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혜성

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목차

1. 개요

혜성은 태양계 소천체의 일종으로, 태양에 가까워지면 핵에서 기체와 먼지가 방출되어 코마와 꼬리가 생기는 천체이다. 혜성은 긴 타원 궤도를 따라 태양을 공전하며, 궤도에 따라 단주기 혜성, 장주기 혜성, 비주기 혜성으로 분류된다. 혜성의 핵은 암석, 먼지, 얼음 등으로 이루어져 있으며, '더러운 눈덩이'라고 불리기도 한다. 혜성의 꼬리는 먼지 꼬리와 이온 꼬리로 나뉘며, 태양풍의 영향을 받는다. 혜성은 유성우의 원인이 되기도 하며, 지구의 물과 생명체의 기원에 영향을 미쳤을 가능성도 제기된다. 혜성은 고대부터 관측되었으며, 20세기 이후 우주선 탐사를 통해 혜성의 물리적 성질과 궤도에 대한 연구가 활발히 진행되었다.

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혜성
개요
헤일-밥 혜성
헤일-밥 혜성
명칭혜성
천체 유형작은 태양계 천체
위치행성계
평균 밀도0.6 g/cm³
핵 크기일반적으로 폭 10 km 미만
코마, 꼬리혜성
특징
정의가스를 방출하는 천체
구성 요소핵, 코마, 꼬리
혜성 목록
발견 횟수4,595개
마지막 혜성C/2021 X1 (움홀츠)
어원
영어comet
의미긴 머리를 가진 별
물리적 특징
핵얼음, 먼지, 작은 암석 입자의 혼합물
코마핵을 둘러싼 가스와 먼지 구름
꼬리태양풍과 복사압에 의해 형성된 가스와 먼지 입자의 흐름
구성 물질물, 이산화탄소, 메탄, 암모니아 등
크기핵은 수백 미터에서 수십 킬로미터, 코마는 수백만 킬로미터까지 확장 가능
궤도
장주기 혜성궤도 주기가 200년 이상
단주기 혜성궤도 주기가 200년 미만
궤도 경사다양한 각도를 가짐
근일점태양에 가장 가까운 지점
원일점태양에서 가장 먼 지점
활동
가스 방출태양 복사열에 의해 핵의 물질이 기화되면서 발생
먼지 방출가스와 함께 먼지 입자가 방출
꼬리 형성태양풍과 복사압에 의해 가스와 먼지 입자가 꼬리 형태로 뻗어나감
관측
맨눈 관측밝은 혜성은 맨눈으로 관측 가능
망원경 관측어두운 혜성은 망원경으로 관측
우주 탐사선혜성 탐사를 위한 다양한 우주 탐사선 파견
중요성
태양계 형성 과정 연구혜성의 구성 물질을 통해 태양계 초기 환경 연구
지구 생명체 기원 연구혜성이 지구에 물과 유기물을 전달했을 가능성 제시
천문학적 현상아름다운 천문 현상 제공
기타
맨크스 혜성꼬리가 없는 장주기 혜성

2. 어원

729년 앵글로색슨 연대기에는 이미 '혜성'이라는 단어가 등장하였다.


혜성(彗星)에 쓰는 혜(彗)는 그 자체로 혜성이라는 뜻이 있으나, 비라는 뜻도 있는데, 아마 비와 혜성 꼬리가 유사하게 생긴 점을 들어 혜성을 가리키는 한자로 쓰이게 된 것으로 보고 있다.[307] 문화어 이름인 취성(箒星)의 취(箒)도 같은 원리이다.

순우리말 이름인 살별은 화살과 닮았다는 뜻에서 유래하였으며,[308] 비슷하게 꼬리가 달렸다는 뜻에서 꼬리별이나[309] 길을 쓰는 모습과 유사하다고 하여 길쓸별이라고 부르기도 한다.[310]

라틴어에서는 혜성을 comēta|코메타la 또는 comētēs|코메테스la라고 불렀는데, 이는 긴 머리라는 뜻의 그리스어 κομήτης|코메테스grc를 라틴 문자로 표기한 것이다. 그리스어 단어는 κόμη|코메grc라는 단어에서 유래하였는데, 이 단어는 혜성의 꼬리를 표현하는 데 사용하기도 했다. 영어 단어 comet|코멧영어은 고대 영어 cometa|코메타영어에서 유래했는데, 이는 라틴어에서 유래하였다.[311][312]

혜성의 천문 기호는 --로, 작은 원에 선 3개가 그려진 형태이다.[313]

3. 물리적 성질

a) 핵, b) 코마, c) 기체/이온 꼬리, d) 먼지 꼬리, e) 수소운, f) 궤도 공전 방향, g) 태양 방향]]

혜성의 구조


혜성은 핵, 코마, 꼬리 등 여러 부분으로 구성된다. 혜성의 본체는 '''핵'''이라고 불리며, 암석, 먼지, 얼음, 고체 이산화탄소, 일산화탄소, 메테인, 암모니아 등으로 구성되어 '더러운 눈덩이'라고도 불린다.

핵의 표준적인 지름은 1~10km 정도이며, 작고 어두운 것은 수십 미터, 매우 큰 것은 드물게 50km에 달하기도 한다. 질량은 크기에 따라 크게 달라지지만, 지름 1km 정도의 혜성은 수십억 톤 단위, 10km 정도의 혜성은 수조 톤 단위로 추정된다. 이는 지구의 산 하나 정도에 해당한다. 자신의 중력으로 구형이 되기에는 질량이 부족하기 때문에 혜성의 핵은 불규칙한 모양을 하고 있다.

얼음의 구성 성분을 분자 수로 보면, 핼리 혜성의 경우, 약 80%가 물()이며, 일산화탄소(CO), 이산화탄소(), 암모니아(), 메탄() 등이 포함되어 있다. 미량 성분으로 메탄올(), 시안화수소(HCN), 포름알데히드(), 에탄올(), 에탄() 등이 포함되어 있다. 더 나아가 긴 사슬의 탄화수소나 아미노산 등 더 복잡한 분자가 포함될 가능성도 있다.

쌍안경이나 망원경으로 보았을 때 청록색으로 보이는 것은, 이러한 미량 성분이 태양광으로 해리되어 생성되는 (탄소 두 개가 연결된 것)이나 CN 등의 라디칼의 휘선 스펙트럼이 강하기 때문이다. 2009년에는 NASA의 탐사선 스타더스트가 회수한 혜성의 먼지에서 아미노산인 글리신이 발견되었다.

먼지의 성분은 규산염과 유기물을 비롯한 탄소질이다. 규산염은 결정질과 비정질 모두를 포함한다. 일반적으로 규산염이 결정화되려면 수백 도의 고온이 필요하며, 혜성은 저온에서 생성되는 얼음과 고온에서 생성되는 규산염 결정이 섞여 있다는 점에서 특이하다.

혜성의 핵은 태양계에서 가장 검은 천체이다. 지오토는 1986년에 핼리 혜성 핵의 빛 알베도(반사율)가 4%에 불과하다는 것을 발견했다. 딥 스페이스 1호는 2001년에 보렐리 혜성 핵의 표면 알베도가 2.4%~3% 정도라는 것을 발견했는데, 이는 달이나 아스팔트의 빛 알베도 7%와 비교하면 상당히 작은 값이다. 복잡한 유기 화합물이 이러한 어두운 표면을 구성하고 있으며, 태양에 의해 표면이 가열되면 휘발성 화합물이 증발하고 석탄이나 원유처럼 검게 된다. 혜성의 표면이 매우 검기 때문에 열을 흡수하여 외층의 가스가 유출된다.

헤일-밥 혜성의 음화 사진. 곡선을 그리는 먼지꼬리(사진 하단)와 곧게 뻗은 이온꼬리(사진 상단)


태양에서 멀리 떨어진 곳에서는 저온 때문에 핵이 얼어붙어 있지만, 혜성이 태양에 가까워짐에 따라 표면이 증발하기 시작한다. 이때 발생한 가스와 먼지는 핵 주위를 구형으로 덮는 '''코마'''를 형성한다. 코마의 최외층은 수소 가스 구름인 '''수소 코로나'''이다.

태양의 복사압과 태양풍에 의해 태양 반대 방향으로 '''꼬리'''가 형성된다. 꼬리에는 먼지와 금속으로 구성된 희끄무레한 '''먼지꼬리'''와 이온화된 가스로 구성된 푸르스름한 '''이온꼬리'''(플라스마꼬리)가 있다. 먼지꼬리는 핵에서 방출된 먼지가 독자적인 궤도로 공전하며 핵 본체에서 뒤처지고, 태양풍이 소용돌이치거나 태양 광압의 영향을 받아 곡선 모양이 된다. 이온꼬리는 가스가 먼지보다 태양풍의 영향을 강하게 받아 태양의 거의 반대쪽으로 직선으로 뻗어나가지만, 태양풍의 혼란에 의해 구부러지거나 찢어지는 등 격렬한 변화를 보이기도 한다. 지구가 혜성의 궤도면을 통과할 때 굽은 먼지꼬리와 지구의 위치 관계에 따라 꼬리 일부가 태양 방향으로 뻗은 것처럼 보이는 '''반꼬리'''가 나타나기도 한다. 아렌드-롤랑 혜성(C/1956 R1)의 반꼬리가 유명하며, 이는 시각적인 착각이지만 반꼬리 관측은 태양풍 발견에 크게 기여했다.

