오르트 구름

1. 개요

오르트 구름은 에스토니아 천문학자 에른스트 외피크와 네덜란드 천문학자 얀 오르트가 제안한 가설로, 태양계 바깥쪽에 위치하며 장주기 혜성의 기원으로 추정된다. 태양으로부터 약 1만 AU에서 10만 AU 사이에 구각 형태로 존재하며, 1조 개 이상의 천체를 포함할 것으로 예상된다. 외부 오르트 구름과 내부 힐스 구름으로 구성되며, 주변 별이나 은하수의 영향으로 혜성을 태양계 안쪽으로 보낸다. 오르트 구름의 기원은 태양 주위의 원시 행성계 원반의 잔해로 추정되며, 혜성의 궤도와 은하 조석, 주변 별과의 상호 작용 등이 오르트 구름 형성에 영향을 미치는 것으로 알려져 있다. 아직 직접적인 관측 증거는 없지만, 혜성의 궤도 분석을 통해 그 존재를 추정하며, 탐사를 위한 여러 계획이 제안되었다.

2. 가설

1932년, 에스토니아의 천문학자 에른스트 외피크는 장주기 혜성이 태양계 가장 바깥쪽 가장자리에 있는 구름 형태에서 기원했다는 가설을 제시했다. 1950년, 네덜란드의 천문학자 얀 오르트는 혜성 궤도의 불안정성으로 인해 결국 혜성이 태양이나 행성과 충돌하거나, 행성의 섭동에 의해 태양계에서 튕겨 나간다는 역설을 해결하기 위해 이 가설을 다시 제기했다.

오르트는 혜성의 휘발성 구성 물질이 태양에 반복적으로 접근함에 따라 복사열에 의해 점차 증발하여 혜성이 쪼개지거나 추가적인 가스 방출을 막는 절연 피막이 형성된다는 점을 지적했다. 따라서 혜성은 현재 궤도에서 형성될 수 없었으며, 대부분의 시간 동안 외부 저장소에 보관되었을 것이라고 추론했다.

혜성은 크게 두 종류로 나뉜다. 황도면 혜성이라고 불리는 단주기 혜성과 거의 등방성 혜성이라고 불리는 장주기 혜성이다. 단주기 혜성은 10AU 이하의 비교적 짧은 궤도를 가지며 행성들이 있는 황도면을 따른다. 반면 장주기 혜성은 수천 AU 이상의 매우 긴 궤도를 가지며, 모든 방향에서 나타난다.

오르트는 장주기 혜성들의 원일점(태양에서 가장 먼 지점)이 대략 20,000AU에 집중되어 있다는 사실에 주목했다. 이는 해당 거리에 구형의 등방성 분포를 가진 저장소가 있음을 시사했다. 또한 약 10,000AU의 궤도를 가진 비교적 드문 혜성들은 태양계를 통과하면서 행성의 중력에 의해 궤도가 안쪽으로 당겨졌을 것이라고 추정했다.

일본학술회의의 2007년 4월 9일 대외 보고에서는 오르트 구름의 존재가 아직 확인되지 않았기 때문에 현재 명확하게 태양계 외행성에 포함되지 않지만, 미래에는 외행성의 연장으로 간주될 것이라고 언급했다.

에르네스트 외피크도 혜성의 기원으로서 매우 유사한 가설을 발표했기 때문에, 때때로 외피크-오르트 구름 (Öpik–Oort cloud)이라고 불리기도 한다.

3. 구조와 구성

오르트 구름은 태양으로부터 약 2000AU~5000AU에서 최대 50000AU, 심지어 100000AU~200000AU 거리에 걸쳐 존재하는 것으로 추정되는 거대한 구형 영역이다. 이 영역은 다시 구형의 외부 오르트 구름(20000AU~50000AU)과 토러스 모양의 내부 오르트 구름(2000AU~20000AU)으로 나뉜다.

