유성우
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1. 개요
유성우는 혜성이나 소행성에서 방출된 유성체들이 지구 대기권과 만나면서 발생하는 현상이다. 유성체는 혜성 주변에 먼지 꼬리를 형성하며, 지구 궤도와 먼지 꼬리가 교차할 때 유성우가 발생한다. 유성우는 복사점의 위치에 따라 별자리의 이름을 따서 명명되며, 사분의자리 유성우, 페르세우스자리 유성우, 쌍둥이자리 유성우가 대표적인 3대 유성우로 꼽힌다. 유성우는 지구뿐만 아니라 다른 행성에서도 발생할 수 있으며, 화성에서 유성우가 관측된 사례도 있다.
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| 유성우 | |
|---|---|
| 지도 | |
| 개요 | |
| 정의 | 수많은 유성체가 지구의 대기로 진입하면서 발생하는 천문 현상 |
| 원인 | 혜성이나 소행성의 잔해 (유성체)가 지구 대기에 진입하면서 타서 빛을 냄 |
| 유성체 | |
| 구성 | 먼지 입자 작은 암석 조각 얼음 조각 |
| 크기 | 모래알 크기부터 작은 바위 크기까지 다양함 |
| 속도 | 수십 km/s의 빠른 속도로 대기 진입 |
| 유성우의 특징 | |
| 복사점 | 유성우가 특정한 별자리에서 시작되는 것처럼 보이는 점 |
| 지속 시간 | 몇 시간에서 며칠까지 지속될 수 있음 |
| 출현 빈도 | 매년 특정 시기에 정기적으로 나타나는 유성우 존재 |
| 주요 유성우 | |
| 1월 | 사분의자리 유성우 |
| 4월 | 거문고자리 유성우 |
| 5월 | 물병자리 에타 유성우 |
| 7월 | 물병자리 델타 유성우 |
| 8월 | 페르세우스자리 유성우 |
| 10월 | 오리온자리 유성우 |
| 11월 | 사자자리 유성우 |
| 12월 | 쌍둥이자리 유성우 작은곰자리 유성우 |
| 관측 방법 | |
| 장소 | 빛 공해가 적은 어두운 장소에서 관측하기 좋음 |
| 도구 | 특별한 도구 없이 육안으로도 관측 가능 |
| 기타 | |
| 관련 용어 | 유성 혜성 소행성 유성체 |
2. 역사적 배경
유성우는 혜성이나 드물게 소행성에서 떨어져 나온 유성체(meteoroid)들이 지구의 대기권으로 진입하면서 빛을 내는 현상을 말한다. 유성체를 방출하는 천체를 해당 유성우의 모천체(parent body)라고 한다.
1583년 8월의 유성우는 팀북투 사본에 기록되어 있다.[5][6][7]
현대에 들어 처음으로 큰 유성폭풍이 관측된 것은 1833년 11월의 사자자리 유성우였다. 한 추산에 따르면 시간당 10만 개가 넘는 유성이 쏟아졌다고 하나,[8] 다른 추산은 폭풍이 약해진 후에 이루어진 것으로, 9시간 동안 20만 개가 넘는 유성이 로키 산맥 동쪽의 북아메리카 전역에 떨어졌다고 한다.[9] 미국의 데니슨 올름스테드가 이 현상을 가장 정확하게 설명했다. 그는 1833년 말 몇 주 동안 정보를 수집한 후, 1834년 1월에 ''아메리칸 저널 오브 사이언스 앤드 아츠''에 연구 결과를 발표했는데,[10] 이는 1834년 1월부터 4월까지,[11] 그리고 1836년 1월에 출판되었다.[11] 그는 유성우가 짧은 시간 동안만 나타났고 유럽에서는 관측되지 않았으며, 유성들이 사자자리의 한 점에서 방사되는 것을 확인했다. 그는 유성들이 우주 공간의 입자 구름에서 기원했다고 추측했다.[12] 연구는 계속되었지만, 유성폭풍의 발생은 연구자들을 당황하게 했고 유성우의 연례적인 특성을 이해하는 데 어려움을 겪었다.[13]