코마와 꼬리는 핵보다 규모가 매우 크다. 코마는 수소 코로나를 포함하면 때로는 태양(지름 약 139만 킬로미터)보다 커지기도 한다. 꼬리도 1천문단위 이상 길이가 될 수 있다. 코마와 꼬리는 모두 태양에 비추어져 지구에서 육안으로 볼 수 있는 경우가 있다. 먼지는 태양빛을 직접 반사하고, 가스는 이온화되어 빛난다. 대부분 혜성은 어두워 망원경이 필요하지만, 10년에 몇 개 정도는 육안으로도 충분히 밝아진다.

1996년 백조혜성에서 X선이 방출되는 것이 처음으로 관측되었는데, 이는 혜성 코마와 태양풍의 상호 작용으로 생긴다고 생각된다. 이온이 혜성 대기로 돌입하면 원자나 분자와 충돌하여 전자를 포획하고, X선이나 원자외선 광자를 방출한다.

1995년에 분열을 시작한 슈메이커-레비 제9 혜성의 B핵에서 방출되는 물질. 허블 우주 망원경 촬영. 애니메이션 기간은 3일이다.

3. 1. 핵

혜성의 중심부에는 고체 부분인 핵이 있다. 핵은 암석, 먼지, 얼음, 고체 이산화 탄소, 일산화 탄소, 메테인, 암모니아 등으로 이루어져 있어, '더러운 눈덩이'라는 별명으로 불리기도 한다.[314][315] 2005년 딥 임팩트의 템펠 1 혜성 관측 이후로는 먼지 비율이 높은 혜성을 '눈 섞인 흙덩이'라고 부르기도 한다.[316] 또한, 2014년 연구에서는 혜성 표면은 유기물과 얼음 결정이 고밀도로 뭉쳐 있고, 핵 내부 얼음 밀도는 낮다는 점에서 '아이스크림 튀김'에 비유하기도 했다.[317]

핵 표면은 먼지와 돌로 덮여 있고, 수분은 거의 없으며, 얼음은 수 미터 두께의 표면 지각 아래에 있다. 핵에는 메탄올, 사이안화 수소, 폼알데하이드, 에탄올, 에테인 등 여러 유기물이 있으며, 탄화수소나 아미노산 등 더 복잡한 분자가 존재할 가능성도 있다.[318][319] 스타더스트가 채취한 표본에서 아미노산의 일종인 글리세롤이 발견되기도 했고,[320] 운석 연구 보고서에서는 소행성이나 혜성에서 아데닌, 구아닌 등 DNA와 RNA 구성 물질이 형성되었을 가능성을 제시하기도 했다.[321][322]

보렐리 혜성의 표면에는 얼음이 없으나, 제트는 방출한다.


핵 표면의 반사율은 매우 낮아, 태양계 천체 중에서도 가장 낮은 편이다. 지오토 탐사선은 핼리 혜성 핵이 빛을 4%만 반사하며,[323] 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성 핵이 빛을 3% 미만밖에 반사하지 않는다는 것을 발견했다.[323] 이는 아스팔트 반사율(약 7%)보다도 낮은 수치이다. 태양열로 인해 가벼운 휘발성 화합물이 날아가고, 타르나 원유와 유사한 어두운 유기물이 남아 핵 표면이 어둡기 때문에 열을 잘 흡수하여 기체 방출이 더 쉬워진다.[324]

핵의 크기는 최대 30km에 이르기도 하지만,[325] 정확한 측정이 어렵다.[326] 지름 100m 이하 혜성이 거의 발견되지 않는다는 점에서, 실제로 매우 작은 혜성은 드물 가능성도 제기된다.[327] 발견된 혜성의 평균 밀도는 0.6g/cm3 정도이며,[328] 질량이 작아 구형으로 붕괴하지 않고 불규칙한 모양을 유지한다.[329]

빌트 2 혜성은 명부와 암부 모두에서 제트를 방출하지만, 표면은 안정적으로 얼음이 없이 매말라 있다.


근지구 소행성 중 6%가량은 기체 방출이 없는 사혜성으로 추정된다.[330] 14827 히프노스와 3552 돈키호테 등이 대표적인 예이다.

로제타와 필레 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 자기장을 발견하지 못했는데, 이는 미행성 형성 초기에 자기장이 큰 영향을 주지 않았음을 시사한다.[331][332] 또한, 로제타 탐사선의 ALICE 장비는 혜성에서 방출된 물과 이산화 탄소 분자가 광자가 아닌, 물 분자의 광이온화로 생겨난 전자에 의해 분해됨을 밝혀냈다.[333][334] 필레 탐사선은 혜성 표면에서 아세트아마이드, 아세톤, 아이소사이안화 메틸, 프로피온알데하이드 등 16종의 유기물을 감지했으며, 이 중 4종은 혜성에서 처음 발견된 것이다.[335][336][337]

일부 혜성의 물리적 성질
이름크기
(km)		밀도
(g/cm3)		질량
(10n kg)		주석
핼리 혜성15 × 8 × 80.63 × 1014[339][340]
템펠 1 혜성7.6 × 4.90.627.9 × 1013[328][341]
보렐리 혜성8 × 4 × 40.32.0 × 1013[328]
빌트 2 혜성5.5 × 4.0 × 3.30.62.3 × 1013[328][342]
추류모프-게라시멘코 혜성4.1 × 3.3 × 1.80.471.0 × 1013[343][344]


3. 2. 코마

혜성 주변의 기체와 먼지로 이루어진 매우 옅은 대기를 코마라고 부르며, 이 코마가 태양풍의 복사압을 받아 태양 반대 방향으로 흘러나가며 긴 꼬리를 형성한다.[346]

코마의 주요 구성 성분은 물 분자와 먼지이다. 혜성이 3 ~ 4 AU 거리에 들어왔을 때부터는 물이 증발하는 물질의 90% 이상을 차지한다.[347] H₂O영어 분자는 광분해와 광이온화 과정을 거치며 분해된다.[347] 큰 먼지 입자는 혜성의 궤도 상에 그대로 남게 되며, 작은 먼지 입자는 광복사압을 받아 꼬리로 들어간다.[348]

혜성의 핵 크기는 60km를 넘지 않지만, 코마의 크기는 수백만 킬로미터 이상으로 커질 수 있으며, 간혹 태양보다 커지기도 한다.[349] 홈스 혜성은 2007년 10월 대규모 물질 방출이 일어난 후 약 1개월 간 태양보다 코마가 컸으며,[350] 1811년의 대혜성의 코마 크기도 대략 태양과 비슷하였다.[351] 코마의 크기는 화성 궤도상인 1.5 AU 지점을 통과하면 태양풍의 강도가 강해져 감소하며, 대신 꼬리의 크기가 더욱 커진다.[351] 이온 꼬리의 길이는 1 AU 이상 늘어나기도 한다.[350]

코마와 꼬리 모두 태양빛을 반사해 빛나며, 기체는 태양풍에 의한 이온화로 직접 빛을 낸다.[352] 혜성이 내태양계로 진입하면 코마와 꼬리 모두 관측할 수 있는데, 대부분은 망원경 없이는 볼 수 없을 정도로 어둡지만, 간혹 육안으로 볼 수 있는 혜성이 나타나기도 한다.[353] 가끔 혜성에서 기체와 먼지가 대규모로 방출되며 잠시 동안 밝아지기도 하는데, 대표적으로 2007년 홈스 혜성의 사례가 있다.[354]

C/2006 W3 혜성이 탄소 기체를 방출하는 모습을 적외선으로 촬영한 사진.


1996년 혜성에서 엑스선이 방출된다는 사실이 알려졌는데,[355] 엑스선은 고온의 물체에서만 방출된다는 점에서, 천문학계에 상당한 충격으로 다가왔다. 엑스선은 태양풍에 포함된 고전하 이온이 코마를 통과하는 과정에서 코마의 분자와 충돌하여, 전자가 일시적으로 들뜬 상태가 되었다가 다시 바닥 상태로 돌아가는 과정에서 방출된다.[356]

3. 3. 활모양충격파

혜성과 태양풍의 상대적인 궤도 속도가 초음속이기 때문에, 태양풍의 흐름 방향에서 혜성 상류에 충격파가 형성된다. 이 충격파에서 "픽업 이온"이라고 불리는 혜성 이온의 큰 농도가 모여 태양 자기장에 플라즈마를 "적재"하여 자기장 선이 혜성 주위를 "덮어" 이온 꼬리를 형성한다.

3. 4. 꼬리

태양풍에 의해 먼지 꼬리, 기체 꼬리, 반꼬리가 형성된 모습.


혜성이 태양을 도는 동안 꼬리가 향하는 방향.


