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혜성의 핵

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목차

1. 개요

혜성의 핵은 혜성의 고체 부분으로, 망원경으로 직접 관측하기 어려워 주변 환경 변화를 통해 연구한다. 과거에는 '날아다니는 모래언덕 모형'과 '더러운 눈덩이 모형'이 제시되었으나, 탐사선의 관측을 통해 '더러운 눈덩이 모형'이 정설로 굳어졌다. 최근에는 혜성의 핵을 '유기 광물'로 보며, 혜성의 기원과 구조, 구성 성분에 대한 연구가 활발히 이루어지고 있다. 혜성 핵의 크기와 밀도는 혜성마다 다르며, 혜성 탐사를 통해 혜성의 어두운 표면, 유기물 존재, 자기장 부재 등의 사실이 밝혀졌다.

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혜성의 핵
혜성의 핵
특징
구성 성분얼음
먼지
작은 암석 입자
크기수백 미터에서 수십 킬로미터
모양불규칙한 형태
색깔매우 어두움 (태양계에서 가장 어두운 물체 중 하나)
자기장자기장이 없음
역할
코마와 꼬리 생성태양 복사열에 의해 증발하면서 가스와 먼지를 방출하여 코마와 꼬리를 형성함
유기 분자 방출복잡한 유기 분자를 방출하여 생명체 기원 연구에 중요한 역할
연구
주요 탐사선지로
로제타
추가 정보
설명혜성의 고체 핵
혜성 활동의 근원
얼음과 먼지가 뭉쳐진 "더러운 눈덩이" 모델로 설명됨

2. 혜성 핵 연구의 역사

혜성의 핵은 아무리 커도 수십 킬로미터밖에 되지 않아, 망원경을 통해 분해하여 볼 수 없다. 대형 망원경을 사용해도 핵은 몇 화소 정도 크기로밖에 보이지 않으며, 이마저도 코마에 가리면 핵을 볼 수 없다.[119] 이러한 문제 때문에, 핵을 연구할 때는 코마 등 주변 환경의 변화를 통해 핵의 상태를 추정하는 방법을 주로 사용한다.

== 날아다니는 모래언덕 모형 ==

1800년대 후반 제시된 "날아다니는 모래언덕" 모형은 혜성을 한 천체가 아닌, 여러 천체가 뭉쳐 다니는 현상으로 보았으며, 혜성 활동이 일어나면 혜성의 '구성원' 자체가 사라진다고 추정했다.[119] 이 모형에서는 혜성의 기원을, 태양이 인근 성운을 지나가며 물질을 포획하였는데, 이 과정에서 태양 주회 궤도에 남은 일부 물질이 혜성이 되었으며, 혜성의 궤도가 멀고 찌그러진 이유도 포획 과정을 거쳤기 때문이라고 설명하였다. 이 이론에는 얼음의 기원을 설명할 수 없다는 문제점이 있었는데, 일부에서는 휘발성 물질이 먼지에 흡착되어 있다고 주장하기도 했다.[120][121][122][123] "날아다니는 모래톱" 모델은 20세기 중반에 레이몬드 리틀턴에 의해 옹호되었다.[10]

== 더러운 눈덩이 모형 ==

프레드 로렌스 위플은 1950년대 혜성을 '얼음 복합체'로 설명하는 이론을 제기하였는데,[124][125] 얼마 지나지 않아 이 이론은 "더러운 눈덩이"라는 별명을 얻게 되었다. 당시 혜성의 궤도는 정밀하게 계산할 수 있었지만, 실제 혜성은 계산값과 달리 하루 정도 일찍 또는 늦게 나타나는 경우가 빈번했다. 위플은 혜성의 핵이 휘발성 물질을 포함한 단일 천체이며, 여기서 발생하는 비대칭적인 추진력이 이러한 현상을 설명한다고 보았다. 1972년까지 모래언덕이론과 눈덩이 이론이 양립하고 있었지만,[126] 베가 2호와 지오토 탐사선이 핼리 혜성에 접근하여 핵으로 보이는 천체 하나에서 제트 여럿이 방출되는 모습을 촬영하면서 논쟁은 종결되었다.[127][128]