19세기에는 유성의 실제 성질에 대한 논쟁이 계속되었다. 많은 과학자들(알렉산더 폰 훔볼트, 아돌프 케틀레, 율리우스 슈미트)은 유성을 대기 현상으로 생각했지만, 이탈리아 천문학자 조반니 스키아파렐리는 그의 저서 ''Notes upon the astronomical theory of the falling stars'' (1867)에서 유성과 혜성의 관계를 확인했다. 1890년대에 아일랜드 천문학자 조지 존스톤 스토니와 영국 천문학자 아서 매슈 웰드 다우닝은 최초로 지구 궤도의 먼지 위치를 계산하려고 시도했다. 그들은 1898년과 1899년의 예상되는 사자자리 유성우 복귀 전에 혜성 55P/템펠-터틀이 1866년에 방출한 먼지를 연구했다. 유성폭풍이 예상되었지만, 최종 계산 결과 대부분의 먼지는 지구 궤도의 내부 훨씬 안쪽에 있을 것으로 나타났다. 독일 베를린의 쾨니글리히에 아스트로노미셰 레헨 인스티투트(왕립 천문 계산 연구소)의 아돌프 베르베리히도 독립적으로 같은 결과를 얻었다. 그 계절에 유성폭풍이 없었던 것이 계산 결과를 확인했지만, 신뢰할 수 있는 예측을 하려면 훨씬 더 발전된 계산 도구가 필요했다.
1981년, 제트 추진 연구소의 도널드 K. 요먼스는 사자자리 유성우의 역사와 템펠-터틀 혜성의 역동적인 궤도의 역사를 검토했다.[14] 그 내용 중 그래프[15]가 ''스카이 앤 텔레스코프''에 적용되어 재출판되었다.[16] 이 그래프는 지구와 템펠-터틀의 상대적 위치를 보여주고 지구가 밀집된 먼지를 만난 지점을 표시했다. 이는 유성체가 대부분 혜성의 경로 뒤쪽과 바깥쪽에 있지만, 강력한 폭풍을 일으키는 입자 구름을 통과하는 지구의 경로는 거의 활동이 없는 경로와 매우 가까웠음을 보여주었다.
1985년 카잔 주립 대학교의 E. D. 콘드라트예바와 E. A. 레즈니코프는 과거 몇 차례의 사자자리 유성폭풍을 일으킨 먼지가 방출된 해를 최초로 정확하게 확인했다. 1995년 피터 제니스켄스는 먼지 자취에서 1995년 알파 외뿔소자리 유성우의 폭발을 예측했다.[17] 1999년 사자자리 유성폭풍을 예상하여 로버트 H. 맥넛,[18] 데이비드 J. 애셔,[19] 그리고 핀란드의 에스코 뤼티넨은 서구에서 이 방법을 최초로 적용했다.[20][21] 2006년 제니스켄스는 향후 50년 동안의 미래 먼지 자취 충돌에 대한 예측을 발표했다.[24] 천체역학 및 천문력 계산 연구소 (IMCCE)의 제레미 보바용은 매년 관측 결과를 바탕으로 예측을 업데이트하고 있다.[22]
3. 유성우의 생성 원리
유성체가 모천체에서 방출되는 과정에 대해서는 여러 설명이 있다. 1951년 프레드 휘플은 혜성을 얼음과 암석, 먼지가 섞인 "더러운 눈덩이"로 묘사했다.[23] 이 설명에 따르면, 혜성이 태양에 가까워지면 표면의 얼음(물, 메탄, 암모니아 등)이 승화하면서 발생하는 가스가 먼지나 작은 암석 조각들을 함께 우주 공간으로 내뿜는다. 혜성이 태양 주위를 공전할 때마다 이러한 과정이 반복되어 유성체가 방출된다.