외태양계에서 혜성은 얼어붙어 비활동 상태로 존재하며, 크기가 작기 때문에 지구에서 관측하기 매우 어렵다. 혜성이 내태양계로 접근하면 태양풍으로 인해 혜성에 있는 휘발성 물질이 증발하고, 이 과정에서 먼지가 같이 딸려 나가게 된다.

먼지와 기체는 각각 꼬리를 형성하며, 서로 다른 방향을 향한다. 먼지 꼬리는 2형 꼬리라고도 불리며, 혜성이 지나간 궤도에 먼지가 그대로 남는 방식으로 형성되어 굽은 모양이 된다.[352] 기체 꼬리는 1형 꼬리라고도 불리며, 태양풍의 영향을 더 크게 받아 항상 태양 반대 방향을 향하는 직선 모양을 띈다. 기체 꼬리는 궤도가 아닌, 태양에서 뻗어나오는 자기력선의 방향대로 형성된다.[365] 간혹 지구가 혜성의 궤도면을 지날 때 반꼬리라고 부르는 반대 방향을 향한 꼬리가 보이기도 한다.[366]

반꼬리 관측은 태양풍의 발견에 크게 기여하였다.[367] 이온 꼬리는 코마 내 입자가 태양에서 오는 자외선으로 인해 이온화되어 발생하는데, 이로 인해 혜성 주변에는 유도 자기권이 생기게 된다. 혜성과 혜성 주변의 유도 자기권은 태양계 바깥으로 나가는 태양풍 입자를 방해하게 되는데, 혜성과 태양풍 입자 간의 상대 속도는 초음속이기 때문에, 혜성 앞쪽에 태양풍에 대한 활모양충격파가 생기게 된다. 활모양충격파 내부에 존재하는 혜성발 이온 입자는 한 곳으로 모인 다음 태양에서 나오는 자기력선을 따라가는데, 이에 따라 혜성 바깥으로 새는 이온 입자가 이온 꼬리를 만들게 된다.[368]

만약 이온 꼬리 내의 이온 양이 충분하면, 자기력선은 서로 압축되어 이온 꼬리 내에서 자기 재결합이 일어나는데, 이 때 '꼬리가 끊어지는 현상'이 일어난다.[368] 꼬리가 끊어지는 모습은 여러 번 관측되었는데, 이 중 가장 유명한 사건은 2007년 4월 20일 엥케 혜성의 꼬리가 코로나 질량 방출을 통과하며 완전히 끊어지는 모습이 STEREO에 찍힌 사건이었다.[369]

3. 5. 제트

하틀리 2 혜성의 기체 및 얼음 제트.


혜성 표면이 불균일하게 가열되면 표면의 약한 부분에서 새로 발생한 기체가 간헐천과 유사한 형태로 솟아난다.[372] 기체와 먼지의 방출이 발생하면 핵이 돌게 되고, 심해지면 핵이 쪼개지기도 한다.[372] 2010년에는 드라이아이스(고체 이산화탄소)가 제트의 동력으로 작용하기도 한다는 사실이 밝혀졌다.[373] 하틀리 2 혜성을 적외선으로 촬영한 사진에서는 제트가 먼지 입자를 코마로 운반하는 모습이 찍히기도 하였다.[374]

4. 궤도 성질

대부분의 혜성은 태양계 소천체로서, 잠시 동안 태양에 접근했다가 나머지 기간을 태양계 바깥쪽에서 보내는 찌그러진 타원 궤도를 가진다.[375] 혜성은 공전 주기에 따라 단주기 혜성과 장주기 혜성으로 나뉜다.

혜성의 공전 속도가 빠른 경우, 태양계 내부로 들어왔다가 그대로 태양계 외부로 나가는 경우가 있는데, 대부분 비주기혜성이 이에 해당한다. 또한, 목성 등 다른 천체의 중력적 섭동에 의해 가속되어 태양계 밖으로 방출되기도 한다.

1705년 에드먼드 핼리는 1337년부터 1698년까지 나타난 24개의 혜성 궤도에 아이작 뉴턴의 방법을 적용, 1531년, 1607년, 1682년에 나타난 세 혜성의 궤도요소가 매우 비슷하다는 것을 알아냈다. 궤도 요소의 약간의 차이는 목성과 토성의 중력적 섭동으로 설명 가능했다. 핼리는 이 세 혜성이 동일한 혜성이라고 확신, 1758년 또는 1759년에 다시 돌아올 것이라고 예언했다.[278] 이후 알렉시 클레로, 제롬 랄랑드, 니콜-레느 르포르 등 세 명의 프랑스 수학자들이 혜성의 1759년 근일점 통과 시각을 1개월 이내의 오차로 예측했고,[281] 예측대로 혜성은 돌아왔다. 이 혜성은 핼리 혜성(공식 기호는 '''1P/Halley''')으로 불리게 되었다.[266]

슈바스만-바흐만 1 혜성과 목성, 토성 궤도 비교. 29P/슈바스만-바흐만 1 혜성은 거의 완벽한 원 궤도를 공전한다.


알려진 수천 개의 혜성 중에는 특이한 궤도를 가진 것들도 있다. 엥케 혜성은 수성보다 안쪽까지 들어오는 궤도를 돌고, 슈바스만-바흐만 1 혜성(29P)은 목성과 토성 궤도 사이를 공전한다.[291]

4. 1. 단주기 혜성

주기 혜성이라고도 불리는 단주기 혜성은 공전 주기가 200년 이하인 혜성을 말한다.[376] 이 혜성들은 다른 행성들과 비슷하게 황도면에 가까운 궤도를 돌며,[377] 원일점은 외행성의 궤도 부근에 위치한다. 예를 들어, 핼리 혜성의 원일점은 해왕성 궤도 약간 바깥쪽에 있다. 혜성의 원일점이 특정 행성의 궤도 근처에 있으면 그 행성이 혜성에 섭동을 가한 것으로 보아, 해당 혜성들을 묶어 '족'이라고 부른다.[379]

엥케 혜성처럼 원일점이 목성 궤도에도 미치지 못하는 혜성은 '엥케형 혜성'(Encke-type comet|엥케형 혜성영어)이라고 한다. 공전 주기가 20년 이하이고 궤도 이심률이 30° 이하이면 '목성족 혜성'(Jupiter-family comets|목성족 혜성영어)으로 분류하며,[380][381] 핼리 혜성처럼 공전 주기가 20년에서 200년 사이이고 궤도 이심률이 0°에서 90° 사이이면 '핼리형 혜성'(Halley-type comets|핼리형 혜성영어)이라고 부른다.[382][383] 2022년 기준으로 발견된 핼리형 혜성은 94개,[384] 목성족 혜성은 744개이다.[385]

소행성대 근방에서 원 궤도를 그리는 소행성대 혜성도 발견되었다.[386][387]

단주기 혜성의 궤도는 거대 기체 행성 근처이기 때문에 추가적인 섭동이 발생할 수 있다.[388] 단주기 혜성은 원일점이 기체 행성의 궤도 긴반지름과 점차 같아지는 경향을 보이는데,[381] 특히 목성이 다른 행성들을 합친 것보다 두 배 이상 섭동을 많이 발생시킨다. 혜성의 궤도가 짧아져 단주기 혜성이 되는 이유가 바로 이 중력적 섭동 때문이라고 추정된다.[389][390]

단주기 혜성의 기원은 센타우루스군이나 해왕성 너머 카이퍼대-산란원반에 있는 천체로 추정되며,[391] 장주기 혜성의 기원은 더 멀리서 태양계를 구형으로 감싸는 오르트 구름으로 여겨진다.[392] 외행성의 중력(단주기 혜성)이나 주변 별의 중력(장주기 혜성)으로 인해 카이퍼대나 오르트 구름에 있는 천체가 내태양계로 진입하여 혜성으로 관측되며, 주기 혜성과 달리 새로운 혜성은 예측하기 어렵게 나타난다.[393] 혜성이 태양에 가까워질수록 물질 방출이 많아져 혜성의 수명이 짧아진다.[394]

4. 2. 장주기 혜성

장주기 혜성은 이심률이 매우 큰 궤도를 돌며, 공전 주기는 200년 이상으로 정의되지만 수백만 년에 달하기도 한다.[396] 궤도 이심률이 1이 넘는다고 혜성이 반드시 태양계를 떠나는 것은 아닌데,[395] 예를 들어 맥노트 혜성은 근일점 기준 궤도 이심률이 1.000019에 달했으나 태양에서 멀어지며 이심률이 감소해, 공전 주기 92,600년 궤도에 진입하였다. 장주기 혜성의 궤도는 행성의 궤도를 모두 벗어난 후 태양계의 질량중심에 대한 접촉 궤도를 계산하는 방식으로 정하며, 정의상 태양계를 벗어나는 혜성은 '공전 주기'가 없기 때문에 장주기 혜성에 속하지 않는다. 장주기 혜성의 원일점은 외행성보다 더 바깥에 위치하며, 궤도면과 황도면이 일치하지 않는 경우가 많다. C/1999 F1 등 일부 장주기 혜성은 원일점이 70000AU에 달해, 공전 주기가 600만 년에 달한다.

