베넷 혜성
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1. 개요
베넷 혜성은 1969년 존 카이스터 베넷에 의해 발견된 혜성이다. 1970년 3월 근일점에 도달하여 밝게 빛났으며, 자외선, 가시광선, 적외선 및 마이크로파로 광범위하게 관측되었다. 이 혜성은 궤도 천문대 2호와 궤도 지구 물리 관측소를 통해 수소 가스 껍질을 관측하는 등 과학적 연구의 대상이 되었으며, 아폴로 13호가 달로 향하는 동안 촬영하려 했으나 실패했다.
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| 베넷 혜성 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 발견자 | John Caister Bennett |
| 발견 장소 | 프레토리아, 남아프리카 공화국 |
| 발견 날짜 | 1969년 12월 28일 |
| 다른 이름 | 1969i 1970 II 1969 Y1 1970 II 1969i 베넷 혜성 대혜성 1970 |
| 궤도 정보 | |
| 기준 시기 | 1970년 4월 12일 (JD 2440688.5) |
| 관측 기간 | 301일 |
| 관측 횟수 | 529 |
| 궤도 긴반지름 | 145 AU |
| 근일점 거리 | 0.538 AU |
| 원일점 거리 | 289.54 AU |
| 궤도 이심률 | 0.99629 |
| 공전 주기 | 1,747 년 |
| 궤도 경사 | 90.04° |
| 승교점 경도 | 224.7° |
| 근일점 인수 | 354.1° |
| 티세랑 매개변수 (목성) | 0.035 |
| 지구 최소 궤도 교차 거리 | 0.4690 AU |
| 목성 최소 궤도 교차 거리 | 2.6681 AU |
| 마지막 근일점 통과 | 1970년 3월 20일 |
| 다음 근일점 통과 예상 | ~3600년 |
| 겉보기 등급 | |
| 최대 밝기 | 0.0 (1970년 출현) |
| 절대 등급 | 4.6 (핵 + 코마) |
2. 관측 역사
베넷 혜성은 1969년 12월 존 카이스터 베넷에 의해 발견된 이후, 밝기 변화와 궤도 이동이 지속적으로 관측되었다. 특히 1970년 봄에는 육안으로도 선명하게 볼 수 있을 정도로 밝아져 많은 주목을 받았다. 혜성의 발견부터 마지막 관측까지의 자세한 기록은 아래 하위 문단에서 확인할 수 있다.
2. 1. 발견
혜성은 1969년 12월 28일, 남아프리카 공화국 프리토리아에서 존 카이스터 베넷이 혜성 탐사 중 발견하였다. 발견 당시 혜성은 투카나자리 부근에 위치했으며, 적위는 -65°, 밝기는 약 8.5등급으로 추정되었다. 이때 혜성은 태양과 지구로부터 약 1.7AU 떨어져 있었다. 혜성의 궤도는 퍼스 천문대의 M. P. 캔디에 의해 계산되었고, 계산 결과 혜성이 3월 말 근일점(거리 0.54AU)을 통과하며 북쪽으로 이동하면서 매우 밝아질 것으로 예측되었다.혜성은 1970년 2월부터 육안으로 관측되기 시작했다. 2월 첫 주에는 5등급 밝기에 약 1도 길이의 꼬리를 보였고, 2월 말에는 3.5등급까지 밝아졌으며 꼬리 길이는 약 2도로 늘어났다. 혜성은 태양과 지구에 가까워지면서 3월 동안 계속해서 밝아졌다. 3월 중순에는 약 1등급의 밝기에 이르렀고, 눈에 띄는 곡선 형태의 꼬리는 약 10도 길이까지 길어졌다.
혜성은 3월 20일에 근일점을 통과했으며, 3월 25일에는 천구의 적도를 통과하여 북반구 새벽 하늘에서 더 잘 보이게 되었다. 이때 태양과의 이각은 32도 이상을 유지했다. 3월 26일에는 지구에 가장 가까이 접근했는데, 그 거리는 약 0.69AU였다. 당시 혜성은 페가수스자리의 사각형 부근에 위치했으며, 이후 계속 북쪽으로 이동하여 8월에는 북쪽 적위 83°에 도달하며 기린자리에 위치하게 되었다.
