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[IT뉴스]태양계에 제9행성이 존재한다면?

온카뱅크관리자

2025-11-04 10:37:29

<div id="layerTranslateNotice" style="display:none;"></div> 윤복원의 ‘우주의 비밀, 탐사의 미래’ 지구위협 시나리오(7) 해왕성에서 훨씬 먼 궤도를 돌고있는 천체의 특이한 궤도는 제9행성 존재 가능성을 부각시켰다. 제9행성이 존재한다면 태양계내에서 만들어졌을 가능성과 다른 별의 기원했을 가능성이 있다. 가장 좋은 천체망원경으로 관측한다면 1000AU 떨어진 곳에 있는 제9행성을 관측할 수 있다. 제9행성의 중력이 태양계 외곽의 혜성에 영향을 줘서 궤도가 변해 지구로 향한다면 지구에는 위협이 될 수 있다. 
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 <img alt="그림 1. 2003년에 처음 발견한 세드나의 공전궤도는 명왕성의 공전궤도보다 훨씬 크고 길쭉하다." class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103617133ncjj.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="PzpkTeFYOx" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img1.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103617133ncjj.jpg" width="658">
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 그림 1. 2003년에 처음 발견한 세드나의 공전궤도는 명왕성의 공전궤도보다 훨씬 크고 길쭉하다.
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 21세기에 들어서면서 카이퍼대 근처에서 독특한 궤도를 도는 천체들이 발견되기 시작했다. 그 출발점은 2003년에 발견된 왜행성급 천체 세드나(90377 Sedna)였다. 발견 당시 세드나는 태양에서 89.6AU(1AU는 지구-태양 거리) 떨어진 곳에 있었으며 태양과 가장 가까워지는 위치인 근일점을 향해 가고 있다. 세드나의 근일점은 76AU로 해왕성 궤도보다 2.5배 더 멀리 떨어져 있고, 태양에서 가장 멀어지는 위치인 원일점은 937AU로 해왕성보다 30배 이상 더 멀리 떨어져 있다. 카이퍼대(Kuiper belt)가 태양에서 30~50AU 떨어진 영역이므로, 세드나는 카이퍼대 밖에서 공전한다. 현재까지 알려진 세드나의 지름은 약 900km로, 소행성대에서 가장 큰 천체인 세레스(1 Ceres)의 지름 940km와 비슷한 왜행성급 천체다. 세드나는 태양 주위를 1만1400년에 한 번씩 도는 것으로 추정되며, 공전궤도 기울기는 11.9도로 태양계 행성들에 비해 다소 크게 기울었다. 
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 <img class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103618471aaqj.jpg" data-org-width="300" dmcf-mid="Q3I8gUmjmQ" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img4.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103618471aaqj.jpg" width="658">
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 해왕성 너머에서 궤도의 긴반지름(장반경)이 250AU 이상인 공전궤도를 돌고 있는 천체를 ETNO(Extreme Trans-Neptunian Objects)라고 부른다. ‘극단적으로 해왕성 너머의 먼 궤도를 도는 천체’를 의미한다. 세드나를 발견한 이후 ETNO로 분류되는 여러 개의 천체를 발견했다. 이들 천체의 근일점은 카이퍼대보다 태양에서 더 멀리 떨어져 있고, 근일점과 원일점의 차이가 큰 긴 타원 궤도를 돌고 있다. 공전궤도 기울기가 상당히 큰 천체들도 있다. 흥미로운 점은 ETNO들의 근일점 방향이 특정 방향으로 모여 있는 듯한 경향을 보인다는 것이다. ETNO로 분류하는 천체들의 궤도는 해왕성에서 충분히 멀리 떨어져 있어서, 해왕성의 중력이 이들 천체에 끼치는 영향이 상당히 적다. 