주기가 없는 혜성의 궤도는 근일점 근처에서 포물선이나 쌍곡선 모양이기 때문에, 장주기 혜성의 궤도와 비슷한 모양을 띈다.[396] 또한 행성의 섭동으로 인해 궤도가 변해, 태양계를 아예 벗어날 수도 있다.[397]

일부는 '주기 혜성'이라는 용어를 주기를 가진 모든 혜성, 즉 단주기 혜성과 장주기 혜성을 모두 포괄하는 용어로 사용하는 반면,[404] 한편에서는 단주기 혜성만을 가리키는 용어로 사용한다.[396] 비슷하게, '비주기 혜성'이라는 용어는 통상 내태양계에 한 번만 나타나는 혜성에 사용하지만, 일부에서는 장주기 혜성까지 포함하는 용어로 본다.

태양계를 둘러싸고 있다고 생각되는 오르트 구름. 비교를 위해 카이퍼대와 소행성대를 함께 표시하였다.


오르트 구름은 태양으로부터 약 에서 에서 50000AU에 이르는 광대한 공간에 걸쳐 분포하는 것으로 생각된다.[108][84] 이 구름은 태양계 중심부인 태양에서 카이퍼 대의 외곽에 이르는 천체들을 감싸고 있다. 오르트 구름은 천체 생성에 필요한 다양한 물질들로 구성되어 있다. 태양계 행성들은 태양의 중력에 의해 응축되어 형성된 미행성(행성 형성에 기여한 남은 우주 공간의 덩어리)들 때문에 존재한다. 이러한 포획된 미행성들로 이루어진 이심원 때문에 오르트 구름이 존재하게 된 것이다.[109] 어떤 추정에 따르면 가장자리는 에서 에 이른다. 이 영역은 에서 의 구형 외곽 오르트 구름과 에서 의 도넛 모양의 내부 구름인 힐스 구름으로 나눌 수 있다.[110] 외곽 구름은 태양에 약하게만 결합되어 있으며, 해왕성 궤도 내부로 떨어지는 장주기 혜성(그리고 아마도 할리 혜성형 혜성)을 공급한다.[84] 내부 오르트 구름은 1981년 존재를 제안한 잭 힐스(Jack G. Hills)의 이름을 따서 힐스 구름으로도 알려져 있다.[111] 모델에 따르면 내부 구름은 외곽 헤일로보다 수십 배 또는 수백 배 많은 혜성 핵을 가지고 있어야 한다.[111][112][113] 이는 외곽 구름의 수가 점차 감소함에 따라 상대적으로 희박한 외곽 구름에 새로운 혜성을 공급하는 가능성 있는 원천으로 여겨진다. 힐스 구름은 수십억 년 후에도 오르트 구름이 계속 존재하는 것을 설명한다.[114]

4. 3. 오르트 구름과 힐스 구름

태양계를 감싸는 오르트 구름의 상상도.


오르트 구름은 태양계 바깥쪽을 둘러싸고 있는 가상의 천체 집단으로, 2000AU 지점부터[407] 50000AU 지점까지[382] 넓게 뻗어 있다고 추정된다. 일부에서는 100000AU 지점까지[407] 뻗어 있다고 주장하기도 한다. 오르트 구름은 태양계 형성 당시에 존재했던 미행성들이 남아 있는 것으로,[408] 태양부터 카이퍼대 최외곽까지 태양계의 모든 천체를 둘러싸고 있다.

오르트 구름은 안쪽의 도넛 모양인 힐스 구름(2000AU)과, 바깥쪽의 구형인 외부 오르트 구름(20000AU)으로 나눌 수 있다.[409] 외부 오르트 구름은 태양으로부터 받는 중력적 영향이 매우 약하며, 해왕성 궤도 인근의 핼리형 혜성의 기원이 되는 지역이라고 추정된다.[382] 힐스 구름에는[410] 외부 오르트 구름보다 혜성의 핵이 수천 배가량 많을 것으로 여겨지며,[410][411][412] 수십억 년 동안 날아온 혜성 수에 비해 외부 오르트 구름에 있는 혜성의 수가 부족하다는 점에서, 혜성 대부분의 기원은 힐스 구름일 것으로 보고 있다.[413]

4. 4. 외계 혜성

우리은하에서 외계 혜성이 실제로 관측되었다.[414] 1987년 젊은 A형 주계열성인 화가자리 베타에서 최초로 외계 혜성이 관측된 이래,[415][416] 2013년까지 외계 혜성이 있는 항성계 11곳이 발견되었다. 외계 혜성은 혜성에서 나온 기체가 모항성 근처를 통과할 때 발생하는 흡수 스펙트럼을 이용하여 발견한다.[414][415] 항성 앞을 통과하는 혜성은 2018년 2월 케플러 우주망원경이 기록한 광도곡선 자료를 분석하는 과정에서 처음 발견되었으며,[417][418] 2018년 10월 케플러 우주망원경 퇴역 이후, TESS 위성이 기록한 광도곡선 자료를 통해 화가자리 베타 앞을 통과하는 혜성을 관측하였다.[419][420] 이후 여러 관측 사례를 통해, 광도곡선이 대칭을 이루는 외계 행성과 달리, 외계 혜성의 광도곡선은 혜성 꼬리로 인해 비대칭형이나 급격한 가감을 보인다는 것이 밝혀졌다.[421]

5. 분류

혜성은 꼬리가 늘어진 모습 때문에 한국어와 중국어에서는 빗자루별이라고도 불린다. 영어로는 코멧(comet)이라고 부른다. 천체 사진이 비슷하기 때문에 유성과 혼동되기 쉽지만, 천체 관측에서의 겉보기 이동 속도는 크게 다르다. 육안으로 보는 혜성의 겉보기 이동은 일주 운동과 거의 같기 때문에, 유성과 달리 꼬리를 끌면서 하늘에 머물러 보인다.[229]

소행성이 태양으로부터 대략 3AU(천문 단위) 이내의 거리에 접근한 후, 코마나 꼬리가 관측되면 혜성으로 관측된다. 이 위치는 화성 궤도와 목성 궤도의 거의 중간에 해당한다.[230] 태양에 접근하는 주기(공전 주기)는 약 3년에서 수백만 년 이상까지 큰 폭이 있으며, 두 번 다시 접근하지 않는 것도 있다.

혜성이 태양에 접근하면 열로 얼음이 녹고, 표면에서 방출된 기체와 미립자가 태양의 빛에 반사되어 빛나 보인다. 유성의 근원이 되는 먼지의 공급원이 되고 있다. 혜성 중에는 육안으로도 선명하게 보일 정도로 밝아지는 것도 있으며, 수일~수개월 정도 관찰할 수 있다. 꼬리의 모양이나 크기가 다양하여 옛날부터 관측의 대상이 되어 왔다.[231]

2006년 8월 국제천문연맹(IAU) 총회에서 혜성은 소행성과 함께 '태양계 소천체(small solar system bodies, SSSB)'로 분류되었다.[232] 최근에는 LINEAR 혜성 (354P), (596)샤이라 등과 같이 천체 충돌에 의해 혜성처럼 먼지를 뿜어낸 소행성이 관측되기도 한다.

태양계 천체의 분류
구분설명
태양계 소천체명왕성형 천체 이외의 태양계 외곽 천체, 소행성, 혜성, 행성간 먼지 등을 포함한다.



태양계 외곽 천체의 분류
구분설명
혜성천이천체를 포함하며, 켄타우루스족, 해왕성의 트로이군과 유사한 천체이다.


5. 1. 대혜성

평균적으로 10년에 한 번가량 육안으로 볼 수 있을 정도로 밝은 혜성이 찾아오는데, 이러한 혜성에는 보통 대혜성이라는 수식어가 붙는다.[447] 어떤 혜성이 대혜성이 될지는 혜성의 밝기에 여러 요소가 복합적으로 작용하기 때문에 예측하기 매우 어렵다.[422]

일반적으로 혜성의 핵이 크고 활동을 많이 보이며, 태양에 가까이 접근하고, 근일점 통과 시 태양 반대편에 있지 않으면 대혜성이 될 가능성이 있다. 하지만 1973년 코후테크 혜성은 이 조건을 모두 만족시켜 많은 기대를 불러일으켰으나, 실제 밝기는 어두웠다.[423] 3년 후 나타난 웨스트 혜성은 당초 별로 기대를 받지 못했지만 매우 밝은 혜성이 되었다.[424]

1577년의 대혜성은 대혜성의 대표적인 예시로, 튀코 브라헤나 타끼 앗딘 등 여러 천문학자가 관측한 기록이 남아 있다. 특히, 튀코 브라헤는 이 혜성을 관측하여 혜성이 지구 대기 바깥에 존재하는 천체라는 사실을 밝혀냈으며, 이는 태양중심설이 받아들여지는 배경 중 하나를 제공하기도 했다.