4월 초 혜성의 밝기는 여전히 1등급이었으나, 태양과 지구로부터 멀어지면서 점차 어두워지기 시작했다. 4월 말에는 3~4등급으로 어두워졌고, 카시오페이아자리 부근에서 북극성을 중심으로 도는 것처럼 보였다. 4월에는 두 개의 꼬리가 관측되었는데, 가장 긴 꼬리의 길이는 20~25도에 달했다. 5월 초에는 혜성 머리(코마)의 밝기가 5등급으로 더 흐려졌지만, 꼬리는 여전히 10~15도 길이를 유지했다. 그러나 5월 말에는 꼬리 길이가 2.5도 정도로 줄어들었으며, 5월 중순경 마지막으로 육안 관측이 이루어졌다.
이후 혜성은 계속해서 어두워졌다. 7월 초에는 약 10등급, 9월에는 12등급으로 관측되었다. 1971년 1월에는 18.9등급의 어두운 천체로 사진에 찍혔다. 마지막 관측 기록은 엘리자베스 로머가 1971년 2월 27일에 촬영한 사진으로, 당시 혜성은 태양으로부터 4.9AU, 지구로부터 5.3AU 떨어져 있었다.
2. 2. 궤도 및 밝기 변화
퍼스 천문대의 M. P. 캔디가 혜성의 궤도를 계산했으며, 이를 통해 혜성이 1970년 3월 말 근일점 거리 0.54 AU에 도달하면서 북쪽으로 이동하며 밝은 천체가 될 것이라는 점이 분명해졌다.혜성은 1970년 2월에 육안으로 관측되기 시작했다. 2월 첫째 주에는 5등급이었고 꼬리 길이는 약 1도였다. 2월 말에는 3.5등급으로 밝아졌고 꼬리 길이는 약 2도까지 길어졌다. 혜성은 태양과 지구에 가까워지면서 3월 동안 계속 밝아졌다. 3월 중순에는 약 1등급까지 밝아졌으며, 약 10도 길이의 눈에 띄는 곡선형 꼬리를 가지게 되었다.
혜성은 1970년 3월 20일에 근일점에 도달했고, 3월 25일에는 적도를 통과하여 북반구의 새벽 하늘에서 더 잘 보이게 되었다. 이때 혜성은 태양으로부터 32도 이상의 이각을 유지했다. 3월 26일에는 지구에 가장 가까이 접근했는데, 거리는 0.69 AU였다. 당시 혜성은 페가수스자리의 사각형 부근에 위치했으며, 이후 계속 북쪽으로 이동하여 8월에는 북쪽 적위 83°에 이르러 기린자리에 위치하게 되었다.
4월 초 혜성은 여전히 1등급의 밝기를 유지했지만, 태양과 지구로부터 멀어지면서 점차 어두워졌다. 4월 말에는 3~4등급으로 어두워졌고, 카시오페이아자리에 위치한 채 극지방을 돌았다. 4월에는 두 개의 꼬리가 관측되었는데, 가장 긴 꼬리의 길이는 20~25도에 달했다. 5월 초에는 혜성 머리의 밝기가 5등급으로 흐려졌지만, 꼬리는 여전히 10~15도 길이를 유지했다. 그러나 5월 말에는 꼬리 길이가 2.5도 정도로 줄어들었다. 마지막 육안 관측은 5월 중순경에 이루어졌다.
이후 혜성은 망원경 관측을 통해 계속 추적되었다. 7월 초에는 약 10등급, 9월에는 12등급으로 어두워졌다. 1971년 1월에는 18.9등급의 어두운 천체로 사진에 찍혔다. 마지막 관측 기록은 엘리자베스 로머(Elizabeth Roemer)가 1971년 2월 27일에 촬영한 사진으로, 당시 혜성은 태양으로부터 4.9 AU, 지구로부터 5.3 AU 떨어져 있었다.
