩니다. 이 플레어는 항성 자체와 비슷한 크기까지 커질 수 있으며, 온도가 2,700만 K에 달할 수 있습니다. 이는 X선을 방출하기에 충분한 온도이고 실제로 프록시마 센타우리의 정지 X선 광도는 약 4~16×1026 erg/s(약 4~16×1019 W)로 프록시마 센타우리보다 훨씬 더 큰 태양과 거의 같습니다. 가장 큰 플레어 발생 시 X선 광도 피크는 1028 erg/s에 이르기도 합니다.

프록시마 센타우리의 채색층은 매우 활동적이며, 프록시마 센타우리의 스펙트럼에서 280nm파장 길이의 이온 마그네슘 스펙트럼 선을 볼 수 있습니다. 프록시마 켄타우리 표면의 약 88%는 태양보다 더 활동적일 가능성이 있으며, 태양의 활동 주기와 마찬가지로 항성 활동의 강약이 반복되는 것으로 추정되었으나 프록시마 켄타우리의 항성 활동은 다른 적색왜성과 비교하면 작은 규모입니다. 적색왜성은 시간이 지날수록 자전속도가 느려지고 활동이 약해진다고 알려져 있기 때문에, 탄생 후 약 48억  5000만 년이 지난 프록시마 켄타우리는 자전 주기가 83.5일까지 느려진 것으로 알려져 있습니다. 태양은 11년 주기로 활동의 강약을 반복하지만, 프록시마 센타우리는 약 442일 주기로 활동의 강약을 반복하고 있습니다.

관측과 가장 잘 일치하는 모델에 따르면, 프록시마 켄타우리의 항성풍은 태양의 약 20%라는 상한값이 도출되었습니다. 이 상한값에 따르면, 프록시마 센타우리는 태양보다 작기 때문에 면적 환산 시 태양의 8배에 달하는 양의 항성풍을 방출하고 있는 셈입니다. 

프록시마 켄타우리 정도의 질량을 가진 항성은 앞서 언급했듯이 핵융합 반응이 매우 느리기 때문에 약 4조 년 동안 빛을 발합니다. 반응이 계속되면서 후기에는 적색에서 청색으로 보이는 청색 왜성이 되고, 이후 적색거성으로 변하지 않고 그대로 백색왜성으로 변한다고 합니다.

 

거리와 운동

위치천문위성 히파르코스로 측정한 프록시마 센타우리의 시차 768.7±0.3밀리 초의 관측 결과를 바탕으로, 허블 우주망원경의 파인가이던스 센서가 관측한 결과, 프록시마 켄타우리는 태양으로부터 약 4.24광년 떨어진 위치에 있는 것으로 측정되었습니다. 또한 RECONS의 관측 결과, 연주가 시차 768.13밀리 초, 거리 4.25광년, 지구에서 바라본 켄타우로스자리 알파별과의 각도는 2.18도로 나타났습니다. 이는 보름달 4개에 해당하는 각도 거리이고, 프록시마 켄타우리는 연간 3.852초씩 각도 이동하고 있으며, 시선 속도는 -22.4㎞/s입니다.

현재 알려진 항성 중 프록시마 켄타우리는 약 25,000년 전부터 약 32,000년 후까지 태양에 가장 가까운 항성입니다. 2001년 J.Gacia-Sanchez등은 관측 결과를 바탕으로 약 26,700년 후 프록시마 켄타우리가 태양으로부터 3.11광년까지 근접할  것이라고 예측했습니다.

프록시마 켄타우리는 지구와의 근접성 때문에 항성간 항해의 목적지로 자주 거론됩니다. 우주선에 중력가속도와 동등한 등가속도 운동이 항시적으로 가능한다면, 속도만 고려하면 감속을 감안해도 약 6년, 10분의 1인 0.1G라도 감속을 포함하면약 14년이면 도달할 수 있으나 보이저 1호와 같은 등속 운동으로는 수만 년 단위의 세월이 필요한 거리로, 21세기 초의 기술로 도달하기 위해서는 인간 개인의 시간 척도로 생각하면 엄청난 시간이 필요합니다.