한편, 피터 제니스켄스는 일부 주요 유성우, 예를 들어 사분의자리 유성우나 쌍둥이자리 유성우의 경우, 활동이 거의 없는 혜성이나 소행성형 천체(196256 2003 EH1, 3200 파에톤)가 과거에 크게 붕괴하면서 떨어져 나온 파편들이 기원일 수 있다고 주장했다.[24] 이 파편들이 시간이 지나면서 더 작은 유성체로 부서진다는 것이다.
이렇게 방출된 유성체들은 모천체의 궤도를 따라 띠 모양으로 길게 늘어서게 되는데, 이를 먼지 꼬리(dust trail)라고 부른다. 이 먼지 꼬리는 모천체와 거의 같은 주기로 태양 주위를 공전한다.
유성우는 지구의 공전 궤도와 특정 먼지 꼬리의 궤도가 교차하는 지점을 지구가 통과할 때, 즉 지구가 우주 공간에 퍼져 있는 유성체 무리와 충돌할 때 발생한다.
하나의 모천체에서도 여러 번의 유성체 방출이 일어나기 때문에, 궤도상에는 여러 개의 먼지 꼬리가 존재할 수 있다. 또한, 목성과 같은 거대 행성의 중력은 이 먼지 꼬리들의 궤도를 조금씩 변화시켜, 매년 관측되는 유성우의 활동 정도에 영향을 미치거나 때로는 유성우가 거의 나타나지 않게 만들기도 한다. 유성체의 밀도가 매우 높은 먼지 꼬리 부분을 지구가 통과하면 시간당 수백 개 이상의 유성이 관측되는 유성폭풍(meteor storm) 현상이 나타나기도 하며, 사자자리 유성우가 이러한 유성폭풍으로 유명하다.
3. 1. 유성체 흐름의 역학적 진화
유성체는 주로 혜성에서 방출되며, 일부는 소행성에서 기원하기도 한다. 유성우를 만드는 유성체를 방출한 천체를 모천체라고 부른다. 밀로스 플라베츠(Milos Plavec)는 혜성에서 분리된 유성체가 공전 후 혜성의 앞이나 뒤쪽으로 이동하며 모천체 주위에 가늘고 긴 띠 모양으로 뻗어 나가는 '먼지 꼬리(dust trail)' 개념을 처음 제시했다.[24] 이는 천체 역학 원리에 따른 것으로, 유성체마다 조금씩 다른 궤도를 가지기 때문에 발생한다. 먼지 꼬리는 모천체와 거의 같은 주기로 공전하며, 때때로 중적외선 파장으로 촬영된 혜성 영상에서 관측되기도 한다.
행성의 중력은 먼지 꼬리가 지구 궤도의 어느 지점을 통과할지 결정하는 중요한 요인이다. 먼지 꼬리의 궤도와 지구 궤도가 교차하고, 지구가 이 교차 지점에 먼지 꼬리와 동시에 도달할 때 유성우가 발생한다. 대부분의 경우 먼지 꼬리는 지구를 비껴가지만, 특정 조건에서는 지구가 먼지 꼬리를 통과하며 유성우를 만들어낸다. 이러한 현상은 1995년 외뿔소자리 알파 유성우 관측 등을 통해 확인되었다.[25][26]
시간이 지남에 따라 먼지 꼬리는 여러 요인에 의해 복잡하게 진화한다.
이러한 여러 효과들이 복합적으로 작용하면서 유성체는 점차 분산되고 먼지 꼬리는 길게 늘어나며 궤도 전체로 퍼져나간다. 먼지 꼬리가 궤도의 특정 부분에 집중되어 있을 때 발생하는 유성우를 '주기 유성우'라 하며, 이는 비교적 젊은 유성우로 볼 수 있다. 반면, 유성체가 궤도 전체에 걸쳐 거의 균일하게 분포하게 되면 매년 비슷한 시기에 관측되는 '연례 유성우'(정상 유성우)가 된다. 오랜 시간이 지나 유성체가 황도광 먼지와 충돌하거나 더욱 넓게 분산되면 특정 유성우와의 연관성을 잃고 '산발 유성'이 되어 무작위로 나타나게 된다.