== 눈 섞인 흙덩이 모형 ==

상당한 기간 동안 혜성의 핵은 얼음 덩어리에 가깝다고 추정되었으며,[129] 얼음이 표면에 노출되면 기체가 방출되고 내화물이 쌓여 핵이 점차 어두워질 것이라고 예측되었다.[130][131][132][133] 혜성의 핵은 오랫동안 얼어붙은 눈덩이로 상상되었다.[20] 휘플은 이미 별도의 껍질과 내부를 가정했으며, 1986년 핼리 혜성 접근 이전에, 노출된 얼음 표면은 코마 뒤에서도 유한한 수명을 가질 것으로 보였다. 핼리 혜성의 핵은 가스의 우선적인 파괴/탈출과 내화물의 유지를 통해 밝지 않고 어두울 것으로 예측되었다.[21][22][23][24] "먼지 피복"이라는 용어는 35년 이상 널리 사용되었다.[25]

1986년 핼리 혜성 탐사 결과, 혜성의 핵은 단순히 어두운 정도를 넘어, 태양계에서 가장 어두운 천체라는 사실이 밝혀졌으며,[134][26] 기존의 먼지 예측치가 실제보다 매우 낮았다는 점도 드러났다. 미세한 입자와 더 큰 조약돌 모두 우주선 탐지기에서 나타났지만, 지상 망원경에서는 보이지 않았다. 휘발성 물질에는 물과 기타 가스뿐만 아니라 유기물도 포함되었다. 먼지와 얼음 간의 비율도 예상보다 가까웠으며, 밀도는 예측치보다 매우 낮은 0.1 ~ 0.5 g/cm3이었다.[135][27] 하지만 이러한 탐사 결과에도 불구하고, 핵은 대부분 얼음이 차지한다는 이론은 정설로 유지되었다.[127][128][19]

== 현대 이론: 유기 광물 ==

핼리 혜성 탐사 당시에는 혜성의 궤도가 좋지 않아 탐사선이 빠르게 한 번만 지나칠 수 있었다. 하지만 이후 딥 임팩트, 스타더스트, 로제타 등 여러 탐사선의 다양한 탐사와, 슈메이커-레비 9 혜성 등 혜성과 관련된 사건을 통해 혜성 연구에 많은 진척이 이루어졌다.[136][137][138]

혜성의 평균 밀도는 0.6 g/cm3로 측정되었으며, 핵 자체는 미시적 및 거시적 부분 모두에서 다공성이라는 사실도 밝혀졌다. 내화물 대 얼음의 비율은 3:1,[139] 5:1,[140], 6:1,[141][142] 또는 그 이상으로,[143][144][145] 기존에 예측했던 것보다 매우 높았다.[146]

로제타의 탐사 이후에는 광물과 유기물이 대부분을 차지하고, 얼음은 극히 일부밖에 없다는 사실이 밝혀졌다는 점에서, 혜성의 핵을 "유기 광물"이라고 부르는 사례가 등장하기도 하였다.[143] 맨크스 혜성, 다모클로이드 및 활동성 소행성은 두 범주의 물체를 구분하는 명확한 경계선이 없을 수 있음을 보여준다.

2. 1. 날아다니는 모래언덕 모형

1800년대 후반 제시된 "날아다니는 모래언덕" 모형은 혜성을 한 천체가 아닌, 여러 천체가 뭉쳐 다니는 현상으로 보았으며, 혜성 활동이 일어나면 혜성의 '구성원' 자체가 사라진다고 추정했다.[119] 이 모형에서는 혜성의 기원을, 태양이 인근 성운을 지나가며 물질을 포획하였는데, 이 과정에서 태양 주회 궤도에 남은 일부 물질이 혜성이 되었으며, 혜성의 궤도가 멀고 찌그러진 이유도 포획 과정을 거쳤기 때문이라고 설명하였다. 이 이론에는 얼음의 기원을 설명할 수 없다는 문제점이 있었는데, 일부에서는 휘발성 물질이 먼지에 흡착되어 있다고 주장하기도 했다.[120][121][122][123] "날아다니는 모래톱" 모델은 20세기 중반에 레이몬드 리틀턴에 의해 옹호되었다.[10]