프록시마 켄타우리는 발견 이후 정말 켄타우로스자리 알파 항성계를 공전하는 항성인지에 대한 논란이 계속되어 왔는데, 알파 A, 알파 B와의 거리가 0.21광년에 불과하고 공전 주기가 50만 년 이상이라면 켄타우로스자리 알파 항성계의 동반성일 가능성도 남아있었습니다. 현재는 프록시마 켄타우리와 알파스타 A, 알파스타 B가 수평으로 움직이는 것이 단지 우연이라고 볼 확률은 100분의 1로 알려져 있습니다. 

 

발견 이전 역사

1996년 직접 관측법으로 목성 질량의 10배가 넘는 갈색왜성 또는 목성 질량의 10배가 넘는 행성일 수 있는 별의 모습이 포착되었으나, 이후 확인되지 않았습니다.

2008년에는 시선속도법 시뮬레이션을 통해 관측이 지구 공전으 영향을 받는 공전주기 1년 전후를  제외하고, 하한 질량이 16 지구질량 이상의 행성의 존재를 부정했습니다 이것은 하한 질량이므로 실제 질량이 이를 초과할 가능성이 있습니다.  2014년과 2016년에는 중력 마이크로렌즈 효과에 의한 관측이 가능해지기 때문에 그 때 행성이 발견될 가능성이 있다고 합니다.

 

행성 프록시마 b

2016년 1월, 유럽남방천문대는 프록시마 켄타우리 주변의 외계 행성을 탐사하는 프로젝트 '페일 레드닷'을 시작했고, 이후 독일  유력지 슈피겔 전자판은 2016년 8월 12일 우주 물리학자들이 이 항성 주위를 공전하는 지구와 유사한 행성을 발견했다고 보도했습니다. 

프록시마 켄타우리 B는 프록시마 켄타우리로부터 0.05au의 거리를 약 11.2일의 공전주기로 공저하고 있는 행성입니다. 그 추정 하한 질량은 지구의 1.3배이고 거주 가능 구역내에서 공전하고 있으며, 평형 온도는 물이 액체로 존재할 수 있는 범위에 있는 것으로 추정됩니다. 

공전 주기는 60일에서 500일 범위 내에서 두 번째 신호도 감지되었으나, 이것이 항성의 할동으로 인한 것인지 여부는 불분명합니다.

 

행성 프록시마 C

2019년 4월 이탈리아 천체 물리학자 Mario Damasso와 그의 동료들은 프록시마 센터우리 주변에 두 번째 행성 후보가 공저하고 있을 가능성을 보고했습니다. 시선의 속도 데이터를 통해 프록시마 켄타우리가 약간 흔들리고 있음을 발견했고, 이는 프록시마 켄타우리 주변에 더 많은 행성이 존재할 수 있음을 보여줍니다. 이 행성 후보를 프록시마 켄타우리 c라고 하는데, 최소 지구의 5.8배의 질량을 가진 것으로 추정됩니다. 대략 1,900일, 즉 약 5.2년 주기로 프록시마 켄타우리로부터 1.48au 떨어진 궤도를 공전할 것으로 예상되고 있습니다.

 

행성 프록시마 d

2020년 5월, 초대형 망원경 VLT에 탑재된 분광 관측 장비인 익스프레스의 관측으로 프록시마 켄타우리b를 상세히 재관측한 결과 제3의 행성 프록시마 켄타우리 d가 존재할 가능성이 제기됐습니다. 이 행성 후보는 프록시마 켄타우리 b보다 더 프록시마 켄타우리에 가깝고, 공전 주기는 5.15일이며, 질량은 지구의 0.29배 이상일 것으로 예측되었습니다. 크기와 질량은 하성이나 수성과 비슷하나 d의 존재를 확인하기 위해서는 더 많은 관측이 필요합니다.