4. 유성우의 명칭
유성우의 이름은 일반적으로 유성우가 극대기에 이르렀을 때 복사점이 위치한 별자리의 이름을 따서 붙인다. 예를 들어 사자자리 유성우, 페르세우스자리 유성우 등이 있다. 하지만 사분의자리 유성우처럼 지금은 사용되지 않는 옛 별자리의 이름이나, 자코비니 유성우처럼 모천체인 혜성의 이름으로 불리는 경우도 있다.
국제천문연맹(IAU)은 2009년 총회에서 유성우의 명칭을 정할 때, 기본적으로 모천체인 혜성의 이름이 아닌 복사점 근처 별자리의 이름을 따르기로 결정했다.[52]
유성우의 영어 이름 역시 복사점 근처의 별자리나 밝은 별의 이름을 기반으로 한다. 이때 이름 뒤에 붙는 어미는 해당 별자리나 별 이름의 라틴어 소유격 형태에서 유래하며, 보통 '-id' 또는 '-ids'로 끝난다. 예를 들어, 물병자리 델타별( Delta Aquarii|델타 아쿠아리la ) 근처에 복사점을 두는 유성은 라틴어 소유격 'Aquarii'의 어미 '-i'를 '-ids'로 바꾸어 'Delta Aquariids'라고 부른다. 이는 남쪽물병자리유성우를 가리킨다. 국제천문연맹의 유성우 명명 태스크 그룹과 유성자료센터에서 이러한 명명법과 확립된 유성우 목록을 관리하고 있다.
5. 유명한 유성우
일본의 국립천문대에서는 사분의자리 유성우, 페르세우스자리 유성우, 쌍둥이자리 유성우를 “3대 유성우”로 지정하고 있다.[54] 이들은 매년 비교적 많은 수의 유성을 관측할 수 있어 유명하다.
페르세우스자리 유성우는 시간당 떨어지는 유성 수가 많아 가장 눈에 띄는 유성우 중 하나이다. 사자자리 유성우는 주기적으로 유성폭풍을 일으키는 것으로 알려져 있으며, 1833년의 대규모 유성폭풍은 '유성우(meteor shower)'라는 용어가 널리 쓰이는 계기가 되었다.
이 외에도 다양한 유성우들이 존재하며, 각 유성우의 활동 시기와 특징은 하위 문단에서 자세히 다룬다.
5. 1. 주요 유성우 목록 (한국에서 관측 가능한)
| 유성우 | 활동기 | 극대기 | 시간당 최대 유성 수 (ZHR) | 모천체 |
|---|---|---|---|---|
| 사분의자리 유성우 | 1월 1일 ~ 1월 5일 | 1월 4일 | 120 | 소행성 2003 EH1[28], 혜성 C/1490 Y1[29][30] 등 |
| 거문고자리 유성우 | 4월 16일 ~ 4월 25일 | 4월 22일 | 18 | 대처 혜성(Thatcher) |
| 물병자리 에타 유성우 | 4월 19일 ~ 5월 28일 | 5월 6일 | 60 | 핼리 혜성 |
| 물병자리 델타 남쪽 유성우 | 7월 12일 ~ 8월 19일 | 7월 28일 ~ 29일 | 20 | 마흐홀츠 혜성[1][32] (추정) |
| 페르세우스자리 유성우 | 7월 17일 ~ 8월 24일 | 8월 12일 | 100 | 스위프트-터틀 혜성 |
| 오리온자리 유성우 | 10월 2일 ~ 11월 7일 | 10월 21일 | 23 | 핼리 혜성 |
| 사자자리 유성우 | 11월 14일 ~ 11월 21일 | 11월 17일 | 20+ | 템펠-터틀 혜성 |
| 쌍둥이자리 유성우 | 12월 7일 ~ 17일 | 12월 14일 | 120 | 소행성 3200 파에톤[40] |
매년 8월 12일경 극대기를 맞는 페르세우스자리 유성우는 시간당 떨어지는 유성 수가 많아 가장 눈에 띄는 유성우 중 하나로 꼽힌다.
