에리스

에리스는 알려진 왜행성 중 가장 무거운 천체이며, 명왕성이 76년간 이어온 아홉 번째 행성으로서의 지위를 끝낸 천체다. '흩어진 원반'이라 불리는 영역에서 해왕성 너머 아득히 먼 곳을 도는 에리스는 지름 2,326km의 몸체에 명왕성보다 약 27퍼센트 더 많은 질량을 담고 있다 — 폭은 명왕성보다 근소하게 작지만 눈에 띄게 더 무거우며, 밀도(약 2.4g/cm³)가 높아 얼음 껍질 아래는 대부분 암석으로 이루어져 있다. 처음 발견되었을 때, 천문학자들은 열 번째 행성을 찾아냈거나, 아니면 명왕성을 더 이상 행성이라 부르지 말아야 할 설득력 있는 이유를 찾아낸 것이라는 사실을 깨달았다. 과학계는 두 번째 길을 선택했다.

그것이 바로 이 천체가 불화와 다툼의 그리스 여신의 이름을 지니게 된 이유다. 에리스의 등장은 '행성'이라는 단어가 실제로 무엇을 의미하는지에 대한 재검토를 강요했다. 오늘날 에리스는 카탈로그화된 태양계의 바깥쪽 가장자리에 자리한, 얼어붙고 거울처럼 빛나는 구체로, 558년에 이르는 공전 주기의 대부분 동안 그 희박한 대기가 눈처럼 지면에 얼어붙은 채 놓여 있을 만큼 멀리 있다.

지도를 다시 그리게 만든 발견

에리스는 2003년 10월 21일 팔로마 천문대의 1.2m 새뮤얼 오신 슈미트 망원경으로 촬영된 영상에서 발견되었지만, 당시 자동 탐색 소프트웨어를 그냥 지나쳤다 — 그 천체가 하늘을 너무 느리게 가로질러서 소프트웨어가 이를 무시했기 때문이다. 조정된 매개변수로 재분석한 결과 2005년 1월 5일에 이것이 다시 포착되었고, 마이크 브라운(캘리포니아 공과대학), 채드 트루히요(제미니 천문대), 데이비드 라비노위츠(예일대)로 이루어진 팀이 '제나'라는 비공식 별칭과 함께 그해에 이를 발표했다.

에리스가 명왕성보다 커 보였고 분명 같은 종류의 천체였기 때문에, 그 등장은 당시 통용되던 '행성'의 정의를 유지할 수 없게 만들었다. 2006년 8월 국제천문연맹은 새로운 경계를 그어 '왜행성'이라는 범주를 만들고 명왕성과 에리스를 모두 그곳으로 옮겼다. 이듬해 9월 이 천체는 영구적인 이름인 에리스를 받았다 — 그토록 많은 혼란을 불러온 천체에 걸맞은 이름이었다.

흩어진 원반 저편에서

에리스는 주요 행성들이 그리는 거의 원형에 가까운 평평한 경로를 따르지 않는다. 그 궤도는 심하게 기울어져 있고 — 태양계 평면에 대해 약 44도 기울어져 있다 — 강하게 늘어져 있어서, 태양으로부터 가장 가까울 때 약 38천문단위에서 가장 멀 때 거의 97천문단위에 이른다. 이는 에리스를 '흩어진 원반'이라는, 태양계 초기 해왕성과의 중력적 조우로 인해 기울어지고 이심률 큰 궤도로 바깥으로 튕겨 나갔다고 여겨지는 얼음 천체 집단에 위치시킨다.

한 바퀴 공전에는 약 558년이 걸린다. 에리스는 현재 그 고리의 먼 끝 부근, 약 96천문단위 거리에 있다 — 태양계에서 카탈로그화된 가장 먼 천체 중 하나로, 명왕성의 평균 거리인 약 40천문단위를 훨씬 넘어선다. 에리스는 23세기 중반이 되어서야 다음 근일점에 도달할 것이다.

태양계에서 가장 밝은 서리

에리스는 놀라울 만큼 반사율이 높다. 기하학적 반사율(알베도)이 약 0.96으로, 표면에 닿는 햇빛의 약 96퍼센트를 되쏘아 보낸다는 뜻이다 — 이는 태양계에 알려진 표면 중 토성의 위성 엔셀라두스 다음으로 반짝이며, 명왕성보다 훨씬 밝다. 그 이유는 대부분 메탄이 섞인 얼어붙은 질소로 이루어진 신선한 얼음 층 때문이다.