그런데도 ETNO 천체들이 독특한 공전궤도를 돌고 있다는 것은 현재 알고 있는 태양계 천체만으로는 설명하기 어려웠다. 그런 와중에 등장한 가설이 제9행성(Planet Nine)이다. 세드나 발견으로 시작된 제9행성 가설 세드나의 발견은 이후 제9행성 가설로 이어지는 연구의 중요한 계기 중 하나가 되었다. 근일점이 해왕성보다 2.5배 더 먼 곳에 위치하는 세드나의 독특한 공전궤도도 해왕성 중력이 끼친 영향의 결과로 보기 어려웠다. 세드나를 발견한 마이클 브라운(Michael Brown), 채드 트루질로(Chad Trujillo), 데이비드 래비노위츠(David Rabinowitz)는 세드나의 발견을 보고하면서, 세드나가 현재의 공전궤도에 자리잡은 것은 미지의 행성이 끼친 영향의 결과일 수 있다고 언급했다. 다른 별이 태양계 가까이 접근해서 현재의 세드나 공전궤도가 만들어졌을 가능성과, 여러 별들 사이에서 태양계가 생성되는 과정에서 세드나의 공전궤도가 만들어졌을 가능성도 함께 언급했다.[1] 2012년에 발견된 소행성 2012 VP113도 세드나처럼 독특한 공전궤도를 돌고 있음이 밝혀졌고, 발견자들은 태양에서 약 250AU 떨어진 곳을 공전하는 미지의 행성이 2012 VP113의 공전궤도에 영향을 끼쳤을 가능성을 2014년 과학저널 네이처 논문에서 언급했다.[2] 시간이 흐르면서 더 많은 ETNO가 발견되었고, 이들의 공전궤도를 바탕으로 제9행성의 존재와 궤도를 추정하려는시도가 이어졌다. 2021년까지의 여러 연구에 따르면 제9행성 궤도의 긴반지름은 약 300~520AU, 근일점은 240~380AU 정도로 추정된다. 이에 따라 원일점은 최대 약 800AU에 이른다.[3] 몇몇 모델에서는 제9행성의 질량을 지구의 5~10배로 추정한다. 앞으로 발견될 ETNO들의 궤도 데이터가 계산에 추가되면서, 추정하는 제9행성의 공전궤도는 계속 업데이트될 것으로 보인다. 제9행성이 존재하지 않을 가능성도 활발히 논의되고 있다. 
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 <img alt="그림 2. 원일점이 200AU가 넘는 태양계 천체들의 궤도. 빨간색 궤도는 근일점이 가설의 제9행성의 궤도에 정렬된 ETNO의 궤도이고, 파란색 궤도는 제9행성의 궤도와 정렬되지 않은 ETNO의 궤도이다. 그림 출처: Wikimedia Commons" class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103619897aohf.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="xnBsXo71OP" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img4.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103619897aohf.jpg" width="658">
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 그림 2. 원일점이 200AU가 넘는 태양계 천체들의 궤도. 빨간색 궤도는 근일점이 가설의 제9행성의 궤도에 정렬된 ETNO의 궤도이고, 파란색 궤도는 제9행성의 궤도와 정렬되지 않은 ETNO의 궤도이다. 그림 출처: Wikimedia Commons
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 튕겨져 나간 다섯번째 외행성? 태양계에 포획된 외계행성? 제9행성이 존재한다고 가정하면, 제9행성의 공전궤도로 추정되는 궤도에는 어떻게 자리 잡았을까? 현재의 태양계 행성 궤도를 설명하는 모델의 하나인 ‘다섯개 행성 니스 모델’ (Five-planet Nice model)에서는 초기 태양계 안에 목성, 토성, 천왕성, 해왕성 외에 다섯번째 외행성이 존재했고, 이 행성이 태양계 밖으로 튕겨져 나갔다고 보고 있다. 이 행성은 목성과의 근접조우를 포함한 여러 거대 행성들과의 중력 상호작용을 거치면서 속도가 증가해 태양계 바깥으로 튕겨져 나갔을 것으로 본다. 속도가 증가한 원리는 보이저 1·2호나 파이어니어 10·11호가 목성에 가까이 지나가면서 중력도움 항법으로 속도를 높인 것과 같은 원리이다. 만약 이 행성이 태양계 밖으로 완전히 튕겨져 나가지 못했다면, 제9행성이 되었을 가능성이 있다. 목성에 가까이 지나가는 과정에서 속도를 얻어 긴 타원 궤도를 돌게 되었다면, 제9행성의 초기 공전궤도의 근일점은 목성 공전궤도 근처 또는 그 안쪽이었을 것이다. 