크로이츠 혜성군

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1. 개요
2. 발견 및 관측의 역사
3. 주요 구성원
4. 역학적 진화
- 4.1. 모혜성 가설
5. 현대의 관측
6. 크로이츠 혜성군의 미래
참조

1. 개요

크로이츠 혜성군은 태양에 매우 가까이 접근하는 혜성들의 집단으로, 1880년대에 하인리히 크로이츠에 의해 연구되었다. 이 혜성군은 1843년 대혜성, 1882년 대혜성, 이케야-세키 혜성 등 밝게 빛나는 혜성들을 포함하며, 기원전 371년 대혜성의 파편에서 유래했을 가능성이 제기된다. 크로이츠 혜성군은 두 개의 하위 그룹으로 나뉘며, 1995년 SOHO 위성 발사 이후 다수의 새로운 구성원이 발견되었다. 최근에는 SOHO를 통해 3일에 한 번꼴로 새로운 크로이츠 혜성이 발견되고 있으며, 1960년대 이후 혜성군의 역학에 대한 연구가 활발히 진행되고 있다.

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크로이츠 혜성군
개요
종류	혜성군
어미 혜성	불명 (가설상 대혜성 X/1106 C1)
가장 밝은 혜성	이케야-세키 혜성
구성원 수	약 4,000개 이상
발견 방법	태양 탐사 위성 SOHO 등을 통해 다수 발견
궤도 특징
근일점 거리	태양 표면에 매우 가까움 (0.01 AU 이내)
궤도 경사	황도면에 대해 매우 높음 (약 144도)
공전 주기	수백 년에서 수천 년
역사
이름 유래	독일 천문학자 하인리히 크로이츠
기원	가설상 거대 혜성이 쪼개지면서 형성
주요 혜성	1843년 대혜성 이케야-세키 혜성 C/2011 W3 러브조이
하위 그룹
그룹 종류	그룹 I 그룹 II 딩켈 그룹

2. 발견 및 관측의 역사

1680년 대혜성은 태양에 매우 가깝게 접근하는 궤도를 가진 첫 혜성으로 기록되었다. 19세기에는 1843년 대혜성, 1880년 대혜성, 1882년 대혜성 등 밝은 혜성들이 잇따라 발견되었는데, 이들은 1843년 대혜성과 거의 같은 궤도를 가졌다.

일부 천문학자들은 이 혜성들이 하나의 혜성이며, 공전 주기가 근일점을 통과할 때마다 태양을 둘러싸고 있는 고밀도의 어떤 물질에 의해 속도가 줄어들어 짧아지고 있다고 주장했다. 다른 가설은 이 혜성들이 모두 오래전에 태양에 가까이 접근했던 혜성의 조각이라는 것이었다. 1882년 대혜성이 근일점 통과 시 깨어져 여러 조각으로 나뉘는 모습은 이 가설을 뒷받침했다.

1888년, 하인리히 크로이츠는 1843년, 1880년, 1882년의 혜성들이 거대 혜성의 조각들이었고, 이들이 여러 개의 주기로 나뉘었을 수도 있다고 주장하는 논문을 출간하였다. 그러나 1680년의 혜성은 이 혜성군에 포함되지 않는 것으로 밝혀졌다.

1887년에 또 하나의 크로이츠 혜성군이 나타난 후, 1945년 전까지 다음 혜성이 나타나지 않았다. 1960년대에는 페레이라 혜성(1963년)과 이케야-세키 혜성(1965년)이 나타났다. 특히 이케야-세키 혜성은 매우 밝아졌고 근일점 통과 후 세 조각으로 부서졌다.^[38] 이처럼 두 혜성이 연이어 나타나면서, 이후 이 혜성군의 역학에 대한 활발한 연구가 촉진되었다.