2. 2. 더러운 눈덩이 모형

프레드 로렌스 위플은 1950년대 혜성을 '얼음 복합체'로 설명하는 이론을 제기하였는데,[124][125] 얼마 지나지 않아 이 이론은 "더러운 눈덩이"라는 별명을 얻게 되었다. 당시 혜성의 궤도는 정밀하게 계산할 수 있었지만, 실제 혜성은 계산값과 달리 하루 정도 일찍 또는 늦게 나타나는 경우가 빈번했다. 위플은 혜성의 핵이 휘발성 물질을 포함한 단일 천체이며, 여기서 발생하는 비대칭적인 추진력이 이러한 현상을 설명한다고 보았다. 1972년까지 모래언덕이론과 눈덩이 이론이 양립하고 있었지만,[126] 베가 2호와 지오토 탐사선이 핼리 혜성에 접근하여 핵으로 보이는 천체 하나에서 제트 여럿이 방출되는 모습을 촬영하면서 논쟁은 종결되었다.[127][128]

2. 3. 눈 섞인 흙덩이 모형

상당한 기간 동안 혜성의 핵은 얼음 덩어리에 가깝다고 추정되었으며,[129] 얼음이 표면에 노출되면 기체가 방출되고 내화물이 쌓여 핵이 점차 어두워질 것이라고 예측되었다.[130][131][132][133] 혜성의 핵은 오랫동안 얼어붙은 눈덩이로 상상되었다.[20] 휘플은 이미 별도의 껍질과 내부를 가정했으며, 1986년 핼리 혜성 접근 이전에, 노출된 얼음 표면은 코마 뒤에서도 유한한 수명을 가질 것으로 보였다. 핼리 혜성의 핵은 가스의 우선적인 파괴/탈출과 내화물의 유지를 통해 밝지 않고 어두울 것으로 예측되었다.[21][22][23][24] "먼지 피복"이라는 용어는 35년 이상 널리 사용되었다.[25]

1986년 핼리 혜성 탐사 결과, 혜성의 핵은 단순히 어두운 정도를 넘어, 태양계에서 가장 어두운 천체라는 사실이 밝혀졌으며,[134][26] 기존의 먼지 예측치가 실제보다 매우 낮았다는 점도 드러났다. 미세한 입자와 더 큰 조약돌 모두 우주선 탐지기에서 나타났지만, 지상 망원경에서는 보이지 않았다. 휘발성 물질에는 물과 기타 가스뿐만 아니라 유기물도 포함되었다. 먼지와 얼음 간의 비율도 예상보다 가까웠으며, 밀도는 예측치보다 매우 낮은 0.1 ~ 0.5 g/cm3이었다.[135][27] 하지만 이러한 탐사 결과에도 불구하고, 핵은 대부분 얼음이 차지한다는 이론은 정설로 유지되었다.[127][128][19]

2. 4. 현대 이론: 유기 광물

핼리 혜성 탐사 당시에는 혜성의 궤도가 좋지 않아 탐사선이 빠르게 한 번만 지나칠 수 있었다. 하지만 이후 딥 임팩트, 스타더스트, 로제타 등 여러 탐사선의 다양한 탐사와, 슈메이커-레비 9 혜성 등 혜성과 관련된 사건을 통해 혜성 연구에 많은 진척이 이루어졌다.[136][137][138]