공전궤도가 태양계 행성들의 공전궤도가 만드는 원반에 머문다면, 이 행성은 목성 뿐만 아니라 토성, 천왕성, 해왕성 공전궤도 근처를 가로지른다. 이런 공전궤도를 돌면서 다른 태양계 행성에 가까이 접근하는 일이 일어나고, 그 과정에서 궤도가 변해 근일점이 태양에서 더 멀어졌을 수 있다. 이 과정을 반복하면 근일점은 해왕성 공전궤도 근처까지 멀어질 수 있다. 그러나 태양계 행성의 영향만으로 해왕성보다 훨씬 더 멀리 떨어져서 공전하고 있을 것으로 추정하는 제9행성의 근일점을 설명하기는 어렵다. 근일점이 해왕성 근처에서 더 멀어지려면 현재의 태양계 행성의 중력 상호작용 외에 다른 영향이 있어야 한다. 그 영향의 하나로 은하조석력을 들 수 있다. 은하조석력은 은하 중심이나 은하 원반면에서의 거리에 따라 은하의 중력이 달라져서 생기는 힘이다. 은하조석력은 원일점이 1만AU 이상으로 매우 먼 천체의 근일점을 서서히 변화시킬 수 있다. 근일점 거리가 늘어나거나 줄어들 수 있는 것이다. 그 중에서 근일점이 태양에서 더 멀어지는 상황이 제9행성에 일어났을 수 있다. 제9행성의 원일점이 1만AU 이상으로 매우 멀면 은하조석력이 근일점을 멀어지게 할 수 있지만, 그렇지 않으면 근일점이 멀어지게 하는 다른 영향이 있어야 한다. 태양계 가까이 지나가는 별의 중력에 의해 근일점이 더 멀어졌다는 가정도 해 볼 수 있다. 제9행성이 다른 별의 행성이었다가 태양계에 포획되었다는 시나리오도 있다. 별이 태양계를 스쳐지나갔고, 그 과정에서 별 주위를 공전하던 행성이 떨어져 나와 태양의 중력에 붙잡혀서 태양 주위를 도는 행성이 되었다는 가설이다.[7] 지나가는 별이 태양에 충분히 가까운 거리로 접근했을 경우, 태양, 지나가는 별, 그리고 그 별의 행성이 이루는 세 천체 사이의 복잡한 중력 상호작용(‘삼체문제’)을 통해, 별의 행성이 태양에 포획되는 상황을 가정해 볼 수 있다. 
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 <img alt="그림 3. 제9행성의 기원. 태양계에서 생성되었을 수도 있고, 다른 별의 행성이었다가 태양계 근처를 지나가다가 태양계에 포획되었을 수도 있다. 제9행성이 존재하지 않을 가능성도 있다." class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103621184flql.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="y9dlFAKpI6" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img4.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103621184flql.jpg" width="658">
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 그림 3. 제9행성의 기원. 태양계에서 생성되었을 수도 있고, 다른 별의 행성이었다가 태양계 근처를 지나가다가 태양계에 포획되었을 수도 있다. 제9행성이 존재하지 않을 가능성도 있다.
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 제9행성이 발견되지 않는 이유는? 제9행성을 찾기 위한 노력은 계속 진행되었지만, 아직까지 제9행성이 관측되지는 않았다. 제9행성이 실제로 존재하지 않아서일 수도 있고, 존재하지만 관측하지 못해서일 수도 있다. 존재하지만 관측하지 못해서라면, 현대의 최첨단 천체망원경으로 얼마나 멀리 떨어져 있는 제9행성을 관측할 수 있는지를 따져 볼 필요가 있다. 태양빛을 똑같은 비율로 같은 조건에서 반사하면 천체의 밝기는 천체의 면적에 비례한다. 천체의 지름이 2배 크면 2의 제곱인 4배 밝고, 지름이 10배 크면 10의 제곱인 100배 밝다. 멀리 떨어져 있는 천체일수록 지구에서 보는 밝기는 어둡다. 천체의 크기가 같고 태양빛을 같은 비율로 반사한다면, 지구에서 보이는 천체의 밝기는 천체가 태양에서 떨어진 거리의 4제곱에 반비례한다. 천체가 태양에서 떨어진 거리가 지구-태양 사이의 거리보다 훨씬 먼 조건에서 그렇다. 2배 멀면 16배 어둡고, 10배 멀면 1만배 어둡다. 4제곱에 반비례하는 것은 2가지 이유 때문이다. 태양에서 멀수록 반사하기 전의 태양빛의 밝기가 거리의 제곱에 반비례해서 어두워지고, 이를 반사한 태양빛을 태양에 가까운 지구에서 보면 다시 거리의 제곱에 반비례해서 어두워지기 때문이다. 이 원리를 이용하면 천체망원경이 관측할 수 있는 가장 어두운 천체의 겉보기 밝기로부터 얼마나 먼 제9행성을 관측할 수 있는지를 가늠할 수 있다. 