2. 1. 초기 관측

1680년 대혜성은 궤도가 태양에 매우 가깝게 지나가는 것으로 밝혀진 최초의 혜성이었다. 이 혜성은 태양 표면에서 200000km (0.0013 AU) 떨어진 지점을 통과했는데, 이는 지구와 달 사이 거리의 약 절반에 해당한다.^[1]

당시 에드먼드 핼리를 포함한 천문학자들은 이 혜성이 1106년에 태양 가까이에서 관측된 밝은 혜성이 다시 나타난 것이라고 추측했다.^[1] 163년 후, 1843년 대혜성이 나타났고 역시 태양에 매우 가까이 접근했다. 일부 천문학자들은 이것이 1680년 혜성의 재림인지 궁금해했다.^[1] 1880년에 관측된 밝은 혜성은 1843년 혜성과 거의 동일한 궤도로 이동하는 것으로 밝혀졌으며, 그 뒤를 이은 1882년 대혜성도 마찬가지였다. 일부 천문학자들은 이것들이 모두 하나의 혜성일 수 있으며, 궤도 주기가 근일점 통과 시마다 어떤 식으로든 급격하게 짧아지고 있을 수 있다고 제안했는데, 아마도 태양을 둘러싼 어떤 밀집 물질에 의한 감속 때문일 것이다.^[1]

또 다른 제안은 이 혜성들이 모두 이전에 태양에 근접했던 혜성의 파편이라는 것이었다.^[33] 이 아이디어는 1880년에 처음 제안되었으며, 1882년 대혜성이 근일점 통과 후 여러 조각으로 부서지면서 그 타당성이 충분히 입증되었다.^[2] 1888년, 하인리히 크로이츠는 1843년 혜성, 1880년 혜성, 1882년 혜성이 여러 궤도 전에 부서진 거대한 혜성의 파편일 가능성이 있다는 논문을 발표했다.^[33] 1680년 혜성은 이 혜성군과 관련이 없는 것으로 밝혀졌다.^[4]

1887년에 또 다른 크로이츠 혜성이 관측된 후, 1945년까지 다음 혜성은 나타나지 않았다.^[3] 1960년대에는 페레이라 혜성(1963년)과 이케야-세키 혜성(1965년)이 나타났다. 특히 이케야-세키 혜성은 매우 밝아졌고 근일점 통과 후 세 조각으로 부서졌다.^[38]

2. 2. 19세기 대혜성들

1843년 대혜성은 1843년 2월 초에 처음 관측되었으며, 근일점 통과 3주 전이었다. 2월 27일에는 낮에도 볼 수 있었고,^[22] 꼬리가 태양에서 2~3° 뻗어 나와 하늘의 눈부심에 가려지는 모습이 관측되었다. 근일점 통과 후 아침 하늘에 다시 나타났을 때는 매우 긴 꼬리를 형성했다. 3월 11일에는 꼬리가 하늘을 가로질러 약 45° 뻗어 있었고 폭은 2° 이상이었다.^[20] 꼬리 길이는 3억 킬로미터(2 AU) 이상으로 계산되었는데, 이는 2000년 백악기 혜성의 꼬리가 약 5억 5천만 킬로미터 길이로 발견되기 전까지 측정된 혜성 꼬리 중 가장 긴 기록이었다. 이 혜성의 최대 겉보기 등급은 -10이었다.^[21]^[23] 혜성은 3월 초까지 매우 뚜렷하게 보였고, 4월 초가 되면서 거의 육안으로 보이지 않을 정도로 희미해졌다.^[20] 마지막으로 감지된 것은 4월 20일이었다.^[22]

1880년 대혜성은 1843년 대혜성과 거의 같은 궤도를 가진 밝은 혜성이었다. 1882년 대혜성도 1843년 및 1880년 대혜성과 거의 같은 궤도를 가졌다.