3. 과학적 연구 결과
베넷 혜성은 근일점 거리가 가깝고, 지구와의 거리도 짧으며, 자체 밝기가 높아 관측에 매우 유리한 조건을 갖추고 있었다. 이러한 이유로 발견 직후부터 육안으로도 관측 가능한 밝은 천체가 될 것으로 예상되었으며, 실제로 등장과 함께 수많은 연구 프로젝트가 시작되어 당시 가장 많이 사진 촬영되고 가장 철저하게 연구된 혜성 중 하나가 되었다.
베넷 혜성에 대한 연구는 다양한 파장대의 전자기파를 이용하여 다각적으로 이루어졌다. 특히 우주 망원경을 이용한 자외선 관측은 혜성 주위에 거대한 수소 가스 구름이 존재함을 밝혀내는 중요한 성과를 거두었다. 궤도 천문대 2호(OAO-2)와 궤도 지구 물리 관측소(OGO-5)는 혜성의 코마에서 방출되는 라이먼 알파선을 관측하여 수소와 수산기(OH)의 생성률을 측정하고, 이를 통해 혜성 핵에서 물이 증발하는 과정을 이해하는 데 기여했다.
지상에서는 가시광선 영역에서의 관측이 활발히 이루어졌다. 여러 천문대에서 간섭 필터와 분광기를 사용하여 혜성 코마와 꼬리의 형태, 밝기 분포, 화학적 조성을 분석했다. 이를 통해 CN, C2, CO+, Na, 산소 원자, H2O+ 이온 등 다양한 분자와 이온의 존재를 확인하고 그 분포를 연구했다. 또한, 혜성 꼬리의 구조 변화를 관측하여 태양풍과의 상호작용을 연구하려는 시도도 이루어졌다. 특히 혜성 꼬리에서 관측된 "목선 구조"(Neck-Line Structure)는 혜성 먼지의 특성을 이해하는 데 중요한 단서를 제공했다.
적외선 관측을 통해서는 혜성 먼지의 온도와 성분에 대한 정보가 밝혀졌다. 약 500 K의 흑체 복사 외에도 10 μm 파장에서 규산염 입자에 의한 특징적인 방출선이 감지되어, 혜성 먼지의 주요 구성 성분 중 하나가 규산염임을 확인시켜 주었다.
마이크로파 영역에서는 전파 망원경을 이용하여 포름알데히드나 물 분자와 같은 특정 분자의 존재를 확인하려는 시도가 있었으나, 당시 기술로는 해당 분자들의 방출 신호를 감지하는 데 성공하지 못했다.
3. 1. 자외선 관측
몇 년 전부터 혜성이 수소 가스 껍질로 둘러싸여 있으며, 이는 121.5 nm 파장의 라이먼 알파선을 자외선 영역에서 관측하여 감지할 수 있다는 주장이 제기되었다. 하지만 이 자외선은 지구 대기를 통과하지 못하므로 지상에서는 관측이 불가능하다. 자외선으로 혜성을 처음 관측한 것은 1970년 1월, 궤도 천문대 2호(OAO-2)가 C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) 혜성의 스펙트럼을 분석하여 예측되었던 수소 대기의 존재를 확인했을 때였다.같은 해 2월, 베넷 혜성이 우주 공간에서 관측하기 좋은 위치에 도달하자, OAO-2와 궤도 지구 물리 관측소(OGO-5)는 이 발견을 바탕으로 3월 중순부터 4월 중순까지 혜성의 코마가 시간에 따라 어떻게 변하는지, 그리고 공간적으로 어떻게 분포하는지를 추적하기 위해 체계적인 관측을 수행했다.
OAO-2가 측정한 광도 데이터를 통해 수산기(OH)와 수소(H)의 생성률 및 이들이 태양과의 거리에 따라 어떻게 변하는지를 파악할 수 있었다. 이 결과는 태양에 가까운 거리에서 혜성의 가스 생성이 주로 핵 표면에서 물이 증발하면서 이루어진다는 기존의 가설을 뒷받침했다. 베넷 혜성이 내태양계를 통과하는 동안 잃어버린 물의 총량은 약 2억ton으로 추정되었다.