4. 기원

오르트 구름은 약 46억 년 전 태양 주위에 형성된 원시행성 원반의 잔해로 추정된다. 가장 널리 받아들여지는 가설은 오르트 구름의 천체들이 처음에는 행성과 소행성을 형성하는 과정의 일부로서 태양에 더 가까이에서 합쳐졌다는 것이다. 그러나 목성과 같은 젊은 가스 행성들의 중력 상호작용으로 인해 이 천체들은 극단적인 타원 궤도나 포물선 궤도로 튕겨져 나갔다. 태양계 초기부터 현재까지 오르트 구름의 진화를 시뮬레이션한 결과, 형성 후 약 8억 년경에 오르트 구름의 질량이 최대치에 도달했다. 이는 융합과 충돌 속도가 느려지고, 소모 속도가 공급 속도를 따라잡기 시작했기 때문이다.

훌리오 앙헬 페르난데스의 모형은 태양계 내 주기적인 혜성의 주요 원천인 산란 원반이 오르트 구름 천체의 주요 원천일 수 있다고 제안한다. 이 모형에 따르면, 산란된 천체의 약 절반은 오르트 구름 쪽으로 바깥쪽으로 이동하고, 1/4은 목성 궤도 안쪽으로 이동하며, 나머지 1/4은 과장된 궤도로 튕겨져 나간다. 산란 원반은 여전히 오르트 구름에 물질을 공급하고 있을 수 있으며, 산란 원반 천체의 1/3은 약 25억 년 후에 오르트 구름에 도달할 가능성이 있다.

컴퓨터 모형은 형성 기간 동안 혜성 파편의 충돌이 이전에 생각했던 것보다 더 큰 역할을 한다는 것을 보여준다. 이 모형에 따르면, 태양계 초기의 충돌 횟수가 너무 많아서 대부분의 혜성이 오르트 구름에 도달하기 전에 파괴되었다. 따라서 현재 오르트 구름의 누적 질량은 한때 예상했던 것보다 훨씬 적다.

가까운 별들의 중력 상호작용과 은하의 거대한 조석은 혜성의 궤도를 더 원형으로 만들었다. 이것은 중심권 바깥쪽 오르트 구름이 거의 구형이라는 것을 설명한다. 반면에, 태양에 상대적으로 더 강하게 묶여있는 힐스 구름은 아직 구형을 얻지 못했다. 최근 연구에 따르면 오르트 구름의 형성은 태양계가 200~400개의 별들 집단의 한 부분으로 형성되었다는 가설과 모순되지 않는다. 그 집단 안에서 훨씬 더 빈번히 섭동을 일으킬, 가까운 별의 변천의 수가 오늘날보다 훨씬 많기 때문에, 이러한 초기 별들은 오르트 구름의 형성에 큰 역할을 할 것이다.

에르네스트 외피크도 혜성의 기원으로서 매우 유사한 가설을 발표했기 때문에, 때때로 "외피크-오르트 구름 (Öpik–Oort cloud)"이라고 불리기도 한다.

5. 혜성

혜성은 크게 두 가지 종류로 나뉜다. 황도면 혜성이라고도 불리는 단주기 혜성과, 거의 등방성 혜성이라고 불리는 장주기 혜성이다. 단주기 혜성은 10AU 이하의 비교적 짧은 궤도를 가지며, 행성들이 흩어져 있는 황도면을 따른다. 대부분의 장주기 혜성들은 수천 AU 이상의 아주 긴 궤도를 가지고, 모든 천구상의 끝에서 나타난다. 1950년 네덜란드의 천문학자 얀 오르트는 약 20,000AU의 원일점을 가진 대부분의 장주기 혜성들의 수의 절정이 있을 것이라는 것에 주목했는데, 이는 그 정도 거리에 구형의 등방성한 분포를 가진 모체가 있을 것이라는 생각이 들게 했다. 10,000AU 정도의 궤도를 가진 혜성은 태양계를 통과하는 하나 또는 그 이상의 궤도를 경험했고, 행성의 중력에 의해 안쪽으로 궤도가 당겨졌을 것이다.