20세기 후반에는 대혜성이 나타나지 않다가, 1996년 햐쿠타케 혜성과 1997년 헤일-밥 혜성이 연이어 나타났다. 21세기 최초의 대혜성은 맥노트 혜성으로, 2007년 1월 육안으로 관측할 수 있었다. 맥노트 혜성은 출현 시점 기준으로 지난 40년 간 나타난 혜성 중 가장 밝았다.[425]

5. 2. 선그레이징 혜성

선그레이징 혜성은 근일점 통과 시 태양에 매우 가깝게 접근하는 혜성으로, 보통 수백만 킬로미터 이내로 접근한다.[426][210] 작은 혜성은 근일점 통과 시 완전히 증발하지만, 큰 혜성은 여러 번 근일점을 통과할 수 있다. 하지만 태양의 강한 조석력 때문에 부서지는 경우가 많다.[427][211]

소호 위성으로 관측한 선그레이징 혜성의 약 90%는 크로이츠 혜성군에 속하며, 이들은 모두 하나의 거대한 혜성이 내태양계를 통과하면서 부서져 생긴 것이다.[428][212] 나머지 10%는 대부분 산발적으로 분포하지만, 크라흐트군, 크라흐트 2a군, 마스덴군, 메이어군 등 4개의 혜성군이 추가로 확인되었다. 마스덴군, 크라흐트군, 사분의자리 유성우, 양자리 유성우는 모두 맥홀츠 1 혜성과 관련이 있는 것으로 추정된다.[429][213]

5. 3. 특이 혜성

엥케 혜성은 소행성대부터 수성 궤도 바로 안쪽까지를 도는 데 비해, 슈바스만-바흐만 3 혜성은 현재 목성과 토성 사이에서 원 궤도를 돌고 있다.[430] 2060 키론은 발견 당시 소행성으로 분류받았으나, 이후 옅은 코마가 발견되어 혜성으로도 분류되었다.[431] 비슷한 원리로, 슈메이커-레비 2 혜성도 발견 당시는 소행성으로 간주하여 소행성식 임시 명칭을 부여받았다.[432]

알려진 수천 개의 혜성 중에는 매우 특이한 것들도 있다. 엥케 혜성은 목성의 안쪽에서 수성의 안쪽까지 들어오는 궤도를 돌고 있으며, 슈메이커-레비 1호 혜성(29P)은 목성과 토성의 궤도 사이에 위치한 궤도를 돌고 있다.[291] 키론은 토성과 천왕성 사이를 불안정한 궤도로 공전하는데, 처음에는 소행성으로 분류되었지만, 나중에 희박한 코마가 발견되어 현재는 혜성과 소행성으로 모두 분류된다.[292] 마찬가지로, 슈메이커-레비 2호 혜성(137P)도 소행성으로 발견되었다.[293] 근일점과 원일점이 모두 소행성대 내에 있는 혜성도 여러 개 발견되었는데, 이들을 주소행성대 혜성이라고 부른다.

혜성 중에는 짧은 시간에 급격한 증광(아웃버스트)을 일으키는 경우가 있다. 특히 홈즈 혜성이 2007년 10월 하순에 일으킨 대증광은 인상적이다. 이틀도 안 되는 사이에 17등급에서 2등급까지(약 40만 배) 밝아져 맨눈으로도 “밝은 별”로서 쉽게 볼 수 있었다.

혜성 자체가 특이한 성질을 가진 것도 많다. 1961년에 관측된 휴메이슨 혜성(C/1961 R1)은 근일점이 약 2 천문단위[295]로 멀었지만, 핵의 지름 자체도 약 30킬로미터[295]로 당시로서는 상당히 큰 혜성이었다.

5. 4. 큰 혜성

주기 혜성 중 가장 큰 것은 지름 200km의 95P/키론이며, 50년마다 토성 궤도 바로 안쪽(8AU)에서 근일점에 도달한다. 알려진 오르트 구름 혜성 중 가장 큰 것은 지름 약 150km의 베르나르디넬리-베른슈타인 혜성으로 추정되며, 2031년 1월 토성 궤도 바로 바깥쪽(11AU)에서 근일점에 도달할 것으로 예상된다.[270] 1729년의 혜성은 지름 약 100km로 추정되며, 목성 궤도 안쪽(4AU)에서 근일점에 도달했다.

대략 10년에 한 개 정도, 밤하늘에 별로 관심 없는 사람도 눈에 띄게 밝아지는 혜성이 나타난다. 그러한 혜성은 흔히 대혜성이라고 불린다.

혜성의 밝기는 여러 요소에 의해 예측에서 크게 벗어나기 때문에, 대혜성이 될지 여부를 예측하는 것은 어렵다. 대략적으로 말하면, 혜성의 핵이 크고 활동적이며, 태양 근처를 지나는 궤도이고, 가장 밝을 때 지구에서 볼 때 태양에 의해 가려지지 않으면 대혜성이 될 가능성이 높다. 그러나 1973년의 코호테크 혜성 (C/1973 E1)은 이러한 모든 조건을 충족하고 있었음에도 불구하고, 실제로는 그다지 밝아지지 않았다. 그 3년 후에 나타난 웨스트 혜성(C/1975 V1)은 거의 기대되지 않았지만 실제로는 매우 인상적인 대혜성이 되었다.[290]

20세기 후반에는 대혜성이 출현하지 않는 긴 공백기가 있었지만, 20세기가 끝나갈 무렵 히야쿠타케 혜성 (C/1996 B2)과 헤일-밥 혜성 두 혜성이 연이어 대혜성이 되었다. 21세기 초에는 NEAT 혜성 (C/2001 Q4)과 LINEAR 혜성 (C/2002 T7)이 대혜성이 될 것이라는 소식이 있었지만, 둘 다 최대 광도는 3등에 그쳤다. 2006년에 발견되어 2007년 1월에 근일점을 통과한 맥노트 혜성 (C/2006 P1)은 예상을 뛰어넘는 증광을 일으켜 낮에도 보일 정도의 대혜성이 되었다.

5. 5. 센타우루스

센타우루스군 천체는 소행성과 혜성의 특징을 모두 지니고 있다.[433] 60558 에케클러스와 166P/NEAT 등 센타우루스군 천체 중 소행성과 혜성 양쪽으로 분류된 천체도 있는데, 166P/NEAT는 코마가 형성된 기간에 발견되었으나, 60558 에케클러스는 당초 소행성으로 발견되었으나 이후 혜성 활동이 이루어져 혜성 분류를 받은 사례이다.[434] 카시니-하위헌스 탐사 말기에는 센타우루스를 탐사하는 데 탐사선을 활용하는 방안도 제기되었으나, NASA에서 채택하지 않았다.[435]

6. 혜성의 최후

혜성은 태양계 바깥으로 방출되거나, 휘발성 물질이 고갈되거나, 분해 및 충돌하여 소멸할 수 있다.

혜성의 핵은 강도가 약해 열복사, 내부 기체 압력, 충돌 등의 원인으로 분해되기도 한다.[443] 슈메이커-레비 9 혜성은 1992년 7월 목성에 접근하면서 여러 조각으로 분해되었고, 1994년 7월에는 이 파편들이 목성에 충돌했다. 이는 인류가 태양계 천체 간의 충돌을 목격한 최초의 사건이었다.[444][445] 비엘라 혜성이나 슈바스만-바흐만 3 혜성도 쪼개지는 모습이 기록으로 남아 있다.[446] 고대 그리스의 역사학자 에포루스는 기원전 373년에 혜성이 쪼개지는 현상을 기록했다.[447]

일부 혜성은 태양으로 낙하하거나[451] 다른 천체에 충돌하기도 한다. 달의 충돌구 중 일부는 혜성의 충돌로 형성된 것이다.

1995년 슈바스만-바흐만 3 혜성이 3일에 걸쳐 분해되는 모습.


태양을 통과한 C/2015 D1 (SOHO) 혜성의 유령 꼬리.



6. 1. 태양계 바깥으로 방출

이론적으로 혜성의 속도가 충분히 빠르면 쌍곡선 궤도에 진입하여 태양계를 탈출할 수 있다. 현재 태양계의 혜성은 목성 등 다른 천체와의 상호작용을 통해 방출되는 것으로 알려져 있다.[436] C/1980 E1 혜성은 1980년 목성과 접근한 후 쌍곡선 궤도로 바뀌어 태양계를 탈출하고 있는 대표적인 예시이다.[437] 1I/오우무아무아나 2I/보리소프와 같은 성간 천체는 애초에 태양을 공전하지 않았기 때문에 태양계 탈출에 별도의 상호작용이 필요하지 않다.