혜성은 1970년 4월 1일과 2일에 궤도 지구 물리 관측소(OGO-5)에 의해서도 처음 관측되었다. OAO-2보다 더 민감한 광도계를 탑재한 OGO-5는 혜성 핵으로부터 수백만 km 떨어진 곳까지 퍼져 있는 수소 원자에서 방출되는 빛을 감지할 수 있었다. 측정 결과, 이 수소 구름의 총 질량은 약 200만ton으로 계산되었다. 이 성공적인 첫 관측 이후, OGO-5는 4월 30일까지 베넷 혜성을 지속적으로 관측하여 라이먼-α 방출의 강도 분포를 보여주는 총 12개의 지도를 작성했다. 이 지도들은 한 달 동안 수소 대기가 어떻게 진화했는지를 보여준다. 4월 1일, 혜성이 태양으로부터 약 0.6 AU 거리에 있었을 때 수소 대기의 크기는 약 2000만km × 1500만km에 달했으나, 이후 점차 줄어들었다. OGO-5가 측정한 수소 원자 생성률은 OAO-2의 관측 결과와 유사한 값을 보였다. 이후의 연구들에서는 이러한 측정 결과들을 이론적으로 더 정확하게 설명하고, 수소 껍질 형성에 대한 보다 정교한 모델을 제시하려는 시도가 이루어졌다.
3. 2. 가시광선 관측
1970년 3월 7일부터 18일까지 칠레 세로 톨롤로 범미주 천문대에서는 혜성의 이미지를 촬영했다. 이 기간 동안 혜성의 꼬리에서는 눈에 띄는 교란이 나타나지 않았고, 뚜렷한 측면 광선만 관찰되었다. 이는 태양풍 및 관련 자기장과 혜성 사이의 상호작용이 비교적 조용했음을 시사한다.고다드 우주 비행 센터에서는 1970년 3월 28일부터 4월 18일까지 보라색, 파란색, 녹색, 노란색 스펙트럼 영역의 간섭 필터를 사용하여 혜성 이미지를 촬영했다. 이를 통해 CN, C2, CO+, Na의 방출선을 평가했다. 4월 8일과 9일에는 함부르크 천문대에서 백색광으로 촬영한 이미지 등을 이용하여 핵으로부터 최대 150000km 거리까지 동일 밝기선(등광선)을 갖는 코마 지도를 생성했다.
오하이오 주 톨레도 대학교의 리터 천문대에서는 1970년 3월 30일부터 5월 7일까지 혜성에 대한 분광 연구를 수행했다. 이 연구를 통해 C2와 CN 방출선의 밝기 프로파일을 혜성 핵에서 최대 100000km 거리까지 얻었다. 4월 18일 이미지에서는 630 nm 파장에서 산소 원자의 금지선 방출선의 밝기 프로파일도 생성되었다. 이 산소 원자는 CO2의 분해로 생성되는 것으로 추정되며, 이를 근거로 베넷 혜성이 물보다 CO2를 더 많이 함유하고 있을 수 있다는 주장이 제기되었다. 동일한 이미지를 사용하여 핵으로부터 약 100000km 거리까지 H2O+ 이온의 밝기 프로파일을 생성하고 생성률을 결정하기도 했다. 이 결과는 이후 개선된 데이터 처리 과정을 통해 수정되었다.
캐나다 웨스턴 온타리오 대학교의 흄 크로닌 기념 천문대에서도 3월 31일부터 4월 27일까지 유사한 조사가 이루어졌다. 이곳에서도 보라색, 파란색, 녹색 스펙트럼 영역의 다양한 파장에서 간섭 필터를 사용하여 혜성 이미지를 촬영했다. 특히 CN과 C2의 방출선을 측정하고 혜성 꼬리에 수직 및 평행 방향으로 강도 프로파일을 평가했으며, 그 결과를 등광선 형태로 제시했다.