1882년 대혜성은 많은 관측자들에 의해 독립적으로 발견되었는데, 1882년 9월 초 근일점에 도달하기 며칠 전에 이미 육안으로 쉽게 관측 가능했기 때문이다. 이 혜성은 겉보기 등급이 -17로 추정되었는데, 이는 어떤 혜성보다 훨씬 밝은 기록이며, 보름달 밝기의 57배였다.^[23] 이 혜성은 빠르게 밝아졌고, 결국 이틀 동안(9월 16–17일) 빛이 있는 구름 속에서도 낮에 보일 정도로 밝았다.^[24]

근일점 통과 후, 혜성은 수 주 동안 밝게 유지되었다. 10월 동안 혜성의 핵은 처음에는 두 조각으로, 그 다음에는 네 조각으로 분열되는 것이 관측되었다. 일부 관측자들은 핵에서 몇 도 떨어진 곳에서 희미한 빛의 덩어리를 보았다고 보고했다. 핵 파편의 분리 속도는 분열 후 670년에서 960년 사이에 약 1세기 간격으로 돌아올 정도였다.^[38] 이러한 1882년 대혜성의 분열은 크로이츠 혜성군 가설에 힘을 실어주었다.

일부 천문학자들은 1843년, 1880년, 1882년 대혜성들이 하나의 혜성이며, 공전 주기가 근일점을 통과할 때마다 태양을 둘러싸고 있는 고밀도의 어떤 물질에 의해 속도가 줄어들어 짧아지고 있다고 주장했다. 또 다른 설은 이 혜성들이 모두 오래전에 태양에 가까이 접근했던 혜성의 조각이라는 것이었다. 1882년 대혜성이 근일점 통과 시 깨어져 여러 조각으로 나뉘는 모습은 이 가설을 뒷받침했다.

2. 3. 크로이츠의 연구

1888년, 하인리히 크로이츠는 1843년 혜성(C/1843 D1, 3월 대혜성), 1880년 혜성(C/1880 C1, 남방 대혜성), 1882년 혜성(C/1882 R1, 9월 대혜성)이 여러 궤도 전에 부서진 거대한 혜성의 파편일 가능성이 있다는 논문을 발표했다.^[33] 1680년 혜성은 이 혜성군과 관련이 없는 것으로 밝혀졌다.^[4]

2. 4. 20세기 이후의 관측

1945년에 크로이츠 혜성군이 하나 나타났으며, 1960년대에는 1963년의 프레야 혜성과 1965년의 이케야-세키 혜성이 나타났다. 특히 이케야-세키 혜성은 매우 밝게 빛났으며 근일점 통과 후 세 조각으로 나뉘었다.^[1]

이케야-세키 혜성은 1965년 9월 18일, 두 명의 일본 아마추어 천문학자가 15분 간격으로 독립적으로 발견하였으며, 곧 크로이츠 혜성군으로 확인되었다.^[1] 10월 15일까지 겉보기 등급 2등급에 도달했고, 10월 21일 근일점 통과 시에는 전 세계 관측자들이 낮에도 혜성을 볼 수 있었다.^[1] 근일점 통과 몇 시간 전에는 겉보기 등급이 -10에서 -11등급으로, 상현달과 비슷했으며 1882년 이후 어떤 혜성보다 밝았다. 근일점 통과 후 하루 만에 등급은 -4등급으로 감소했다.^[25]

일본 천문학자들은 코로나그래프를 사용하여 혜성이 근일점 통과 30분 전에 세 조각으로 쪼개지는 것을 관측했다. 11월 초, 혜성이 아침 하늘에 다시 나타났을 때, 핵 두 개는 확실히 탐지되었고, 세 번째 핵도 의심되었다. 혜성은 11월 동안 희미해지기 전에 약 25° 길이의 꼬리를 발달시켰다. 1966년 1월에 마지막으로 관측되었다.^[26]

이처럼 두 혜성이 연이어 나타나면서, 이후 이 혜성군의 역학에 대한 활발한 연구가 촉진되었다.