6. 2. 휘발성 물질 고갈

혜성이 태양에 반복적으로 접근하면 핵에 남아 있는 휘발성 물질이 모두 증발하여 날아가고, 혜성은 소행성과 비슷하게 작고 어두운 돌덩어리로 변한다.[438] 이러한 천체를 사혜성이라고 부르기도 한다.[439][440][441][442] 근지구 소행성 중 약 6%는 사혜성의 핵으로 추정된다.[330]

목성족 혜성은 약 1만 년 또는 약 1,000번의 공전 동안 활동하지만, 장주기 혜성은 훨씬 더 빨리 희미해진다. 장주기 혜성의 10%만이 근일점을 50회 이상 통과하며, 1%만이 2,000회 이상 통과한다.[32]

6. 3. 분해 및 충돌

혜성은 열복사, 내부 기체 압력, 충돌 등의 원인으로 분해되거나, 태양이나 다른 천체와 충돌하여 소멸하기도 한다. 혜성의 핵은 강도가 약하다는 이론이 있는데, 이는 혜성이 분해되는 현상을 통해 뒷받침된다.[443]

슈메이커-레비 9 혜성은 1992년 7월 목성에 접근하면서 여러 조각으로 분해되었고, 1994년 7월에는 이 파편들이 목성에 충돌했다. 이는 인류가 태양계 천체 간의 충돌을 목격한 최초의 사건이었다.[444][445] 비엘라 혜성이나 슈바스만-바흐만 3 혜성도 쪼개지는 모습이 기록으로 남아 있다.[446] 고대 그리스의 역사학자 에포루스는 기원전 373년에 혜성이 쪼개지는 현상을 기록했다.[447]

뇌이민 3 혜성과 반 비스브룩 혜성은 1850년 1월 목성에 가까이 접근한 후 궤도가 거의 일치하는 것으로 보아, 하나의 혜성이 목성과 접근한 후 둘로 쪼개진 것으로 추정된다.[449]

웨스트 혜성이나 이케야-세키 혜성 등 일부 혜성은 근일점 통과 시 일부 분해되는 것이 관측되기도 하였다. 비엘라 혜성은 1846년 근일점 통과 이후 두 조각으로 나뉘었고, 1852년에 별도의 혜성으로 관측된 이후 다시는 관측되지 않았다. 하지만 이후 1872년과 1885년에 대규모 유성우가 내렸으며, 현재도 11월에 안드로메다자리 유성우가 약하게 내리고 있다.[450]

일부 혜성은 태양으로 낙하하거나[451] 다른 천체에 충돌하기도 한다. 달의 충돌구 중 일부는 혜성의 충돌로 형성된 것이다. 1994년 7월에는 슈메이커-레비 9 혜성이 부서져 목성으로 충돌하는 모습이 관측되었다.[452]

7. 혜성의 영향

혜성은 유성우의 원인이 된다. 혜성이 태양에 접근하며 방출하는 먼지와 가스는 지구 대기와의 마찰로 빛을 내며 유성우로 관측된다. 대표적인 예시로 스위프트-터틀 혜성이 만드는 페르세우스자리 유성군과 핼리 혜성이 만드는 오리온자리 유성군이 있다.[457][458]

페르세우스자리 유성우 도표


또한 혜성은 지구 생명체의 기원과도 관련이 있을 수 있다. 지구 초기 혜성 충돌로 인해 물이 생겨났다는 가설[128]과, 혜성에 포함된 다환 방향족 탄화수소를 포함한 유기 분자가 생명체의 기원이 되었다는 가설[129][130]이 있다. 2013년에는 혜성 충돌 시 발생하는 에너지로 인해 아미노산에서 단백질이 합성될 수 있다는 연구 결과가 발표되기도 했다.[131][132] 2015년에는 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에서 다량의 산소 분자가 발견되어[133], 혜성이 생명체 존재 가능성을 시사한다는 주장에 힘을 실었다.

7. 1. 유성우

혜성이 태양에 가까워짐에 따라 방출되는 물질 중에는 태양풍의 복사압에 밀려나지 않을 정도로 큰 입자가 있는데,[454] 지구가 혜성의 궤도면에 있는 이 입자 무리와 만나면 지구에서는 유성우로서 관측된다. 입자가 좁게 밀집되어 있으면 강한 유성우가 빠르게 내리고, 넓게 퍼져 있으면 약한 유성우가 오래 내린다. 보통 혜성이 입자를 뿌린 지 오래 되었을수록 입자가 퍼지는 경향이 있다.[455][456] 대표적인 유성우로는 8월 9일부터 13일에 내리는, 스위프트-터틀 혜성이 만드는 페르세우스자리 유성군과, 10월에 내리는, 핼리 혜성이 만드는 오리온자리 유성군이 있다.[457][458]

혜성이 태양에 근접하면서 가열되면, 얼음 성분의 탈기 과정에서 복사압과 태양풍에 의해 쓸려나가지 않을 만큼 큰 고체 잔해가 방출된다.[123] 지구 궤도가 그 잔해 흔적(대부분 미세한 암석 물질 입자로 구성됨)을 통과하게 되면, 지구가 통과하는 동안 유성우가 발생할 가능성이 높다. 밀도가 높은 잔해 흔적은 짧지만 강렬한 유성우를 만들어내고, 밀도가 낮은 흔적은 더 길지만 덜 강렬한 유성우를 만든다. 일반적으로 잔해 흔적의 밀도는 모혜성이 물질을 방출한 시점으로부터 얼마나 오래되었는지와 관련이 있다.[124][125] 예를 들어, 페르세우스자리 유성우는 매년 8월 9일에서 13일 사이에 지구가 스위프트-터틀 혜성의 궤도를 통과할 때 발생한다. 핼리 혜성은 10월의 오리온자리 유성우의 근원이다.[126][127]

7. 2. 생명

태양계 형성 초기 지구에는 소행성과 혜성 다수가 충돌했는데, 과학자들은 당시 충돌한 혜성에서 지구에 있는 물이 유래했다고 생각하고 있으나, 이에 대한 반론도 존재한다.[459] 혜성에서 여러 고리 방향족 탄화 수소 등 여러 유기물이 발견된 후,[317][460] 지구로 떨어진 혜성과 운석이 생명체를 만드는 물질이나 생명체 그 자체를 지구로 가져왔을 가능성이 제기되기 시작했다.[461] 2013년에는 혜성이 충돌하는 에너지로 인해, 아미노산이 생명체를 이루는 큰 단백질 분자로 합성될 수 있다는 이론 또한 만들어졌으며,[462][463] 2015년에는 추류모프-게라시멘코 혜성에서 산소 분자가 예상보다 많이 방출된다는 사실이 밝혀졌는데, 이는 생명체의 지표로서 받아들일 수도 있다.[464]

지구와 비슷한 시기에 달에도 혜성이 충돌하며 달의 물이 만들어졌을 것으로 추정하고 있으며,[465] 텍타이트와 오스트랄라이트는 혜성과 운석이 충돌하며 생겨난 광물이다.[466]

8. 혜성 연구의 역사

핼리 혜성은 1066년 헤이스팅스 전투 이전에 나타났으며, 바이외 태피스트리에 묘사되어 있다.


티코 브라헤의 논문 페이지. 1577년 대혜성에 대한 그의 천동설적 견해를 보여준다.


혜성은 고대부터 인류의 관심을 받아왔으며, 동서양을 막론하고 다양한 기록과 연구가 이루어졌다. 중국 갑골문과 같은 고대 자료들을 통해 인류가 수천 년 동안 혜성을 관찰해 왔다는 사실을 알 수 있다.[165] 16세기까지 혜성은 일반적으로 왕이나 귀족의 죽음, 닥칠 재앙의 나쁜 징조로 여겨졌거나, 심지어 지상 주민을 향한 천상 존재의 공격으로 해석되기도 했다.[166][167]

아리스토텔레스는 혜성을 대기 현상으로 보았으나, 세네카는 천체로 보았다. 중세까지 아리스토텔레스의 이론이 지배적이었으나, 16세기 이후 티코 브라헤, 케플러, 뉴턴 등에 의해 혜성이 천체라는 것이 밝혀졌다. 핼리는 핼리 혜성의 주기성을 밝혀냈으며, 19세기 이후 혜성의 물리적 성질에 대한 연구가 활발해졌다. 20세기 이후에는 우주선을 이용한 혜성 탐사가 이루어지고 있다.

8. 1. 동아시아의 혜성 연구

동아시아에서는 혜성을 달의 정기가 모여 만들어졌다고 여겼다. 천체의 출현은 길흉의 판단으로 이어졌는데, 혜성은 주로 재난의 경고로 받아들여졌다.

망원경이 발명되기 전, 혜성은 밤하늘의 아무것도 없는 곳에서 갑자기 나타나 천천히 사라지는 것처럼 관측되었다. 그 때문에, 유성우(流星群)나 일식(日食)과 마찬가지로 군주의 죽음이나 나라의 멸망, 재해, 역병과 같은 사건을 예고하는 흉조로 믿어져 사람들은 그 출현을 두려워했다.

고대부터 혜성에 대한 기록이 남아 있는데, 중국에서는 특히 많은 기록이 남아 있다. 기원전부터 핼리 혜성의 회귀가 4번 기록되었다. 기원전 1059년경, 은(殷)나라 말기의 갑골문(甲骨文)에 혜성으로 보이는 기록이 남아 있지만, 확실한 최고(最古)의 기록은 기원전 613년의 『춘추(春秋)』에 기록된 것으로 여겨진다. 기원전 240년, 진(秦)의 시황제(始皇帝)가 핼리 혜성을 보았다는 기록이 『사기(史記)』에 남아 있다.[270]

기원전 2세기경의 것으로 추측되는 마왕퇴 무덤에서는 혜성의 여러 형태와 명칭을 기록한 백서(帛書)가 발굴되었다.