혜성의 평균 밀도는 0.6 g/cm3로 측정되었으며, 핵 자체는 미시적 및 거시적 부분 모두에서 다공성이라는 사실도 밝혀졌다. 내화물 대 얼음의 비율은 3:1,[139] 5:1,[140], 6:1,[141][142] 또는 그 이상으로,[143][144][145] 기존에 예측했던 것보다 매우 높았다.[146]

로제타의 탐사 이후에는 광물과 유기물이 대부분을 차지하고, 얼음은 극히 일부밖에 없다는 사실이 밝혀졌다는 점에서, 혜성의 핵을 "유기 광물"이라고 부르는 사례가 등장하기도 하였다.[143] 맨크스 혜성, 다모클로이드 및 활동성 소행성은 두 범주의 물체를 구분하는 명확한 경계선이 없을 수 있음을 보여준다.

3. 혜성 핵의 기원

나선 성운에는 오르트 구름과 유사한 혜성 모임이 있다.


전체적인 관점에서, 혜성은 태양계 바깥쪽에서 행성보다 일찍 만들어졌다고 추정하고 있다.[147] 하지만 혜성이 정확히 언제, 어떻게 형성되었는지는 아직 논란이 계속되고 있다. 3차원 컴퓨터 시뮬레이션에서는 혜성의 핵 구조가 만들어지려면 강도가 약한 미행성이 낮은 속도에서 강착되어야 한다는 결과가 도출되었다.[148][149] 현재 정설로 받아들여지는 성운설에 따르면, 혜성은 행성이 형성되고 남은 미행성이 태양계 외곽에 남아 있는 것이다.[150][151][152]

현재 천문학계에서 보는 혜성의 기원지는 오르트 구름, 산란원반,[153] 소행성대 외곽이 있다.[154][155][156]

3. 1. 혜성 기원지

전체적인 관점에서, 혜성은 태양계 바깥쪽에서 행성보다 일찍 만들어졌다고 추정하고 있다.[147] 하지만 혜성이 정확히 언제, 어떻게 형성되었는지는 아직 논란이 계속되고 있다. 3차원 컴퓨터 시뮬레이션에서는 혜성의 핵 구조가 만들어지려면 강도가 약한 미행성이 낮은 속도에서 강착되어야 한다는 결과가 도출되었다.[148][149] 현재 정설로 받아들여지는 성운설에 따르면, 혜성은 행성이 형성되고 남은 미행성이 태양계 외곽에 남아 있는 것이다.[150][151][152]

현재 천문학계에서 보는 혜성의 기원지는 오르트 구름, 산란원반,[153] 소행성대 외곽이 있다.[154][155][156]

4. 혜성 핵의 크기 및 밀도

큰 혜성의 핵을 비교한 그림으로, 왜행성 명왕성과 위성 미마스와 포보스는 크기 비교를 위해 삽입하였다.


템펠 1 혜성과 하틀리 2 혜성의 핵 비교.


핵 대부분은 크기가 16 km를 넘지 않는다.[187] 핵이 큰 혜성은 토성 궤도 근처를 도는 키론 혜성 (≈200 km), C/2002 VQ94 (LINEAR) (≈100 km), 1729년의 혜성 (≈100 km), 헤일-밥 혜성 (≈60 km), 슈바스만-바흐만 1 혜성 (≈60 km), 스위프트-터틀 혜성 (≈26 km), 뇌이민 1 혜성 (≈21 km)이 있다.

핼리 혜성의 핵(15 × 8 × 8 km)은 감자 모양으로, 얼음과 먼지의 비율이 비슷하다.[187][157]

2001년 9월 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성 옆을 통과하며 핵의 크기가 핼리 혜성[187]의 절반가량(8×4×4 km)밖에 되지 않음을 밝혀냈다.[158] 보렐리 혜성의 핵도 감자 모양이었으며, 표면이 어두웠고,[187] 핼리 혜성처럼 표면에서 얼음이 살짝 노출된 곳에서만 기체가 방출되었다.

헤일-밥 혜성의 핵은 지름이 60 ± 20 km가량으로 비교적 컸는데,[159] 핵이 커 먼지와 기체 방출량이 많았기 때문에 육안으로 볼 수 있을 정도로 밝아진 것이라고 추정하고 있다.