3. 주요 구성원

크로이츠 혜성군 중 가장 밝은 혜성들은 대낮에도 보일 만큼 밝았다. 특히 1843년 대혜성, 1882년 대혜성, X/1106 C1이 가장 인상적이었다. 모든 크로이츠 혜성군의 기원은 기원전 371년 대혜성^[13]이거나 기원전 214년, 서기 423년, 467년에 관측된 혜성일 수 있다.^[38] 1882년 일식 혜성도 주목할 만하다.^[33]

다른 크로이츠 혜성군 후보로는 582년 중국과 유럽에서 관측된 혜성,^[14] 일본, 한국, 러시아, 이집트에서 관측된 X/1381 V1,^[15] 1668년과 1695년에 관측된 두 혜성,^[16] C/1880 C1, 1887년 남방 대혜성, C/1945 X1 (du Toit), C/1970 K1, C/2005 S1 등이 있다.^[17]

3. 1. 1106년 대혜성 (X/1106 C1)

1106년 대혜성은 전 세계 관찰자들이 목격한 거대한 혜성이었다. 1106년 2월 2일, 태양 근처에서 태양으로부터 약 1° 정도 떨어진 별이 나타났다고 보고되었다.^[18] 이 출현 이후 밝기가 감소한 것으로 보이며, 근일점 이후에는 다소 희미하고 평범한 핵을 보였지만, 꼬리는 엄청나게 커졌다. 2월 7일 일본 관측자들은 매우 밝은 흰색 꼬리가 밤하늘을 가로질러 약 100°까지 뻗어 있었으며, 여러 갈래로 뻗어 있었다고 말했다. 2월 9일에는 약간 어두워졌지만, 꼬리는 여전히 매우 밝았으며, 길이가 60°, 폭이 3°였다.^[18] 유럽 문헌에서는 거대한 혜성의 전체 육안 지속 기간이 15일에서 70일 사이로 기록되어 있다. 최근 평가와 근일점 이후 혜성이 여러 조각으로 분열된 관측 결과에 따르면, 이 혜성은 1882년, 1843년, 1965년의 매우 밝은 선그레이저를 포함하는 크로이츠 혜성군 전체 하위 그룹의 조상이었을 가능성이 제기되었다. 또한 관측 결과에 따르면 기원전 371년의 대혜성의 더 큰 조각이 나중에 1106년 대혜성으로 돌아왔을 가능성도 있다.^[18]

3. 2. 1843년 대혜성 (C/1843 D1)

1843년 대혜성은 1843년 2월 초에 처음 발견되었으며, 근일점 통과 3주 전이었다. 2월 27일에는 낮에도 쉽게 볼 수 있었고,^[22] 관측자들은 태양에서 뻗어 나와 하늘의 눈부심에 가려지기 전까지 꼬리가 2~3° 뻗어 있는 것을 보았다고 묘사했다. 근일점 통과 후, 혜성은 아침 하늘에 다시 나타났고,^[22] 매우 긴 꼬리를 형성했다. 3월 11일에는 하늘을 가로질러 약 45° 뻗어 있었고 폭이 2° 이상이었다.^[20] 꼬리의 길이는 3억km 이상으로 계산되었다. 이는 2000년 백악기 혜성의 꼬리가 약 5.5억km 길이로 발견되기 전까지 측정된 혜성 꼬리 중 가장 긴 기록이었다. 이 혜성이 기록한 최대 겉보기 등급은 -10이었다.^[21]^[23]

혜성은 3월 초까지 매우 뚜렷하게 보였고, 4월 초가 되면서 거의 육안으로 보이지 않을 정도로 희미해졌다.^[20] 마지막으로 감지된 것은 4월 20일이었다. 이 혜성은 대중에게 상당한 인상을 남겼고, 일부 사람들에게는 심판의 날이 임박했다는 두려움을 불러일으켰다.^[22] 나카하마 만지로도 구조된 미국 포경선으로 미국 동해안으로 향하던 중 케이프혼 해역에서 이 혜성을 본 것을 기록으로 남겼다.