혜성은 태양계 내에서 두 개의 서로 다른 기원을 가지고 있는 것으로 여겨진다. 단주기 혜성은 카이퍼 벨트나 산란 원반에서 기원한 것으로 받아들여지는데, 이들은 해왕성 궤도 너머 30 AU에 위치하며 100 AU까지 뻗어 있는 얼음 파편으로 이루어진 평평한 원반이다. C/1999 F1 (Catalina)와 같이 궤도가 수백만 년에 달하는 매우 장주기 혜성은 바깥쪽 오르트 구름에서 직접 기원하는 것으로 여겨진다. 카이퍼 벨트 내의 궤도는 비교적 안정적이어서 혜성이 거기서 기원하는 경우는 거의 없는 것으로 여겨진다. 그러나 산란 원반은 역학적으로 활발하며 혜성의 기원지일 가능성이 훨씬 더 높다. 혜성은 산란 원반에서 벗어나 외행성의 영역으로 이동하여 센타우루스로 알려지게 된다. 이 센타우루스는 더 안쪽으로 보내져 단주기 혜성이 된다.

단주기 혜성은 크게 목성족 혜성과 핼리족 혜성으로 나뉜다. 핼리 혜성을 프로토타입으로 하는 핼리족 혜성은 단주기 혜성이지만, 산란 원반이 아닌 오르트 구름에서 기원했을 것으로 추정된다. 궤도를 기반으로 추정하면, 이들은 거대 행성의 중력에 의해 포획되어 태양계 안쪽으로 보내진 장주기 혜성이었을 것으로 보인다.

오르트는 귀환하는 혜성의 수가 예측보다 훨씬 적다는 것을 알아챘으며, 이 문제는 "혜성의 소멸"로 알려져 아직 해결되지 않았다. 이러한 불일치에 대한 가설에는 조석 응력, 충돌 또는 가열로 인한 혜성의 파괴, 휘발성 물질의 손실, 비휘발성 껍질의 형성 등이 있다. 가상 오르트 구름 혜성에 대한 역학적 연구에 따르면, 외행성 영역에서 발생하는 빈도는 내행성 영역보다 몇 배 더 높을 것이다. 이러한 불일치는 목성의 중력적 인력 때문일 수 있으며, 목성은 일종의 장벽 역할을 하여 혜성이 들어오는 것을 가두어 혜성 슈메이커-레비 9가 그랬던 것처럼 충돌을 일으킨다.

2004년에 소행성으로 발견되었고, 후에 장주기 혜성이었던 것이 판명된 리니어 혜성(C/2004 YJ35)의 경우, 원일점은 약 24,300au, 공전 주기는 약 1134만 년으로 추정된다.

6. 조석 현상

달의 조석력이 지구의 바다를 변형시켜 조수가 오르내리는 것처럼, 은하계가 가하는 조석력 역시 태양계 외곽에 있는 천체들의 궤도를 왜곡시킨다. 태양계의 도표화된 지역에서는 이러한 효과는 태양의 중력에 비해 무시할 정도이지만, 태양계 외곽에서는 태양의 중력이 약하고 은하 중심에서 오는 은하의 중력 경사가 다른 두 축을 따라 압축한다. 이러한 작은 섭동은 오르트 구름 내 궤도를 이동시켜 천체를 태양 가까이로 가져올 수 있다. 태양의 중력이 은하 조석에 그 영향력을 양보하는 지점을 조석 절단 반경이라고 한다. 이 반경은 100,000 ~ 200,000 천문 단위에 위치하며, 오르트 구름의 바깥 경계를 표시한다.

일부 학자들은 은하 조석이 큰 원일점(태양으로부터 가장 먼 거리)을 가진 미행성체의 근일점(태양으로부터 가장 가까운 거리)을 증가시켜 오르트 구름 형성에 기여했을 수 있다고 이론화한다. 은하 조석의 효과는 매우 복잡하며, 행성계 내 개별 천체의 거동에 크게 의존한다. 하지만, 축적적으로는 그 효과가 상당할 수 있다. 오르트 구름에서 기원하는 모든 혜성의 최대 90%가 은하 조석의 결과일 수 있다. 관측된 장주기 혜성의 궤도에 대한 통계 모델은 은하 조석이 그 궤도를 내부 태양계 방향으로 섭동시키는 주요 수단이라고 주장한다.