P/2007 R5 혜성의 핵은 지름이 100~200 m밖에 되지 않는 것으로 보인다.[160]

혜성의 핵의 평균 밀도는 약 0.6 g/cm3이다.[161]

일부 혜성의 핵 크기와 밀도
이름크기
(km)		밀도
(g/cm3)		질량
(kg[162])
핼리15 × 8 × 8[187][157]0.6[163]3×1014
템펠 17.6 × 4.9[164]0.62[161]7.9×1013
보렐리8 × 4 × 4[158]0.3[161]2×1013
빌트 25.5 × 4.0 × 3.3[165]0.6[161]2.3×1013
추류모프-게라시멘코큰 쪽: 4.1 × 3.3 × 1.80.4[166]1.0×1013[167]


4. 1. 혜성 핵 크기 비교



혜성 핵은 대부분 크기가 16 km를 넘지 않는다.[187] 핵이 큰 혜성으로는 키론 혜성 (≈200 km), C/2002 VQ94 (LINEAR) (≈100 km), 1729년의 혜성 (≈100 km), 헤일-밥 혜성 (≈60 km), 슈바스만-바흐만 1 혜성 (≈60 km), 스위프트-터틀 혜성 (≈26 km), 뇌이민 1 혜성 (≈21 km) 등이 있다. 켄타우루스족 중 가장 큰 것은 카리클로 (258 km), 키론 (230 km) 등이다.

핼리 혜성의 핵은 15 × 8 × 8 km[187][157] 크기의 감자 모양이며, 얼음과 먼지의 비율이 비슷하다.[187][157] 딥 스페이스 1호가 관측한 보렐리 혜성의 핵은 핼리 혜성의 절반 정도인 8 × 4 × 4 km[158] 크기이며, 마찬가지로 감자 모양에 어두운 표면을 가졌다.[187] 헤일-밥 혜성의 핵은 지름이 약 60 ± 20 km[159]로 비교적 크며, P/2007 R5 혜성의 핵은 지름이 100~200 m[160]로 작다.

혜성 핵의 평균 밀도는 약 0.6 g/cm3이다.[161]

일부 혜성의 핵 크기와 밀도
이름크기 (km)밀도 (g/cm3)질량 (kg[162])
핼리15 × 8 × 8[187][157]0.6[163]3×1014
템펠 17.6 × 4.9[164]0.62[161]7.9×1013
보렐리8 × 4 × 4[158]0.3[161]2×1013
빌트 25.5 × 4.0 × 3.3[165]0.6[161]2.3×1013
추류모프-게라시멘코큰 쪽: 4.1 × 3.3 × 1.8


4. 2. 혜성 핵의 평균 밀도

5. 혜성 핵의 구성 성분

혜성 연구 초기에는 혜성의 주요 구성 성분이 얼음일 것이라고 추정했으며, '더러운 눈덩이 모형'에서는 얼음이 사라질 때 먼지가 같이 딸려 방출된다고 보았다.[168][169] 이 이론을 바탕으로 핼리 혜성의 핵은 얼음 80%, 고체 일산화 탄소 15%, 나머지 5%는 이산화 탄소, 메테인, 암모니아로 구성되어 있다고 추정했다.[187] 또한 핼리 혜성의 핵 반사율이 매우 낮은 이유는 먼지가 얼음층을 완전히 덮고 있기 때문이라고 보았다. 혜성이 자전하면서 표면의 얼음이 태양에 노출되면 기체가 방출된다. 다른 혜성의 구성 성분도 핼리 혜성과 큰 차이가 없을 것으로 여겼다.