이탈리아 아시아고 천체물리 관측소에서는 3월 말부터 5월 말까지 촬영한 이미지를 이용하여 베넷 혜성 꼬리의 가스와 먼지 분포를 평가했다. 4월 3일과 4일 사이에는 혜성의 가스 꼬리가 코마에서 분리되는 현상이 관측되었다. 중성 가스 외피의 스펙트럼에서는 CN, C2, C3, CH, NH2, Na의 방출선이 관찰되었다. 가스 꼬리는 강도와 구조에서 매일 변화를 보였는데, 이는 CO+의 생성이 매우 불규칙했음을 나타낸다. 특히 4월 4일에 관측된 혜성 가스 꼬리의 두드러진 꺾임 현상과 태양 활동 및 태양풍 측정 데이터를 연관시키려는 연구가 진행되었다. 이 연구에는 OGO-5, Vela 5, HEOS-1, 파이오니어 8 우주선과 아폴로 12호가 달 표면에 설치한 ALSEP 실험 장비의 동시 측정 데이터가 활용되었다. 초기 조사에서는 혜성 꼬리의 변형을 설명할 만한 사건을 태양풍 측정 데이터에서 찾지 못했다. 그러나 추가 연구를 통해 지구 근처에서 측정된 태양풍의 상태가 혜성 근처의 상태와 다를 수 있으며, 태양풍 관측이 시공간적으로 단편적이었기 때문에 혜성 꼬리의 변형이 여전히 태양풍의 특정 사건에 의해 발생했을 가능성이 있다는 결론이 내려졌다.
튀링겐 주립 천문대(카를 슈바르츠실트 천문대)에서는 지구가 혜성의 궤도면에 거의 위치했던 5월 5일부터 8일까지 적색광으로 혜성 이미지를 촬영했다. 이 이미지들은 혜성 꼬리에서 두 가지 이상 구조, 즉 방사형 구조와 짧은 태양 방향 스파이크를 보여주었는데, 이는 혜성의 먼지에 의해 발생한 것으로 추정된다. 나중에 이 관측 결과를 분석한 결과, 1977년에야 이론적으로 예측된 혜성 먼지 꼬리의 "목선 구조"(Neck-Line Structure, NLS)의 특이성을 입증하는 것으로 밝혀졌다.
3. 3. 적외선 관측
1970년 3월 말부터 4월 중순까지 미국 애리조나 주의 달 및 행성 연구소(Lunar and Planetary Laboratory)에서는 혜성의 밝기 변화를 적외선으로 관측했다. 또한 1970년 3월 31일에는 리젯에 탑재된 적외선 망원경으로 관측을 수행했다.1970년 4월 4일, 미네소타 대학교의 오브라이언 천문대(O'Brien Observatory)에서는 혜성 베넷을 2-20 μm 파장에서 근적외선 및 중적외선으로 측광했다. 이 관측을 통해 단파장에서 약 500 K의 흑체 연속선 외에도, 10 μm 파장에서 혜성 먼지 속 규산염 입자에서 기인하는 방출선도 감지되었다. 이 측정 결과는 애리조나 주의 키트 피크 국립 천문대(Kitt Peak National Observatory)에서 4월 21일에 이루어진 다른 측정을 통해 확인되었다.
3. 4. 마이크로파 관측
웨스트버지니아주 그린 뱅크 천문대의 전파 망원경을 사용하여 1970년 3월 중순 6일 동안 4.83 GHz에서 포름알데히드 방출을 감지하려는 시도가 있었다. 또한, 메릴랜드주 미국 해군 연구소의 전파 망원경은 1970년 3월 말 4일 동안 22.2 GHz에서 물 분자의 방출을 감지하려 시도했다. 두 경우 모두 해당 분자의 방출은 감지되지 않았다.3. 5. 아폴로 13호 촬영 시도
베넷 혜성은 아폴로 13호 승무원이 달로 가는 도중에 촬영할 예정이었다. 1970년 4월 13일에 시도된 첫 번째 촬영은 실패했다. 1970년 4월 14일, 두 번째 촬영을 위해 우주선을 정렬하는 기동을 완료한 후, ''오디세이'' 서비스 모듈이 파열되는 사고가 발생했다. 이 사고로 인해 혜성 촬영을 포함한 임무의 과학적 목표와 달 착륙 계획은 모두 취소되었다.
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