3. 3. 1882년 대혜성 (C/1882 R1)

1882년 대혜성은 1882년 9월 초 근일점에 도달하기 며칠 전부터 이미 육안으로 쉽게 관측할 수 있었기 때문에, 많은 관측자들이 독립적으로 발견하였다. 이 혜성은 겉보기 등급이 -17로 추정되었는데, 이는 어떤 혜성보다 훨씬 밝은 기록이며, 보름달 밝기의 57배였다.^[23] 9월 16일과 17일 이틀 동안은 빛이 있는 구름 속에서도 낮에 보일 정도로 밝아졌다.^[24]

근일점 통과 후에도 혜성은 수 주 동안 밝게 유지되었다. 10월에는 혜성의 핵이 처음에는 두 조각으로, 그 다음에는 네 조각으로 분열되는 것이 관측되었다. 일부 관측자들은 핵에서 몇 도 떨어진 곳에서 희미한 빛의 덩어리를 보았다고 보고했다. 핵 파편의 분리 속도로 볼 때, 이 파편들은 분열 후 670년에서 960년 사이에 약 1세기 간격으로 다시 돌아올 것으로 예상된다.^[38]

3. 4. 1882년 일식 혜성 (X/1882 K1)

1882년 5월 일식 때 이집트에서 관측자들이 개기 시작과 함께 태양 근처에서 밝은 궤적을 발견했다. 이 궤적은 크로이츠 혜성군의 근일점 통과였으며, 일식 중에 관측된 것이 유일한 관측이었다.^[1] 일식 사진을 통해 혜성이 1분 50초 동안 눈에 띄게 움직였음이 드러났으며, 이는 500km/s에 가까운 속도로 태양을 지나가는 혜성에서 예상되는 바였다.^[1] 이 혜성은 당시 이집트의 케디브였던 테우픽 파샤의 이름을 따서 '테우픽'이라고도 불린다.^[1]

3. 5. 이케야-세키 혜성 (C/1965 S1)

일본의 아마추어 천문학자 이케야 가오루와 세키 쓰토무가 1965년 9월 18일에 15분 간격으로 독립적으로 발견한 혜성이다.^[1] 곧 크로이츠 혜성군에 속하는 혜성으로 확인되었다.^[1] 혜성은 태양에 접근하면서 4주 동안 빠르게 밝아졌고, 10월 15일까지 겉보기 등급 2등급에 도달했다. 10월 21일 근일점 통과가 있었고, 전 세계 관측자들은 낮에도 혜성을 쉽게 볼 수 있었다.^[1] 근일점 통과 몇 시간 전인 10월 21일, 겉보기 등급은 -10에서 -11등급으로, 상현달과 비슷하며 1882년 이후 관측된 어떤 혜성보다 밝았다. 근일점 통과 후 하루 만에 등급이 -4등급으로 감소했다.^[25]

일본 천문학자들은 코로나그래프를 사용하여 혜성이 근일점 통과 30분 전에 세 조각으로 쪼개지는 것을 관측했다. 11월 초, 혜성이 아침 하늘에 다시 나타났을 때, 이 핵들 중 두 개는 확실히 탐지되었고 세 번째 핵도 의심되었다. 혜성은 11월 동안 희미해지기 전에 약 25° 길이의 매우 뚜렷한 꼬리를 발달시켰다. 마지막으로 1966년 1월에 관측되었다.^[26]

4. 역학적 진화

1967년 브라이언 G. 마스덴은 크로이츠 혜성군의 궤도를 추적하여 모혜성을 확인하려는 최초의 연구를 진행했다.^[1]^[3] 1965년까지 알려진 혜성군의 모든 구성원은 약 144°의 거의 동일한 궤도 경사와 280–282°의 근일점 경도를 가졌으며, 몇 가지 예외는 불확실한 궤도 계산 때문으로 추정된다. 근점 편각과 승교점 경도에는 더 큰 범위의 값이 존재했다.^[3]