하지만 코마를 이루는 주요 구성 성분은 휘발성 물질이기 때문에, 얼음이 많다는 것은 선택 편향에 의한 결과였음이 이후 밝혀졌다.[170][171] 현재는 혜성의 핵 대부분은 암석과 먼지이고,[172] 유기 화합물이 섞여 있으며,[173] 얼음은 20~30%밖에 되지 않는다고 보고 있다.[169][174][175]

로제타 탐사선이 분석한 추류모프-게라시멘코 혜성의 수증기 성분은 지구의 수증기에 비해 경수소 대 중수소 비율이 세 배 높았으며, 이는 지구의 물이 혜성에서 왔을 가능성이 낮음을 암시하는 결과이다.[176][177] 과거에는 물 얼음이 혜성 핵의 주요 구성 성분이라고 생각했다.[59] 더티 스노우볼 모델에서 먼지는 얼음이 후퇴할 때 방출된다.[60] 이를 바탕으로 핼리 혜성 핵의 약 80%는 물 얼음이고, 냉동 일산화 탄소(CO)가 15%를 차지한다. 나머지 대부분은 냉동 이산화 탄소, 메탄 및 암모니아이다.[82] 과학자들은 다른 혜성들도 핼리 혜성과 화학적으로 유사하다고 생각한다. 핼리 혜성의 핵은 또한 극도로 어두운 검은색을 띤다. 과학자들은 혜성의 표면과 아마도 대부분의 다른 혜성들이 얼음 대부분을 덮고 있는 검은 먼지와 암석의 껍질로 덮여 있다고 생각한다. 이러한 혜성은 이 껍질의 구멍이 태양을 향해 회전하여 내부 얼음을 따뜻한 햇빛에 노출시킬 때만 가스를 방출한다.

이 가정은 핼리 혜성에서 시작하여 순진한 것으로 밝혀졌다. 코마의 조성은 핵의 조성을 나타내지 않는데, 활동이 휘발성 물질을 선택하고, 무거운 유기물 분획을 포함한 내화물을 반대하기 때문이다.[61][62] 우리의 이해는 대부분 암석쪽으로 더 발전했다.[63] 최근 추정에 따르면 물은 전형적인 핵의 질량 중 20-30%에 불과할 수 있다.[64][65][60] 대신, 혜성은 유기 물질과 광물이 주를 이룬다.[66] 추류모프-게라시멘코와 아로코스의 데이터, 그리고 부착에 대한 실험실 실험 결과, 내화물 대 얼음 비율이 1보다 작을 수 없음을 시사한다.[67]

''로제타'' 임무에 의해 결정된 추류모프-게라시멘코 혜성의 수증기 조성은 지구에서 발견된 것과 실질적으로 다르다. 혜성에서 나온 물의 중수소 대 수소 비율은 지구의 물에서 발견된 것의 3배로 결정되었다. 이로 인해 지구의 물이 추류모프-게라시멘코와 같은 혜성에서 왔을 가능성은 낮다.[68][69] "탄소 부족"[70][71]

혜성 핵의 전형적인 화학 조성
(H2O를 100으로)
분자식명칭조성비
H2O물100
CO일산화 탄소1–30
CO2이산화 탄소3–6
H2CO포름알데히드0.1–4
CH3OH메탄올0.1–4
HCOOH개미산~0.1
CH3COOH아세트산~0.1
CH3CHO아세트알데히드~0.01
HNCO이소시안산~0.1
NH2CHO폼아미드~0.01
CH4메탄0.1–0.5
C2H2아세틸렌0.1–0.3
C2H6에탄0.1–0.7
NH3암모니아0.5–1.5
HCN시안화 수소0.1–0.3
HNC이소시안화 수소0.01–0.04
CH3CN아세토니트릴~0.01
HC3N모노시아노아세틸렌~0.02
H2S황화 수소0.3–1.5
H2CS티오포름알데히드~0.05
OCS옥시황화 탄소0.2–0.5
SO2이산화 황~0.1
SO일산화 황~0.5
CS일황화 탄소~0.2
CS2이황화 탄소0.1–0.2
NS일황화 질소≥0.02
S2이원자 황~0.005


