혜성이란?

혜성 또는 살별은 태양계를 구성하는 천체 중 하나이며, 태양 복사에 의해 핵으로부터 생성되는 꼬리와 코마(핵을 둘러싼 구름층)를 가지고 있습니다. 혜성은 홍수와 기근, 전염병의 불길한 징조로 여겨졌으나 영국의 에드먼드 핼리가 핼리 혜성의 주기를 계산하고 다음 출현을 예측함으로써 태양계의 천체임을 증명했습니다.
혜성의 이름은 발견자의 성을 붙이는 것이 관례적입니다. (동시에 발견되는 경우 최대 3명까지 가능합니다.)
혜성의 핵은 대부분 얼음과 먼지로 이루어져 있으며 크기는 수 ㎞에서 수십 ㎞ 사이입니다. 혜성의 기원은 태양계 밖의 오르트 구름이라 불리는 혜성의 밀집소인데, 평소에는 태양을 공전하지만, 어떤 이유에서인지 긴 타원 궤도를 그리며 태양 근처에서 떨어져 나오면 표면의 얼음과 먼지가 증발해 꼬리가 형성됩니다.
보통 이 혜성은 헤일-밥 혜성과 햐큐타케 혜성과 같이 태양에 한번 접근했다가 수천 년에서 수만 년의 주기를 돌기도 하지만, 목성과 같은 행성의 인력에 의해 잡혀 핼리 혜성, 엥케 혜성과 같이 짧은 주기를 돌게 되는 혜성도 있습니다. 이러한 혜성을 단주기 혜성이라고 하는 반면 수천 년의 주기를 가진 혜성은 장주기 혜성이라고 합니다. 태양에 접근하여 매우 가까이에서 증발하는 혜성이 있는데, 이것은 소호 태양 관측 위성에서 자주 관측되기도 합니다.
혜성은 보통 어둡지만 지구에 가까이 접근하거나 지구 근처를 지나갈 때에는 멋진 장관을 연출하기도 합니다. 그리고 혜성이 혜성의 궤도를 따라 지나갈 때 남긴 먼지 파편들은 태양풍에 의해 서서히 밀려나며, 이 궤도를 지구가 통과하면서 대기와의 마찰로 불타서 낙하하게 되는데 이것이 바로 별똥별로 유명한 유성우입니다.
혜성은 또한 궤도를 예측할 수 없어 지구와 충돌할 가능성이 있고 일부 과학자들은 공룡의 멸종이 혜성의 충돌에 의한 것이라고 주장하기도 합니다. 특히 1994년에는 슈메이커-레비 제9혜성의 목성 충돌로 인해 혜성의 지구 충돌 가능성이 대중의 관심을 끌기도 했습니다.
혜성은 동양에서는 빗자루를 서양에서는 머리를 푼 별로 인식되었다고 합니다. 이 혜성의 천문학적인 기호는 원과 머리카락 같은 꼬리로 표현되기도 합니다.

 


혜성의 특성을 알아보자!

장주기 혜성은 태양계 밖의 오르트 구름에서 비롯된다고 믿어지고 있습니다. 그들이 중력의 작용으로 방해하고 충분한 타원 궤도를 가지고 있을 때 태양에 접근하게 된다고 합니다.

물리적 특징은 무엇일까?