사자자리 유성우는 약 33년 주기로 유성폭풍을 일으키는 것으로 알려져 있다. 1833년 11월의 대규모 유성폭풍 당시 유성들이 사자자리의 특정 지점(복사점)에서 방사되는 것처럼 보이는 현상이 관측되면서 '유성우(meteor shower)'라는 용어가 널리 사용되기 시작했다. 1833년 이후 1866년, 1867년, 1966년, 1999년, 2001년, 2002년 등에도 강한 활동이나 유성폭풍이 관측되었다. 평상시의 사자자리 유성우는 페르세우스자리 유성우보다 활동성이 낮다.
일본 국립천문대는 사분의자리 유성우, 페르세우스자리 유성우, 쌍둥이자리 유성우를 “3대 유성우”로 부른다.[54]
미국 항공우주국(NASA)는 관측 위치에서 시간당 얼마나 많은 유성이 보이는지 계산하는 [http://leonid.arc.nasa.gov/estimator.html 도구]를 제공한다.
5. 2. 기타 유성우
주요 유성우 외에도 국제천문연맹(IAU)에서 공식적으로 인정한 여러 유성우가 존재한다.[27] 다음은 그중 일부이다.| 유성우 | 시기 (극대기) | 모천체 |
|---|---|---|
| 물병자리 남쪽 델타 유성우 | 7월 말 (7월 28-29일)[1] | 혜성 96P/마흐홀츠 혜성, 마스덴 및 크라흐트 혜성군 복합체[1][32] |
| 염소자리 알파 유성우 | 7월 말 | 혜성 169P/니트 혜성[33] |
| 백조자리 카파 유성우 | 8월 중순 | 소행성 2008 ED69[34] |
| 마차부자리 유성우 (주기적) | 9월 초 | 혜성 C/1911 N1 (키스)[35] |
| 용자리 유성우 (주기적) (자코비니 유성우) | 10월 초 | 혜성 21P/자코비니-진너 혜성 |
| 황소자리 남쪽 유성우 | 11월 초 | 혜성 2P/엥케 혜성 |
| 황소자리 북쪽 유성우 | 11월 중순 | 소행성 2004 TG10 외[1][36] |
| 안드로메다자리 유성우 (주기적) | 11월 중순 | 혜성 3D/비엘라 혜성[37] |
| 외뿔소자리 알파 유성우 (주기적) | 11월 중순 | 미상[38] |
| 불사조자리 유성우 (주기적) | 12월 초 | 혜성 289P/블랑팽 혜성[39] |
| 작은곰자리 유성우 | 12월 말 | 혜성 8P/터틀 혜성[41] |
| 작은개자리 유성우 |
6. 복사점
유성우를 이루는 입자들은 모두 우주 공간에서 평행한 경로를 따라 같은 속도로 이동한다. 이 때문에 지구의 관측자가 보기에는 마치 하늘의 한 지점에서 유성들이 뿜어져 나오는 것처럼 보인다. 이 가상의 시작점을 복사점(Radianteng)이라고 부른다. 이는 멀리 있는 평행한 철로가 지평선의 한 점에서 만나는 것처럼 보이는 투시 효과와 같은 원리이다.
유성우의 이름은 보통 복사점이 위치한 곳 근처의 별자리 이름을 따서 붙인다. 예를 들어, 페르세우스자리 유성우는 복사점이 페르세우스자리 근처에 있기 때문에 붙여진 이름이다.