5. 1. 주요 구성 성분

혜성 연구 초기에는 혜성의 주요 구성 성분이 얼음일 것이라고 추정했으며, '더러운 눈덩이 모형'에서는 얼음이 사라질 때 먼지가 같이 방출된다고 보았다.[168][169] 이 이론을 바탕으로 핼리 혜성의 핵은 얼음 80%, 고체 일산화 탄소 15%, 나머지 5%는 이산화 탄소, 메테인, 암모니아로 구성되어 있다고 추정했다.[187] 또한 핼리 혜성의 핵 반사율이 매우 낮은 이유는 먼지가 얼음층을 완전히 덮고 있기 때문이라고 보았다. 혜성이 자전하면서 표면의 얼음이 태양에 노출되면 기체가 방출된다.

하지만 코마를 이루는 주요 구성 성분이 휘발성 물질이라는 점 때문에, 얼음이 많다는 것은 선택 편향에 의한 결과였음이 밝혀졌다.[170][171] 현재는 혜성 핵의 대부분이 암석과 먼지이고,[172] 유기 화합물이 섞여 있으며,[173] 얼음은 20~30%밖에 되지 않는다고 본다.[169][174][175]

로제타 탐사선이 분석한 추류모프-게라시멘코 혜성의 수증기 성분은 지구의 수증기에 비해 경수소 대 중수소 비율이 세 배 높아, 지구의 물이 혜성에서 왔을 가능성이 낮음을 보여준다.[176][177]

혜성 핵의 전형적인 화학 조성(H2O를 100으로 기준)은 다음과 같다.

혜성 핵의 전형적인 화학 조성
(H2O를 100으로)
분자식명칭조성비
H2O물100
CO일산화 탄소1–30
CO2이산화 탄소3–6
H2CO포름알데히드0.1–4
CH3OH메탄올0.1–4
HCOOH개미산~0.1
CH3COOH아세트산~0.1
CH3CHO아세트알데히드~0.01
HNCO이소시안산~0.1
NH2CHO폼아미드~0.01
CH4메탄0.1–0.5
C2H2아세틸렌0.1–0.3
C2H6에탄0.1–0.7
NH3암모니아0.5–1.5
HCN시안화 수소0.1–0.3
HNC이소시안화 수소0.01–0.04
CH3CN아세토니트릴~0.01
HC3N모노시아노아세틸렌~0.02
H2S황화 수소0.3–1.5
H2CS티오포름알데히드~0.05
OCS옥시황화 탄소0.2–0.5
SO2이산화 황~0.1
SO일산화 황~0.5
CS일황화 탄소~0.2
CS2이황화 탄소0.1–0.2
NS일황화 질소≥0.02
S2이원자 황~0.005


5. 2. 혜성 핵과 지구의 물

혜성 연구 초기에는 혜성의 주요 구성 성분이 얼음일 것이라고 추정했으며, 더러운 눈덩이 모형에서는 얼음이 사라질 때 먼지가 같이 딸려 방출된다고 보았다.[169] 이 이론을 기준으로 계산했을 때, 핼리 혜성의 핵은 얼음이 80%, 고체 일산화 탄소가 15%, 나머지 5%는 이산화 탄소, 메테인, 암모니아로 구성되어 있으며,[187] 핼리 혜성의 핵이 반사율이 매우 낮다는 점은 먼지가 얼음층을 완전히 덮고 있기 때문으로 추정하고 있다. 혜성이 자전하는 중 표면에 얼음이 노출된 부분이 태양을 향하게 되면 기체가 방출되게 된다. 다른 혜성의 구성 성분도 핼리 혜성과 큰 차이가 없을 것으로 여겼다.