한국에서도 혜성 관측 기록이 남아 있는데, 현존하는 최초의 기록은 《삼국사기》 〈신라본기〉 박혁거세 9년(기원전 49년) 봄 3월의 기록이다.[467] 신라 진평왕 대에 혜성이 나타나자 이변이 사라질 것을 기원하며 융천사가 〈혜성가〉라는 향가를 지었다는 기록도 있다. 이후 《삼국사기》, 《고려사》, 《조선왕조실록》, 서운관의 각종 문서에 여러 혜성들이 관측, 기록되었으며, 혜성의 위치와 크기, 형태, 꼬리의 길이와 방향 등이 기록되었다.

이익은 《성호사설》에서 '혜성은 물의 정기이며, 얼음과 같이 투명하여 햇빛을 받아 빗자루와 같이 보인다'고 추측하였다.[468]

8. 1. 1. 분류

《천문류초》에서는 혜성(彗星)을 요성(妖星)의 일종으로 분류하고, 병란과 홍수의 징조로 여겼다. 《천문류초》에서는 혜성을 포함하여 21가지 종류의 요성을 분류하였으며, 혜성은 오래된 것을 제거하고 새것을 펴는 의미에서 빗자루를 가리키는 소성(掃星)이라는 별칭으로도 불렸다.[291]

알려진 수천 개의 혜성 중에는 매우 특이한 궤도를 가진 것들이 있다. 엥케 혜성은 목성 안쪽에서 수성 안쪽까지 들어오는 궤도를 가지고 있으며, 슈메이커-레비 1호 혜성(29P)은 목성과 토성 사이에 위치한 궤도를 가지고 있다.[291] 토성과 천왕성 사이를 불안정한 궤도로 공전하는 키론은 처음에는 소행성으로 분류되었지만, 희박한 코마가 발견되어 현재는 혜성과 소행성으로 모두 분류된다.[292] 슈메이커-레비 2호 혜성(137P)도 마찬가지로 소행성으로 발견되었다.[293] 주소행성대 혜성은 근일점과 원일점이 모두 소행성대 내에 있는 혜성을 말한다.

1908년 퉁구스카 대폭발은 엥케 혜성 파편이 지구에 충돌한 것이라는 가설이 있다. 운석 낙하로 생기는 크레이터가 전혀 보이지 않아, 대기권에 돌입한 혜성 파편이 상공에서 폭발, 증발하여 막대한 피해를 입혔다는 견해이다.

1979년 옛 대혜성에서 분열한 크로이츠 혜성군의 혜성이 태양 표면에 접근하여 증발하는 모습이 태양 관측 위성P78-1의 코로나그래프: SOLWIND(솔윈드)로 관측되었다. 이 혜성(C/1979 Q1)은 하워드-쿠멘-미첼 혜성으로 명명되었지만, 같은 위성이 이후에도 혜성을 발견하여 솔윈드 1호 혜성으로 널리 알려졌다.[294]

8. 1. 2. 중국의 혜성 연구

기원전 2세기경의 것으로 추측되는 마왕퇴 무덤에서 혜성의 여러 형태와 명칭을 기록한 백서(帛書)가 발굴되었다.

8. 1. 3. 한국의 혜성 연구

기록된 역사의 초기부터 혜성의 관측 기록이 있는데, 현존하는 최초의 기록은 《삼국사기》 〈신라본기〉 박혁거세 9년(기원전 49년) 봄 3월의 기록이다.[467]

신라 진평왕 대에 혜성이 나타나자 이변이 사라질 것을 기원하며 융천사가 〈혜성가〉라는 향가를 지었다는 기록도 있다.

이후 《삼국사기》, 《고려사》, 《조선왕조실록》, 서운관의 각종 문서에 여러 혜성들이 관측, 기록되었다. 혜성은 그 위치와 크기, 형태, 꼬리의 길이와 방향 등이 기록되었다.

이익은 《성호사설》에서 '혜성은 물의 정기이며, 얼음과 같이 투명하여 햇빛을 받아 빗자루와 같이 보인다'고 추측하였다.[468]

8. 2. 서양의 혜성 연구



아리스토텔레스는 혜성을 대기 현상으로 보았으나, 세네카는 천체로 보았다. 중세까지 아리스토텔레스의 이론이 지배적이었으나, 16세기 이후 티코 브라헤, 케플러, 뉴턴 등에 의해 혜성이 천체라는 것이 밝혀졌다. 핼리는 핼리 혜성의 주기성을 밝혀냈으며, 19세기 이후 혜성의 물리적 성질에 대한 연구가 활발해졌다. 20세기 이후에는 우주선을 이용한 혜성 탐사가 이루어지고 있다.

아리스토텔레스는 처음으로 혜성을 설명하는 일관된 법칙을 만들고자 하였다. 그는 혜성이 황도 바깥에서 주로 나타나며, 며칠 사이에도 밝기가 계속 변화한다는 점을 들어, 대기 내에서 일어나는 기상 현상의 일종으로 추정했다. 아리스토텔레스는 혜성이 아무리 높아도 달 밑에 있으며, 천상계와 분리되었다고 보았다.[469] 이후 간혹 반론이 제기되긴 하였지만, 아리스토텔레스의 혜성 이론은 중세까지 큰 변화 없이 받아들여졌다.[470] 그는 최초의 기상학 서적 『기상론』(Meteorologica)[http://classics.mit.edu/Aristotle/meteorology.1.i.html]에서 혜성이 행성과 관련된 현상이라는 기존 학자들의 주장을 부정하고, 천문 현상이 아닌 기상 현상으로 간주하였다. 그 근거는 행성의 이동 범위는 황도대에 한정되는 반면, 혜성은 하늘 어디든 나타난다는 것이었다.[273] 대신 그는 혜성을 대기권 상층부에서 발생하는 현상으로 파악하고, 그곳은 온도가 높고, 건조한 증기가 모여 때때로 맹렬하게 불꽃이 타오른다고 생각했다. 그는 이러한 메커니즘이 혜성뿐만 아니라 유성, 오로라, 은하수의 생성 원인에도 해당한다고 생각했다.[274]

기원후 1세기 루키우스 안나이우스 세네카는 혜성이 바람의 영향이 전혀 없이 일정하게 움직인다는 점에서, 아리스토텔레스의 이론과 달리 혜성이 기상 현상은 아닐 것이라고 추정했으며,[471] 혜성에서 구름처럼 투명한 부분은 꼬리뿐이고, 혜성의 궤도를 황도로만 한정할 이유가 없다고 덧붙였다.[470] 그는 혜성은 하늘을 규칙적으로 이동하며, 바람에 방해받지 않고, 대기 중의 현상보다는 천체에 전형적인 운동을 한다고 서술하였다. 그는 다른 행성이 황도대 밖에 나타나지 않는 것을 인정하면서도, 천구에 대한 인간의 지식은 제한적이므로, 행성과 같은 천체가 하늘 어디든 나타날 가능성을 부정할 이유가 없다고 하였다.

1577년에 밝은 혜성이 나타나 수 개월 동안 육안으로 관측되었다. 덴마크의 천문학자 티코 브라헤는 혜성의 위치를 직접 측정하고, 멀리 떨어진 곳의 관측자에게도 측정을 의뢰하여 혜성에 측정 가능한 시차가 없는지 확인하였다. 정확한 측정 결과, 혜성이 적어도 달보다 4배 이상 멀리 있다는 것이 밝혀졌다.[275] 1472년 대혜성을 관측하여 일주 시차를 계산하려고 시도한 최초의 인물은 레기오몬타누스였다.

16세기에는 티코 브라헤와 마이클 마에스트린이 1577년 대혜성의 시차를 측정하여 혜성이 지구 대기권 밖에 존재해야 함을 입증했다.[178] 측정의 정밀도 내에서 이는 혜성이 지구에서 달까지의 거리보다 최소 네 배 이상 멀리 떨어져 있어야 함을 의미했다.[179][180] 1664년 관측을 바탕으로 조반니 보렐리는 자신이 관측한 혜성의 경도와 위도를 기록하고 혜성 궤도가 포물선일 수 있다고 제안했다.[181] 케플러는 브라헤의 혜성 시차에 대한 견해가 옳다고 주장했다.[177]

뉴턴의 ''프린키피아''에 나와 있는 포물선에 맞춰진 1680년 혜성의 궤도


아이작 뉴턴은 1687년 ''프린키피아 마테마티카''에서 역제곱 법칙에 의한 중력의 영향을 받아 움직이는 물체는 원뿔곡선 중 하나와 같은 모양의 궤도를 그려야 함을 증명했고, 1680년 혜성을 예로 들어 하늘을 가로지르는 혜성의 경로를 포물선 궤도에 맞추는 방법을 보여주었다.[183]

1705년 에드먼드 핼리는 1337년부터 1698년까지 발생한 23개의 혜성 출현에 뉴턴의 방법을 적용했다. 그는 이 중 1531년, 1607년, 1682년의 세 혜성이 매우 유사한 궤도 요소를 가지고 있음을 알아챘고, 목성과 토성에 의한 중력 섭동으로 궤도의 약간의 차이를 설명할 수 있었다. 이 세 번의 출현이 동일한 혜성의 세 번의 출현이라고 확신한 그는 1758~1759년에 다시 나타날 것이라고 예측했다.[185] 예측대로 혜성이 돌아왔을 때, 핼리 혜성으로 알려지게 되었다.[187]