복사점은 하늘에 고정된 것이 아니라 움직인다. 지구가 자전하기 때문에, 밤하늘의 별들이 움직이는 것처럼 복사점도 밤 동안 하늘을 가로질러 천천히 이동한다. 또한 지구가 태양 주위를 공전하기 때문에 복사점의 위치는 매일 밤 배경 별들에 대해 조금씩 달라진다. 이를 '복사점 이동'이라고 하며, 이동하는 복사점의 위치는 국제유성기구(IMO)의 연간 유성우 달력 등에서 확인할 수 있다.
유성우를 가장 잘 관측할 수 있는 시간은 복사점이 천정에 가까워져 가장 높이 떠오를 때이다. 이때 관측자의 시야에 가장 많은 유성이 들어올 수 있다. 이 시간은 보통 해가 뜨기 직전인 새벽 시간대이다. 새벽은 복사점이 높이 떠올라 관측 가능한 유성 수가 많아지는 시간과, 동쪽 하늘이 밝아지기 시작하여 유성을 보기 어려워지는 시간 사이에서 가장 적절한 타협점이기 때문에 유성우 관측의 최적 시간대로 꼽힌다.
7. 외계 행성의 유성우
대기가 어느 정도 투명한 다른 태양계 천체에서도 유성우가 발생할 수 있다. 달은 지구 근처에 있으므로 같은 유성우를 경험할 수 있지만, 대기가 거의 없어 달의 나트륨 꼬리가 크게 증가하는 등 독자적인 현상이 나타나기도 한다.[42] NASA는 현재 유성우와 상관없이 달에서 관측된 충돌에 대한 지속적인 데이터베이스를 마셜 우주비행센터에서 관리하고 있다.[43]
많은 행성과 위성에는 오랜 시간에 걸쳐 형성된 충돌구가 있지만, 유성우와 관련된 새로운 충돌구가 생길 가능성도 있다. 화성과 그 위성에는 유성우가 있는 것으로 알려져 있다.[44] 다른 행성에서는 아직 관측되지 않았지만 존재할 것으로 추정된다. 특히 화성의 경우, 지구와 화성의 궤도 및 혜성의 궤도가 다르기 때문에 지구에서 관측되는 유성우와는 다르다. 화성의 대기는 지표면에서 지구 대기 밀도의 1% 미만이지만, 유성체가 충돌하는 상층부에서는 두 행성의 대기 밀도가 비슷하다. 유성이 통과하는 고도에서 기압이 비슷하기 때문에 그 효과는 거의 같다. 다만 태양으로부터의 거리가 멀어짐에 따라 유성체의 속도가 느려져 유성의 밝기가 약간 감소할 수 있으나, 속도가 느려지면 화성 유성이 더 오래 빛을 내므로 어느 정도 상쇄된다.[45]
2004년 3월 7일, 화성 탐사 로버 ''스피릿''의 파노라마 카메라가 촬영한 줄무늬는 현재 114P/와이스만-스키프 혜성과 관련된 화성 유성우의 유성으로 여겨진다. 이 유성우는 2007년 12월 20일에 강렬한 모습을 보일 것으로 예상되기도 했다. 그 외에도 지구의 에타자리 유성우(모두 혜성 1P/핼리와 관련)와 관련된 "람다쌍둥이자리 유성우", 혜성 13P/올버스와 관련된 "베타 큰개자리 유성우", 5335 다모클레스에서 비롯된 "용자리 유성우" 등이 있을 것으로 추측된다.[46]
목성에서는 1994년 슈메이커-레비 9 혜성 충돌과 같은 대규모 충돌이 관측되었으며, 이는 짧은 궤적을 형성했다. 그 이후로도 여러 충돌 사건이 발생했다(목성 사건 목록 참조). 대기가 있는 대부분의 태양계 천체, 즉 수성,[47] 금성,[48] 토성의 위성 타이탄,[49] 해왕성의 위성 트리톤,[50] 그리고 명왕성[51]에서도 유성 또는 유성우 발생 가능성이 논의되었다.
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