마스덴은 크로이츠 혜성군을 궤도 요소가 약간 다른 두 그룹으로 나누었는데, 이는 혜성군이 둘 이상의 근일점에서 파편화되어 발생했음을 의미한다.^[1]

서브그룹 I: 1843년 대혜성, 1963년 혜성 등이 속하며, 1106년 대혜성과 관련이 없을 수 있지만, 그보다 약 50년 전에 돌아온 혜성과 관련이 있을 수 있다.^[33] 1695년, 1880년 혜성, 1887년 혜성과 SOHO 탐사선이 탐지한 혜성의 대다수가 이 서브그룹에 포함된다.^[33]
서브그룹 II: 1882년 대혜성, 이케야-세키 혜성 등이 속하며, 1106년 대혜성이 유력한 모혜성 후보이다.^[1] 1668년, 1689년, 1702년, 1945년의 혜성도 이 서브그룹과 관련이 있는 것으로 보이지만, 1106년 또는 그 이전 근일점 통과(서기 3~5세기) 때 모혜성에서 떨어져 나왔는지 여부를 밝힐 만큼 궤도가 잘 결정되지 않았다.^[38]^[33] 1970년에 관측된 혜성^[44]은 하위 그룹 I보다 이 그룹과 더 밀접하게 관련되어 있지만, 다른 파편보다 이전 궤도에서 떨어져 나온 것으로 보인다.^[33]

두 하위 그룹의 차이는 여러 궤도 전에 파편화된 '조상' 혜성의 일부였던 두 개의 별도 모혜성에서 비롯됨을 의미한다.^[33] 조상 혜성의 가능한 후보는 기원전 371년 아리스토텔레스와 에포루스가 관측한 혜성이다. 에포루스는 이 혜성이 두 개로 갈라지는 것을 보았다고 주장했지만, 현대 천문학자들은 다른 출처에서 확인되지 않았기 때문에 이 주장에 회의적이다.^[38] 대신 서기 3~5세기에 도착한 혜성(214년, 426년, 467년의 혜성)이 크로이츠 혜성군의 가능한 조상으로 간주된다.^[38] 원래 혜성은 매우 컸으며, 아마도 지름이 100 km 정도였을 것이다.^[33] 하지만 혜성 할레이-밥과 유사한 수십 킬로미터의 크기도 가능하다.

궤도는 두 주요 그룹과 상당히 다르지만, 1680년의 혜성도 여러 궤도 전에 파편화되어 크로이츠 혜성군과 관련이 있을 가능성이 있다.^[38]

크로이츠 혜성군은 유일한 현상이 아닐 수 있다. 모체 붕괴로 형성된 다른 태양 혜성군으로는 마이어 혜성군, 마스덴 태양 궤도 혜성군, 크라흐트 태양 궤도 혜성군이 있다.^[28] 이들은 '비크로이츠' 또는 '산발적' 태양 혜성군을 형성한다.^[34]

4. 1. 모혜성 가설

기원전 372년에서 371년 겨울에 관측된 대혜성은 크로이츠 혜성군 전체의 모천으로 여겨지는 매우 밝은 혜성이었다. 아리스토텔레스와 에포루스는 이 혜성을 육안으로 관측했다. 기록에 따르면 붉은색을 띠는 매우 길고 밝으며 눈에 띄는 꼬리를 가졌으며, 밤하늘의 어떤 별보다 밝은 핵을 가지고 있었다.^[38] 에포루스는 이 혜성이 두 개로 갈라지는 것을 보았다고 주장했지만, 현대 천문학자들은 다른 출처에서 확인되지 않았기 때문에 이 주장에 회의적이다.^[38]