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 <img alt="그림 5. 밤하늘 전체를 관측하는 베라루빈 천문대 전경. 우리 은하 사진을 배경으로 입혔다. 사진 출처: Rubin Observatory/NSF" class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103622504hwml.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="W8BaCPXSE8" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img3.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103622504hwml.jpg" width="658">
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 그림 5. 밤하늘 전체를 관측하는 베라루빈 천문대 전경. 우리 은하 사진을 배경으로 입혔다. 사진 출처: Rubin Observatory/NSF
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 거대 종합 관측 망원경(LSST: Large Synoptic Survey Telescope)로도 불렸던 베라루빈 천문대(Vera C. Rubin Observatory)는 2025년부터 작동하기 시작한 최첨단 천문대이다. 베라루빈 천문대가 단일 영상으로 관측할 수 있는 겉보기 등급의 한계는 24.5로 알려져 있다.[4] 겉보기 밝기가 1개 등급 커지면, 천체의 밝기는 2.512배 더 어두워진다. 겉보기 밝기 등급이 24.5인 천체의 밝기는 등급이 7.75 정도인 해왕성 밝기의 500만분의 1이다.[5] 천체의 겉보기 밝기가 거리의 4제곱에 반비례한다는 것을 이용해 계산하면, 해왕성의 겉보기 밝기 등급이 24.5로 어두워지려면 해왕성이 현재 거리(약 30AU)의 47.3배인 1420AU 떨어진 곳에 있어야 한다. 이는 베라루빈 천문대가 태양에서 1420AU로 멀어진 해왕성까지 관측할 수 있다는 것을 의미한다. 제9행성의 질량은 지구의 5~10배 정도일 것으로 추정한다. 제9행성의 질량밀도가 해왕성과 같다면 제9행성의 지름은 해왕성 지름의 66.3~83.5%이다. 제9행성의 태양빛 반사율(알베도)이 해왕성과 같다고 가정하면, 베라루빈 천문대가 관측할 수 있는 제9행성의 거리는 최대 1160~1300AU이다. 만약에 질량 밀도가 암석행성인 지구와 같다면, 제9행성의 지름은 해왕성의 44.2~55.7%이다. 이 경우 베라루빈 천문대가 관측할 수 있는 제9행성의 최대 거리는 946~1060AU이다. 제9행성이 태양에서 대략 1000AU 떨어진 위치에 있다면 관측할 수 있다. 
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 <img alt="그림 4. 천체의 밝기는 태양으로부터 거리의 4제곱에 반비례한다. 태양빛의 밝기는 거리의 제곱에 반비례해서 줄어든다. 태양빛을 반사한 천체의 밝기는 거리의 제곱에 반비례해서 줄어들기 때문에, 지구에서 보는 이 천체의 밝기는 태양-천체 사이 거리의 네제곱에 반비례해서 줄어든다." class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103623829ffxy.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="Y5I7QGgRm4" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img3.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103623829ffxy.jpg" width="658">
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 그림 4. 천체의 밝기는 태양으로부터 거리의 4제곱에 반비례한다. 태양빛의 밝기는 거리의 제곱에 반비례해서 줄어든다. 태양빛을 반사한 천체의 밝기는 거리의 제곱에 반비례해서 줄어들기 때문에, 지구에서 보는 이 천체의 밝기는 태양-천체 사이 거리의 네제곱에 반비례해서 줄어든다.