18세기 샤를 메시에는 혜성이 아닌 천체의 목록인 메시에 목록을 만들기 시작했다. 메시에 자신도 1760년에 최초의 혜성을 발견하였다(C/1760 B).[276]

1755년 이마누엘 칸트는 혜성은 알려진 행성 너머의 "원시 물질"에서 응축되어 중력에 의해 "약하게 움직이고", 임의의 경사각으로 공전하며, 근일점에 가까워짐에 따라 태양열에 의해 부분적으로 증발한다고 가정했다. 1836년 프리드리히 빌헬름 베셀은 1835년 핼리 혜성의 출현 중 증기 흐름을 관찰한 후 증발하는 물질의 분출력이 혜성의 궤도를 상당히 변경할 만큼 클 수 있으며, 엔케 혜성의 비중력 운동은 이 현상의 결과라고 주장했다.[189]

1950년 프레드 로렌스 휘플은 혜성이 얼음을 포함하는 암석 물체라기보다는 먼지와 암석을 포함하는 얼음 물체라고 제안했다.[192] 이 "더러운 눈덩이" 모델은 곧 받아들여졌고, 1986년 핼리 혜성의 코마를 통과하고 핵을 촬영하며 증발하는 물질의 제트를 관찰한 많은 우주선(유럽 우주국 (ESA)의 ''지오토'' 탐사선과 소련의 ''베가 1호''와 ''베가 2호'' 포함)의 관측에 의해 뒷받침되는 것으로 보였다.[193]

8. 3. 우주선 탐사



1980년대 핼리 혜성의 근일점 통과 당시 핼리 혜성을 방문하거나 관측한 탐사선 임무들을 통칭하여 할리 혜성 탐사단이라고 부른다. 1986년에는 우주왕복선 챌린저호가 핼리 혜성 연구를 수행할 예정이었으나, 발사 직후 폭발하였다.

혜성에 얼마나 많은 얼음이 있는지에 대한 논쟁은 계속되었다. 2001년, 딥 스페이스 1호 탐사선은 보렐리 혜성 표면의 고해상도 이미지를 얻었다. 보렐리 혜성의 표면은 26°C에서 71°C 사이의 온도를 가지는 고온 건조하고 매우 어두운 것으로 밝혀졌는데, 이는 태양열 가열과 성숙에 의해 얼음이 제거되었거나, 보렐리 혜성을 덮고 있는 그을음과 같은 물질에 의해 가려져 있음을 시사한다.[198] 2005년 7월, 딥 임팩트 탐사선은 템펠 1호 혜성에 충돌하여 분화구를 만들고 내부를 연구하였다. 이 임무를 통해 혜성의 대부분의 물 얼음이 표면 아래에 있으며, 이러한 저수지가 템펠 1호 혜성의 코마를 형성하는 기화된 물의 제트를 공급한다는 것을 알게 되었다.[199] 딥 임팩트 탐사선은 EPOXI로 이름이 변경된 후, 2010년 11월 4일 하틀리 2호 혜성을 근접 통과하였다.

2007년, 울리시스 탐사선은 2006년에 발견된 C/2006 P1 (맥노트) 혜성의 꼬리를 예상치 못하게 통과했다. 울리시스 탐사선은 1990년에 발사되었고, 임무의 목표는 태양 주위를 공전하면서 모든 위도에서 태양을 추가로 연구하는 것이었다.

스타더스트 임무의 데이터는 와일드 2 혜성의 꼬리에서 회수된 물질이 결정질이며, 1000°C 이상의 매우 높은 온도에서 "불 속에서 태어났을" 수밖에 없음을 보여준다.[200][201] 혜성은 태양계 외곽에서 형성되었지만, 태양계 초기 형성 과정에서 물질의 방사상 혼합은 원시 행성 원반 전체에 물질을 재분포했을 것으로 생각된다.[202] 결과적으로 혜성에는 초기 고온의 태양계 내부에서 형성된 결정질 알갱이가 포함되어 있다. 이것은 혜성 스펙트럼과 시료 반환 임무에서 모두 확인된다. 최근에는 회수된 물질이 "혜성 먼지는 소행성 물질과 유사하다"는 것을 보여준다.[203] 이러한 새로운 결과는 과학자들이 혜성의 본질과 소행성과의 차이점에 대해 다시 생각하게 만들었다.[204]

로제타 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성 궤도를 돌았다. 2014년 11월 12일, 착륙선 필레는 혜성 표면에 성공적으로 착륙하여 탐사선이 이러한 천체에 착륙한 최초의 사례가 되었다.[205]

9. 명명법

20세기 이전에는 혜성이 나타난 해의 이름을 따서 혜성을 명명했다. 예를 들어, 1680년 대혜성, 1882년 대혜성, 1910년 1월 대혜성 등이 있다. 에드먼드 핼리가 1531년, 1607년, 1682년에 나타난 혜성이 같은 천체임을 증명하고 1759년 귀환을 예측한 후, 이 혜성은 핼리 혜성으로 알려지게 되었다.[160] 마찬가지로, 엥케 혜성[161]과 비엘라 혜성[162]은 궤도를 계산한 천문학자의 이름을 따서 명명되었다. 이후 주기 혜성은 발견자의 이름을 따서 명명되었지만, 한 번만 나타난 혜성은 나타난 해로 불렸다.[163]

20세기 초부터는 발견자의 이름을 따서 혜성을 명명하는 것이 일반화되었으며, 현재까지도 이 방식을 따르고 있다.[163] 혜성은 발견자, 또는 발견에 사용된 장비나 프로그램의 이름을 따서 명명될 수 있다.[163] 예를 들어, 2019년 겐나디 보리소프가 발견한 혜성은 2I/보리소프로 명명되었다.[164]

같은 발견자가 여러 혜성을 발견한 경우, 이름만으로는 구별하기 어렵다. 예를 들어, "SOHO 혜성"은 1,000개가 넘는다. 따라서 혜성을 유일하게 나타내기 위해서는 기호를 사용해야 한다.

10. 관측

혜성은 광시야 망원경을 이용한 사진 촬영이나 쌍안경을 이용한 시각 관측으로 발견할 수 있다. 광학 장비가 없더라도, 아마추어 천문학자는 SOHO와 같은 일부 위성 관측소에서 축적된 이미지를 다운로드하여 온라인으로 태양 근접 혜성을 발견할 수 있다.[220] SOHO의 2000번째 혜성은 2010년 12월 26일 폴란드 아마추어 천문학자 미하우 쿠샤크(Michał Kusiak)에 의해 발견되었다.[221]

망원경이 없던 시대에는 혜성이 대부분 육안으로 발견되었으나, 1608년 망원경 발명 이후에는 육안으로 볼 수 없는 어두운 혜성도 발견할 수 있게 되었다. 이후 망원경과 쌍안경을 사용하여 혜성을 적극적으로 탐색하는 '''혜성 사냥꾼'''(comet hunter)이라 불리는 천문학자들이 나타났다.

20세기 말까지 혜성과 소행성의 신규 발견은 아마추어 천문학자들에게 크게 의존했다. 20세기 이후 활동한 주요 혜성 사냥꾼들은 다음과 같다.

국가혜성 사냥꾼
일본혼다 미노루, 이케야 가오루, 세키 벤, 무라카미 유지
일본 이외도널드 매크홀츠(Donald Machholz) (미국), 유진 슈메이커(Eugene Merle Shoemaker)와 캐롤린 슈메이커(Carolyn Spellman Shoemaker) 부부 (미국), 윌리엄 브래드필드(William Bradfield) (오스트레일리아), 테리 러브조이(en:Terry Lovejoy) (오스트레일리아), 로버트 매크노트(Robert H. McNaught) (오스트레일리아)



1990년대 후반, LINEAR, NEAT 등 자동 탐색 프로젝트가 시작되면서, 냉각 CCD 카메라로 어두운 혜성들이 대거 발견되기 시작했다. 이에 따라 아마추어 천문가 등이 혜성을 발견하는 것은 매우 어려워졌다. 1996년에는 태양 관측 위성 SOHO가 관측을 시작하여 크로이츠군에 속하는 혜성이 매우 다수 발견되었다.

10. 1. 잃어버린 혜성

수십 년 전이나 수세기 전에 발견된 주기혜성 중 상당수는 현재 잃어버린 혜성이다. 이들의 궤도는 미래의 출현을 예측하기에 충분히 정확하게 알려지지 않았거나, 혜성 자체가 붕괴되었기 때문이다. 그러나 때때로 "새로운" 혜성이 발견되는데, 궤도 계산 결과 이것이 예전의 "잃어버린" 혜성임이 밝혀지는 경우도 있다. 한 예로 1869년에 발견되었지만 목성의 중력적 영향으로 1908년 이후 관측되지 않았던 템펠-스위프트-리니어 혜성이 있다. 이 혜성은 2001년 LINEAR에 의해 우연히 재발견될 때까지 발견되지 않았다.[222] 이러한 범주에 속하는 혜성은 최소 18개가 있다.[223]

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