그 얼음 층은 에리스의 아득한 거리와 관련이 있다. 이 왜행성이 태양에 더 가까워지면, 질소와 메탄으로 이루어진 희박한 대기가 표면에서 승화할 수 있다. 다시 원일점을 향해 물러나며 온도가 약 영하 243°C에서 영하 217°C 사이로 떨어지면, 그 대기는 다시 얼어붙어 밝고 순수한 눈 층으로 내려앉는다. 이 순환이 에리스의 표면을 반복적으로 새롭게 덮어서, 에리스가 그토록 균일하고 깨끗해 보이는 이유다.

디스노미아와 정밀한 무게

에리스에는 2005년 발견되어 에리스의 딸이자 무법의 정령의 이름을 딴 디스노미아라는 알려진 위성이 하나 있다. 지름 약 600km인 디스노미아는 약 37,000km 거리에서 15.8일마다 에리스를 한 바퀴 돈다. 두 천체는 서로 조석 고정되어 있는 것으로 보여, 서로를 도는 동안 같은 면을 마주하고 있다.

디스노미아는 단순한 흥밋거리 이상이다 — 그것은 우주적 저울이다. 이 위성의 궤도를 추적함으로써 천문학자들은 케플러의 법칙을 이용해 에리스계의 무게를 직접 재어, 에리스 자체의 질량을 약 1.66×10²²kg으로 산출했다. 이 측정치는 에리스가 명왕성보다 약 4분의 1 더 무겁다는 사실을 확인해 주었으며, 엄폐 관측 데이터가 명왕성이 조금 더 폭이 넓다는 것을 보여준 뒤에도 어느 쪽이 더 무거운 천체인지에 대한 의문을 매듭지었다.

정확히 얼마나 큰가

에리스의 크기를 확정하는 데는 보기 드문 천체 정렬이 필요했다. 2010년 11월 이 왜행성은 희미한 배경 별 앞을 지나갔는데 — 항성 엄폐 관측이다 — 여러 관측지에서 정밀하게 측정한 별의 소실과 재출현 시각을 종합한 결과 지름 약 2,326km, 반지름 약 1,163km라는 결과가 나왔다. 그 결과는 다소 놀라운 것이었다. 에리스가 명왕성보다 크다기보다는 폭이 살짝 더 작다는 것을 보여주어, 애초에 명왕성을 끌어내리는 데 일조했던 초기 가정을 뒤엎었다.

디스노미아에서 얻은 질량과 엄폐 관측에서 얻은 크기를 결합하면 에리스의 밀도는 약 2.4g/cm³로, 명왕성보다 높다 — 이는 얼음 맨틀에 감싸인 상당한 암석질 핵을 시사한다. 이런 면에서 에리스와 명왕성은 가까운 사촌지간이다. 규모가 비슷하고, 둘 다 암석과 휘발성 얼음이 풍부하며, 둘 다 태양계 외곽의 깊은 추위에 의해 형성되었다.

에리스 관측하기

에리스는 육안이나 가벼운 망원경 대상이라기보다는, 인내심 있고 장비를 잘 갖춘 아마추어를 위한 대상이다. 약 18.7등급으로 육안으로 포착하기에는 약 100배 너무 어두우며, 밤마다 별들 사이를 거의 감지할 수 없을 만큼 미세하게 움직이는 하나의 희미한 점으로 기록하려면 대형 뒷마당 망원경에 민감한 CCD나 CMOS 카메라를 짝지우고, 어두운 하늘과 정확한 성도까지 필요하다.

어떤 탐사선도 에리스를 방문한 적이 없으며 계획된 것도 없다. 우리가 아는 모든 것은 지상 및 우주 망원경, 2010년 엄폐 관측, 그리고 디스노미아 궤도의 세심한 기록에서 나온다. 대부분의 관측자에게 에리스는 접안렌즈를 통해서가 아니라 데이터를 통해 가장 잘 탐구할 수 있는 대상이다 — 태양계의 얼마나 많은 부분이 우리가 닿을 수 있는 것의 희미하고 얼어붙은 가장자리에 놓여 있는지를 일깨워 준다.