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 새로운 행성이 발견되려면 먼저 천체가 관측되어야 한다. 그리고 그 천체가 태양계 행성인지를 판단하는 것이 뒤따라야 한다. 위치 변화를 추적하고 궤도를 계산하여, 천체가 태양계 행성인지 여부를 판단한다. 천체망원경으로 관측하는 겉보기 움직임(시차 운동)은 거리에 반비례하고, 행성의 공전속도는 궤도 긴반지름의 제곱근에 반비례한다. 같은 거리를 움직여도, 멀리서 보면 겉보기 움직임이 작아진다. 이 때문에 더 멀리 떨어진 천체가 행성임을 판단하려면 더 긴 시차를 두고 관측한 결과를 비교해야 한다. 그러면 제9행성은 왜 아직 발견되지 않았을까? 만약에 제9행성의 현재 위치가 태양에서 약 1000AU보다 더 가깝다면, 현재 기술로는 발견할 수 있는 거리이지만, 아직 실제로 발견되지 않은 경우이다. 이 경우라면 천체망원경으로 하늘 전체를 충분히 관측하고 비교하면 발견할 수 있기 때문에, 그리 멀지 않은 시간 안에 제9행성이 관측될 가능성이 있다. 최근까지 추정한 제9행성의 궤도라면 이 조건에 해당되어, 가까운 미래에 제9행성이 발견됐다는 소식을 기대할 수 있다. 하지만 추정한 궤도와 달리 제9행성의 현재 위치가 태양에서 1000AU보다 훨씬 멀리 떨어져 있다면, 현재의 관측 기술로는 당분간 제9행성이 관측됐다는 소식을 기대하기 어렵다. 아직 발견되지 않은 가상의 제9행성이 우리가 알고 있는 암석행성, 얼음행성, 또는 기체행성이 아닐 수도 있다는 논문도 있다. 아직은 관측된 사례가 없지만, 이론적으로는 빅뱅 직후 형성되었을 수 있다고 보는 원시 블랙홀(primordial black hole)이 제9행성일 수도 있다는 것이다. 우주 생성 초기에 만들어졌던 행성 질량의 블랙홀이 태양계에 포획되었다고 보는 가설이다. 매우 이례적인 이 가설의 실질적인 증거는 아직 없지만, 이론적으로 가능성이 완전히 배제되지는 않는다. 블랙홀은 빛을 반사하지 않기 때문에 광학 천체망원경으로 직접 관측할 수는 없다. 대신 블랙홀의 중력렌즈 효과로 뒤에 있는 별의 밝기 변화를 측정해 간접적으로 존재를 확인할 수 있다.[6] 
 <figure class="figure_frm origin_fig" contents-hash="2fee67128e23277170a88c40d920292f869e6d2ce9791a0d5d4c1991800c1540" dmcf-pid="z5krGnUZO3" dmcf-ptype="figure">
 <img alt="그림 6. 별과 관측위치를 잇는 직선 위에 천체가 위치하면 중력렌즈 효과로 별의 밝기가 밝아진다. 직접 관측할 수 없는 원시블랙홀은 중력렌즈 효과를 이용해 간접적으로 관측해야 한다." class="thumb_g_article" data-org-src="https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103625099ctvl.jpg" data-org-width="750" dmcf-mid="GNXt2le4If" dmcf-mtype="image" height="auto" src="https://img1.daumcdn.net/thumb/R658x0.q70/?fname=https://t1.daumcdn.net/news/202511/04/hani/20251104103625099ctvl.jpg" width="658">
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 그림 6. 별과 관측위치를 잇는 직선 위에 천체가 위치하면 중력렌즈 효과로 별의 밝기가 밝아진다. 직접 관측할 수 없는 원시블랙홀은 중력렌즈 효과를 이용해 간접적으로 관측해야 한다.