7. 항성 섭동과 동반성 가설

은하의 조석 외에도, 혜성을 태양계 내부로 보내는 주된 요인은 태양계의 오르트 구름과 가까이에 있는 별들의 중력장 사이의 상호작용이나 거대한 분자 구름이라고 믿어진다. 태양이 은하수 평면을 통과하는 궤도는 때때로 다른 항성계에 상대적으로 근접하게 만든다. 예를 들어, 다음 천만 년 동안, 오르트 구름과 섭동을 일으킬 가장 큰 가능성을 가진 별로는 글리제 710이 있다. 이 과정은 또한 물체들을 황도면 밖으로 흩어지게 하고, 잠재적으로 오르트 구름의 구형 분포를 설명하게 해준다.

1984년, 물리학자 리처드 A. 뮬러는 태양이 아직 발견되지 않은 동반성 (갈색 왜성 또는 적색 왜성)을 가지고 있다고 가정했다. 네메시스로 알려진 이 물체는 약 2600만 년마다 오르트 구름의 일부를 통과하여 혜성으로 태양계 내부에 충격을 가하는 것으로 추정되었다. 그러나 현재까지 네메시스에 대한 증거는 발견되지 않았으며, 많은 증거(예: 분화구 수)가 그 존재에 의문을 제기했다.

2002년, 라피엣 대학교의 천문학자 존 J. 마테세는 은하 조석이나 별의 섭동만으로는 설명할 수 있는 것보다 더 많은 혜성들이 오르트 구름의 특정 지역으로부터 태양계 중심으로 온다고 주장하였다. 이를 설명할 수 있는 가장 그럴듯한 원인으로는 먼 궤도에 목성 질량 정도를 가진 물체가 있을 것이라는 것이 그의 주장이었다. 이 가설적인 가스 행성은 티케라는 별명을 얻었다.

8. 오르트 구름의 천체들

오르트 구름의 구성 물질은 대부분 물, 메탄, 에탄, 일산화 탄소, 시안화 수소와 같은 다양한 얼음 물질이다. 그러나 장주기 혜성 궤도에 있는 소행성 1996 PW의 발견은 오르트 구름이 암석 물질도 포함할 수 있음을 시사한다. 오르트 구름 혜성과 목성 족 혜성의 탄소 및 질소 동위원소 비율 분석 결과는 두 그룹이 기원이 다름에도 불구하고 매우 유사함을 보여준다. 이는 두 그룹 모두 원시 태양 구름에서 기원했다는 가설을 뒷받침하며, 오르트 구름 혜성의 입자 크기 연구와 목성 족 혜성 템펠 1의 충돌 연구 결과와도 일치한다.

외곽 오르트 구름은 보다 큰 물체가 1조 개 이상, 직경 인 물체가 수십억 개 있을 것으로 추정된다. 인접한 물체 사이의 거리는 수천만 킬로미터에 달한다. 총 질량은 불확실하지만, 핼리 혜성을 기준으로 추정하면 지구 질량의 약 5배 정도이다. 과거에는 지구 질량의 380배까지 추정되었으나, 장주기 혜성 크기 분포 연구가 발전하면서 질량 추정치가 낮아졌다. 내곽 오르트 구름(힐스 구름)의 질량은 아직 알려지지 않았다.

현재까지 오르트 구름에 속할 가능성이 있는 천체는 장주기 혜성과 비주기 혜성 외에 90377 세드나, 2000 CR₁₀₅, 2006 SQ₃₇₂, 2008 KV₄₂ 정도가 알려져 있다. 이들은 해왕성의 중력 영향을 받지 않는 궤도를 가지고 있어, 가스 행성의 섭동으로 설명하기 어렵다. 이 천체들의 타원 궤도는 다음과 같은 가설로 설명할 수 있다.

# 태양 근처를 지나가는 별의 영향으로 근일점이 "들어 올려졌다".
# 오르트 구름 내 미지의 행성 크기 천체에 의해 궤도가 교란되었다.
# 해왕성의 높은 이심률 기간이나 해왕성 바깥 원반의 중력에 의해 흩어졌다.
# 지나가는 작은 별들에 의해 포획되었다.