혜성의 본체는 핵이라고 불립니다. 핵은 순수한 얼음이 아니라 암석질 또는 유기질의 먼지를 포함하고 있습니다. 이것으로부터 혜성의 핵은 '더러운 눈덩이'에 비유되기도 합니다. 핵의 평균 지름은 수백 m로 작고 가장 어두운 것은 수십 m, 가장 큰 것은 거의 50㎞가 되지 않는다고 합니다. 질량은 크기에 따라 달라지며, 지름 1㎞ 정도의 혜성은 수십억 톤, 지름 10km 정도는 수조 톤으로 추정된다고 합니다. 그것은 지구 상에 있는 한 개의 산 정도 됩니다. 분자 수로 봤을 때 얼음의 80% 이상이 물(H2O)이며, 그다음으로는 일산화탄소(CO), 이산화탄소(CO2, 메탄(CH4)이고 암모니아(NH3)와 시안화수소(HCN)가 아주 조금 포함되어 있습니다. 쌍안경이나 천문망원경으로 관측할 때 푸른색은 이들의 적은 성분이 태양광에 의해 분해되어 생기는 C2나 CN과 같은 라디칼의 강한 스펙트럼 때문입니다.
태양으로부터 멀리 떨어져 있는 곳은 핵이 낮은 온도로 인해 완전히 얼어있기 때문에 지구에서는 소행성으로만 보이는 것입니다. 하지만 혜성이 태양에 가까이 오면, 표면은 태양으로부터 복사되는 열로 인해 증발하기 시작합니다. 증발 가스와 먼지는 매우 크고 희박한 대기로 되어 핵 주위를 구형 모양으로 감싸게 되는데, 이를 코마라고 합니다.
그리고 태양으로부터 오는 태양풍과 복사 압력에 의해 꼬리가 태양과 반대 방향으로 만들어집니다. 혜성의 꼬리는 먼지 꼬리라고 하는 먼지와 금속으로 이루어진 흰 빛의 꼬리와 이온화 꼬리라고 불리는 이온화된 기체로 이루어진 푸른 빛을 띤 꼬리를 가지고 있습니다. 먼지 꼬리는 곡선을 그리는데 핵에서 방출된 먼지가 독자적인 궤도에서 공전하고, 점차 핵의 본체에서 떨어져 태양풍이나 광압의 영향 등을 받기 때문입니다. 역사적으로 큰 혜성은 이러한 곡선 형태로 넓게 퍼져 보였다고 합니다. 이에 대해 이온 꼬리는 기체와 먼지보다는 태양풍의 영향을 크게 받으며, 태양의 중력보다는 자기장에 따라 운동을 하기 때문에 태양의 거의 반대편에 수직으로 뻗어 있다고 합니다. 그러나 태양풍이 불규칙하게 불 때는 굽혀지거나 찢어지는 등 격렬하게 변화하기도 합니다. 또한 지구가 혜성의 궤도 표면을 통과할 때는 혜성의 휘어진 먼지 꼬리와 지구와의 위치에 따라 태양의 방향으로 꼬리가 늘어지는 것처럼 보일 수도 있습니다.
코마나 꼬리는 핵에 비해 그 규모가 매우 큽니다. 코마는 때로 태양(지경 약 139만 ㎞)보다 커지기도 합니다. 또한 꼬리는 1 천문단위(AU) 이상일 수도 있습니다. 1996년 봄에 밝아졌던 관측 사상 가장 큰 긴 꼬리를 가졌던 햐쿠타케 혜성은 3.8 천문단위(5억 7천만 ㎞) 길이의 꼬리를 가지고 있었습니다. 먼지는 태양빛을 직접 반사하며, 기체는 이온화되어 밝게 빛이 납니다. 대부분의 혜성은 너무 어두워서 망원경 없이는 볼 수 없지만 10년 안에 몇 개는 육안으로 볼 수 있을 정도로 밝게 되기도 합니다. 망원경이 발명되기 전에는 혜성이 밤하늘의 아무것도 없는 곳에서 나타나서 조금씩 사라졌다고 생각을 했다고 합니다.
혜성의 핵은 태양계에서 가장 검은 천체입니다. 1986년, 지오토 탐사기가 핼리 혜성의 핵에 접근해서 핵의 알베도(반사도)가 4%인 것을 측정하였습니다. 또한 딥스페이스 1호도 2001년 발레리 혜성에 접근하여 관측하였으며, 핵 표면의 알베도는 2.4% ~ 3% 정도로 측정을 하였습니다. 이것은 달이나 아스팔트의 알베도가 7%인 것에 비해 매우 낮은 수치입니다. 복잡한 유기 화합물이 어두운 표면을 구성하고 있다고 생각된다고 합니다. 표면이 태양에 의해 가열될 때, 휘발성 화합물, 특히 검은빛의 긴 사슬의 화합물을 남기고 증발하면서 석탄이나 원유처럼 검게 되는 것입니다. 혜성의 표면은 매우 어둡기 때문에 열이 흡수되고 외층의 가스가 방출되는 것입니다.
1996년, 햐쿠타케 혜성의 관측으로부터 X-선을 복사하는 혜성이 발견되었습니다. 혜성이 X-선을 복사하는 것이 예상을 못한 일이어서 연구자들을 놀라게 했다고 합니다. 이것은 혜성과 태양풍의 상호 작용에 의한 것으로 생각된다고 합니다. 이온이 혜성의 대기로 급속히 들어가면 이온과 혜성의 원자와 분자가 충돌하고, 이로부터 이온이 여러 개의 전자를 포획하여 X-선이나 자외선을 방출한다고 추측이 되고 있다고 합니다.

궤도의 특징은 무엇일까?

대부분의 혜성은 긴 타원궤도를 가지고 있는데, 그 중 한쪽은 태양에 가깝고, 나머지는 태양계 바깥쪽에서 멀어져 있습니다. 혜성은 일반적으로 궤도 주기에 의해 분류되는데 이때 주기가 길면 궤도의 이심률이 커집니다.

  • 단주기 혜성: 일반적으로 200년 미만의 공전 주기를 가진 혜성으로 정의됩니다. 그들은 보통 다른 행성들처럼 황도면과 비슷한 방향으로 공전합니다. 그 궤도는 전형적으로 목성의 바깥쪽에 원일점을 가지고 있습니다. 핼리혜성의 원일점은 해왕성보다 약간 바깥쪽에 있습니다. 주기가 극히 짧은 엥케혜성은 목성의 범위를 벗어나지 않습니다. 단주기 혜성은 주기가 20년 미만의 목성족과 20년 이상 200년 미만의 핼리혜성족으로 세분화됩니다.
  • 장주기 혜성: 이심률이 크고 길게 늘어난 궤도와 200년 ~ 수천 년(또는 수백만 년)의 주기를 가지고 있는 혜성입니다. 그들의 궤도는 원일점이 외행성 바깥의 먼 곳에 있고 궤도는 황도면에 가깝지 않을 수도 있습니다.
  • 비주기 혜성: 장주기 혜성과 비슷하나 쌍곡선이나 포물선 궤도를 그리고 태양 곁을 지나간 후에는 태양계를 떠나 돌아오지 않게 됩니다.

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