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 제9행성의 존재가 지구에 끼칠 영향은? 제9행성이 실제로 존재한다면, 그 공전궤도는 카이퍼대를 넘어 오르트 구름에 이르기 전의 영역에 있을 것으로 추정된다. 이 영역은 소행성이나 혜성이 상대적으로 드문 곳이어서, 제9행성이 작은 천체들의 궤도에 직접적인 영향을 미칠 가능성은 낮다. 그러나 제9행성의 궤도가 카이퍼대 외곽이나 오르트 구름 내부 경계에 걸친다면 상황은 달라진다. 제9행성이 소행성이나 혜성에 접근해 그들의 궤도를 뒤흔들면, 일부는 태양계 외곽으로 튕겨져 나가고 일부는 태양계 내부로 향할 수 있다. 이렇게 궤도가 변한 천체가 지구로 향한다면 지구에는 잠재적 위협이 된다. 반대 방향으로 튕겨 나간 천체도 태양 중력을 벗어나지 못해 멀어졌다가 다시 지구를 향하는 경우에는 더 긴 시간이 흐른 후에 위협이 된다. 제9행성의 근일점이 연구자들이 추정하는 거리보다 훨씬 가까운 카이퍼대 외곽인 50AU 떨어진 곳에 위치한다고 해도 가까운 미래에 제9행성의 영향으로 카이퍼대 천체가 지구로 향할 확률은 희박하다. 아직 제9행성이 관측되지 않은 것은, 현재 그 위치가 근일점에서 훨씬 멀리 떨어져 있기 때문일 것이다. 이런 제9행성의 공전주기는 세드나의 공전주기와 비슷하거나 그보다 길다. 이는 앞으로 수천년 동안은 제9행성이 카이퍼대의 외곽에 도달하지 않는다는 것을 의미한다. 제9행성의 원일점이 태양에서 2000AU 떨어진 곳까지 멀어지면, 제9행성은 오르트 구름의 내부경계 부근에 도달해서 혜성에 다가가 혜성의 궤도를 변하게 할 수 있다. 문제는 지구 질량의 5-10배일 것으로 추정하는 제9행성의 질량이다. 한 번씩 지나가는 상황만 보면, 제9행성이 혜성의 궤도를 변화시킬 확률은 지나가는 별보다 훨씬 낮다. 그런데, 별이 지나가고 다른 별이 지나가려면 수백만년 이상을 기다려야 한다. 반면에 공전궤도가 오르트 구름의 내부 경계에 닿는 제9행성의 경우 태양주위를 한바퀴 도는 데 걸리는 시간은 수만년 정도이다. 제9행성이 별보다 수십에서 수백배 더 자주 오르트 구름을 통과한다. 더 자주 오르트 구름을 지나가는 만큼 혜성에 가까이 다가가 혜성의 궤도가 변할 확률이 누적되어 커진다. 한편 별이 지나가는 속도는 초속 수십km 정도인 반면, 카이퍼대 외곽과 오르트 구름 내부경계를 지나가는 궤도를 공전하는 제9행성이 오르트 구름을 지나갈 때의 공전속도는 초속 150m이거나 그보다 약간 더 빠른 정도이다. 태양에서 2000AU 떨어진 궤도를 원모양으로 공전하는 혜성의 공전속도는 초속 666m이므로 제9행성과 혜성의 상대속도는 초속 1km를 넘지 않는다. 상대적으로 느리게 지나가기 때문에, 매번 통과할 때마다 혜성의 궤도에 영향을 끼치는 시간이 길다. 질량이 작아 중력은 약하지만, 더 자주 그리고 더 오랫동안 혜성에 영향을 미치므로 장기적으로는 무시하기 어려운 누적 효과를 낼 수 있다. 주. [1] “Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid”, M. E. Brown, C. Trujillo, and D. Rabinowitz, The Astrophysical Journal, 617, 645 (2004). [2] “A Sedna-like Body with a Perihelion of 80 Astronomical Units”, C. A. Trujillo and S. S. Sheppard, Nature, 507, 471 (2014) "2012 VP113". Minor Planet Center. https://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?object_id=2012+VP113 [3] “The Orbit of Planet Nine”, M. E. Brown and K. Batygin, The Astronomical Journal 192, 219 (2021) [4] "Chapter 3: LSST System Performance", S.M. Kahn, et al. LSST, https://www.lsst.org/sites/default/files/docs/sciencebook/SB_3.pdf [5] “Computing apparent planetary magnitudes for The Astronomical Almana”, A. Mallama and J.L. Hilton, Astronomy and Computing, 25, 10 (2018). [6] “What If Planet 9 Is a Primordial Black Hole?”, J. Scholtz and J. Unwin, Physical Review Letters 125, 051103 (2020). [7] “The Planet Nine Hypothesis”, K. Batygin, F.C. Adams, M.E. Brown, and J.C. Becker, ArXiv.org, arXiv:1902.10103, https://arxiv.org/abs/1902.10103 윤복원 | 미국 조지아공대 연구원(전산재료과학센터·물리학) bwyoon@gmail.com
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