이 중 별의 섭동과 "들어 올림" 가설이 관측 결과와 가장 잘 부합하는 것으로 보인다. 일부 천문학자들은 90377 세드나와 2000 CR₁₀₅를 "확장된 흐트러진 원반" 천체로 분류하기도 한다.

2004년에 소행성으로 발견되었다가 장주기 혜성으로 밝혀진 리니어 혜성(C/2004 YJ35)은 원일점이 약 24300AU , 공전 주기가 약 1134만 년으로 추정된다. 세드나는 원일점이 최대 924AU로, 오르트 구름 소속 여부에 대한 논쟁이 있다.

9. 향후 탐사

10. 다른 항성의 영향

은하의 조석 외에도, 혜성을 태양계 내부로 보내는 주된 요인은 태양계 오르트 구름과 가까운 별들의 중력장 사이의 상호작용이나 거대한 분자 구름으로 여겨진다. 태양이 은하수 평면을 통과하는 궤도는 때때로 다른 항성계와 비교적 가까운 거리를 갖게 한다. 예를 들어, 7만 년 전에 숄츠별이 외부 오르트 구름을 통과했을 것으로 추정된다. 향후 1000만 년 동안, 오르트 구름을 섭동시킬 가능성이 가장 큰 별은 글리제 710이다. 이 과정은 물체를 황도면 밖으로 흩뿌려 잠재적으로 오르트 구름의 구형 분포를 설명할 수 있게 한다.

1984년, 물리학자 리처드 A. 뮬러는 태양이 오르트 구름 내 타원 궤도에 있는, 아직 발견되지 않은 동반성, 즉 갈색 왜성 또는 적색 왜성을 가지고 있다고 가정했다. 네메시스로 알려진 이 물체는 약 2600만 년마다 오르트 구름의 일부를 통과하여 혜성으로 태양계 내부에 충격을 가하는 것으로 추정되었다. 그러나 현재까지 네메시스의 증거는 발견되지 않았으며, 많은 증거(예: 분화구 수)가 그 존재에 의문을 제기했다. 최근의 과학적 분석은 지구의 대멸종이 규칙적이고 반복적인 간격으로 발생한다는 생각을 더 이상 뒷받침하지 않는다. 따라서 네메시스 가설은 현재의 가정을 설명하기 위해 더 이상 필요하지 않다.

유사한 가설이 2002년 라피엣 대학교의 천문학자 존 J. 마테세에 의해 제기되었다. 그는 은하 조석이나 별 교란만으로는 설명할 수 있는 것보다 더 많은 혜성이 가설적 오르트 구름의 특정 영역에서 태양계 내부로 유입되고 있으며, 가장 유력한 원인은 먼 궤도에 있는 목성 질량의 물체일 것이라고 주장했다. 이 가설적인 가스 행성은 티케라는 별명을 얻었다. WISE 임무는 지역 별의 거리를 명확히 하기 위해 시차 측정을 사용하는 전천 탐사로 티케 가설의 입증 또는 반증이 가능했다. 2014년, NASA는 WISE 탐사가 그들이 정의한 어떠한 물체도 배제했다고 발표했다.

현재 태양계에서 63광년 떨어진 공간에 존재하는 항성글리제 710이 약 150만 년 후에 태양에서 약 1광년 떨어진 위치까지 접근할 것으로 예상되므로, 만약 오르트 구름이 존재한다면, 근접하는 공간에 상당한 영향을 줄 것으로 예상된다.

해왕성보다 안쪽 행성에는 직접적인 영향이 없을지라도, 과거에는 이러한 항성의 접근으로 궤도가 교란된 혜성이 태양계 내부로 날아와, 그 일부가 지구에 충돌하여 대량 절멸을 일으켰다는 설이 있다.

숄츠별계는 지금으로부터 약 7만 년 전에 태양에서 52,000au(0.25파섹, 0.82광년) 거리를 통과한 것으로 계산된다. 만약 숄츠별계의 영향으로 오르트 구름에서 혜성이 흩어진다 해도, 태양계 안쪽에 도달하기까지는 200만 년이 걸릴 것으로 보인다.