1106년 대혜성은 전 세계에서 관측된 거대한 혜성이었다. 1106년 2월 2일, 태양 근처에 별이 나타났는데, 태양에서 약 1도 정도 떨어져 있었다고 보고되었다. 이후 밝기가 감소한 것으로 보이며, 근일점 이후에는 다소 희미하고 평범한 핵을 보였지만, 꼬리가 매우 커졌다. 2월 7일 일본 관측자들은 매우 밝은 흰색 꼬리가 밤하늘을 가로질러 약 100도까지 뻗어 있었으며, 여러 갈래로 뻗어 있었다고 말했다. 2월 9일에는 약간 어두워졌지만, 꼬리는 여전히 매우 밝았으며, 길이가 60도, 폭이 3도였다. 유럽 문헌에서 이 혜성의 전체 육안 관측 기간은 15일에서 70일 사이로 기록되어 있다. 최근 연구와 근일점 이후 혜성이 여러 조각으로 분열된 관측 결과에 따르면, 이 혜성은 1882년 대혜성, 1843년 대혜성, 1965년의 매우 밝은 선그레이저를 포함하는 크로이츠 선그레이저 전체 하위 그룹의 조상이었을 가능성이 제기되었다.^[18] 또한, 관측 결과에 따르면 기원전 371년의 대혜성의 더 큰 조각이 나중에 1106년 대혜성으로 돌아왔을 가능성도 있다.^[18]

1967년 브라이언 G. 마스덴은 혜성군의 궤도 역사를 추적하여 모혜성을 확인하려는 최초의 시도를 했다.^[1]^[3] 마스덴은 크로이츠 혜성군을 궤도 요소가 약간 다른 두 그룹으로 나눌 수 있다는 것을 발견했는데, 이는 혜성군이 둘 이상의 근일점에서 파편화되어 발생했음을 의미한다.^[1] 이케야-세키 혜성과 1882년 대혜성의 궤도를 추적한 결과, 두 혜성이 한 궤도 전에 붕괴된 동일한 혜성의 두 부분이라는 것이 밝혀졌고, 모혜성의 가장 유력한 후보는 1106년 대혜성이었다.^[1]

1843년과 1963년에 관측된 태양 혜성은 밀접하게 관련되어 있으며 하위 그룹 I에 속한다. 그러나 궤도를 이전 근일점까지 추적하면 궤도 요소 간의 차이가 여전히 상당히 커서, 아마도 그 이전 궤도에서 서로 떨어져 나왔음을 의미한다.^[27] 이들은 1106년의 혜성과 관련이 없을 수 있지만, 그보다 약 50년 전에 돌아온 혜성과 관련이 있을 수 있다.^[33]

두 하위 그룹 간의 차이는 이들이 여러 궤도 전에 파편화된 '조상' 혜성의 일부였던 두 개의 별도 모혜성에서 비롯된다는 것을 의미한다.^[33] 조상 혜성의 가능한 후보는 기원전 371년 아리스토텔레스와 에포루스가 관측한 혜성이다.^[38]

5. 현대의 관측

1980년대에 두 개의 태양 관측 위성이 우연히 크로이츠 혜성군의 여러 새로운 구성원을 발견했다. 1995년 SOHO 태양 관측 위성이 발사된 이후, 일 년 중 언제든지 태양에 매우 가까이 있는 혜성을 관측할 수 있게 되었다.^[38] 이 위성은 태양 근접 지역을 지속적으로 볼 수 있게 해주며, SOHO는 현재 수백 개의 새로운 태양 접근 혜성을 발견했으며, 그중 일부는 길이가 불과 몇 미터에 불과하다. SOHO가 발견한 태양 접근 혜성의 약 83%가 크로이츠 혜성군에 속하며, 나머지는 메이어, 마스덴, 크라흐트1&2 혜성군을 포함한다.^[34] 새로운 크로이츠 태양 접근 혜성은 대략 3일에 한 번꼴로 발견되며,^[35] 많은 수가 관측되지 않고 있을 가능성이 높다. 그 빈도는 1997-2002년에서 2003-2008년까지 증가했다.^[36] 이 혜성들은 아마도 반지름이 수십 미터에 불과할 것이다.^[37] 러브조이 혜성을 제외하고, SOHO가 관측한 태양 접근 혜성 중 근일점 통과에서 살아남은 혜성은 없었다. 일부는 태양 자체로 떨어졌을 수도 있지만, 대부분은 단순히 완전히 증발해 버렸을 가능성이 높다.^[38] 원심력에 의한 파괴는 더 작은 크로이츠 태양 접근 혜성을 파괴하는 또 다른 중요한 과정이며,^[39] 근일점을 통과하고 태양에서 멀어져 가는 지 오래된 일부 크로이츠 혜성의 지연된 파괴를 설명할 수 있다.

1,000번째로 알려진 크로이츠 태양 접근 혜성은 2006년 8월 10일 SOHO에 의해 관측되었으며, C/2006 P7 (SOHO)로 명명되었다.^[40] 2020년 6월 기준으로, SOHO 데이터를 사용하여 확인된 4,000개의 혜성 중 85% 또는 약 3,400개가 주로 인터넷을 통해 SOHO의 관측 결과를 분석하는 아마추어 천문학자들에 의해 크로이츠 태양 접근 혜성으로 확인되었다.^[41] 2024년 2월 기준으로, 미국 항공우주국(NASA)의 JPL 소천체 데이터베이스에는 약 1,300개의 크로이츠 태양 접근 혜성이 등재되어 있다.^[42]

태양 접근 혜성은 종종 몇 시간 간격으로 쌍 또는 셋으로 도착한다.^[28] 이러한 쌍은 우연히 발생하기에는 너무 빈번하며, 이전 궤도에서의 파편화로 인해 발생할 수 없는데, 파편들이 훨씬 더 큰 거리로 분리되었을 것이기 때문이다.^[38] 대신, 쌍은 근일점에서 멀리 떨어진 곳에서의 파편화로 인해 발생한다고 생각된다. 많은 혜성이 근일점에서 멀리 떨어진 곳에서 파편화되는 것이 관측되었으며, 크로이츠 태양 접근 혜성의 경우, 근일점 근처에서의 초기 파편화 이후 궤도의 나머지 부분 전체에서 지속적인 '연쇄' 파괴가 발생할 수 있는 것으로 보인다.^[38]^[30]

6. 크로이츠 혜성군의 미래

역학적으로 크로이츠 혜성군은 앞으로 수천 년 동안 뚜렷하게 식별 가능한 집단으로 남아있을 수 있다. 크로이츠군의 궤도는 결국 중력적 섭동에 의해 분산되겠지만, 혜성군의 구성 혜성 분열 속도에 따라 중력적으로 확산되기 전에 혜성군이 완전히 파괴될 가능성도 있다.^[30] SOHO에 의해 발견되는 이 군에 속하는 다수의 작은 혜성으로부터 혜성이 어떻게 분열하여 집단을 형성하는지가 미래에는 지금보다 훨씬 더 잘 이해될 것으로 보인다.^[49]

가장 최근에 밝게 빛난 크로이츠군 혜성은 2011년에 발견된 러브조이 혜성 (C/2011 W3)이다.^[51] 1970년의 화이트-오르티스-보렐리 혜성 이후 41년 만에 발견되었다. 작은 혜성이었기 때문에 처음에는 태양 접근 시 소멸될 것으로 생각했지만, 기적적으로 살아남아 12월 25일 경에는 남반구 하늘에 긴 꼬리를 보여 "크리스마스 대혜성"이라고 불렸다.

가까운 미래에 크로이츠군에 속하는 새로운 매우 밝은 혜성이 나타날 가능성을 예측할 수는 없지만, 과거 200년 동안 적어도 10개의 육안으로 보이는 혜성이 나타났다는 점을 고려하면, 웅장한 크로이츠군 혜성이 언젠가 다시 나타나는 것은 거의 확실하다고 예상된다.^[44]

참조

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