하지만 코마를 이루는 주요 구성 성분은 휘발성 물질이기 때문에, 얼음이 많다는 것은 선택 편향에 의한 결과였음이 이후 밝혀졌다.[170][171] 현재는 혜성의 핵 대부분은 암석과 먼지이고,[172] 유기 화합물이 섞여 있으며,[173] 얼음은 20~30%밖에 되지 않는다고 보고 있다.[169][174][175]

로제타 탐사선이 분석한 추류모프-게라시멘코 혜성의 수증기 성분은 지구의 수증기에 비해 경수소 대 중수소 비율이 세 배 높았으며, 이는 지구의 물이 혜성에서 왔을 가능성이 낮음을 암시하는 결과이다.[176][177]

6. 혜성 핵의 구조

추류모프-게라시멘코 혜성의 표면을 10 km 거리에서 촬영한 모습.


추류모프-게라시멘코 혜성을 관측한 결과, 제트 형태로 물 일부가 핵에서 탈출하기는 하지만, 80% 이상은 표면 밑에 모인다는 사실이 밝혀졌다.[178] 따라서, 혜성 바깥에 얼음이 노출되었다는 것은 혜성 활동에 의한 것일 가능성이 크며, 혜성 전체가 얼음으로 덮이는 현상은 혜성이 형성될 때만 이루어지는 것이 아니라는 이론이 제기되었다.[178][179]

혜성 67P/추류모프-게라시멘코에서 생성된 일부 수증기는 핵에서 탈출할 수 있지만, 그 중 80%는 표면 아래 층으로 재응축된다.[72] 이러한 관찰은 표면에 가까이 노출된 얇은 얼음이 풍부한 층이 혜성 활동과 진화의 결과일 수 있으며, 혜성 형성 초기에 전반적인 층상 구조가 반드시 나타나는 것은 아님을 시사한다.[72][73]

|섬네일|허블 우주망원경이 관측한, 슈바스만-바흐만 3 혜성이 분해되는 모습.]]

|thumb|허블 우주 망원경이 본 혜성 73P/슈바스만-바흐만 3의 B 조각의 붕괴]]

혜성에 착륙한 필레 탐사선은 먼지층의 두께가 20 cm에 달하고, 그 밑은 순수 얼음층이거나 얼음과 먼지가 섞인 층으로 이루어진 것으로 보이며, 공극률 또한 핵의 중심으로 갈수록 증가한다.[180]

필레 착륙선이 혜성 67P/추류모프-게라시멘코에서 수행한 측정에 따르면, 먼지층은 최대 20 cm 두께일 수 있다. 그 아래에는 단단한 얼음 또는 얼음과 먼지의 혼합물이 있다. 다공성은 혜성 중심부로 갈수록 증가하는 것으로 보인다.[74]

현재 천문학자 다수는 핵이 돌무더기나 작은 얼음질 미행성이 모여 형성된 것으로 보나,[181] 로제타의 탐사 결과에 따르면 혜성은 단순히 여러 물질이 뭉친 돌무더기 천체는 아닌 것으로 보인다.[182][183][184] 혜성의 형성 과정에서 충돌이 주는 영향에 대해서는 아직 확실하지 밝혀진 사실이 없다.[185][186]

대부분의 과학자들은 모든 증거가 혜성의 핵 구조가 이전 세대의 작은 얼음 잔해 더미 행성체로 처리되었음을 나타낸다고 생각했지만,[75] 로제타 임무는 혜성이 이질적인 물질의 "잔해 더미"라는 생각을 불식시켰다.[76][77] 로제타 임무는 혜성이 이질적인 물질의 "잔해 더미"일 수 있음을 나타냈다.[78] 형성 과정과 직후의 충돌 환경에 대한 데이터는 결론적이지 않았다.[79][80][81]

6. 1. 혜성 핵 표면

추류모프-게라시멘코 혜성을 관측한 결과, 제트 형태로 물 일부가 핵에서 탈출하기는 하지만, 80% 이상은 표면 밑에 모인다는 사실이 밝혀졌다.[178] 따라서, 혜성 바깥에 얼음이 노출되었다는 것은 혜성 활동에 의한 것일 가능성이 크며, 혜성 전체가 얼음으로 덮이는 현상은 혜성이 형성될 때만 이루어지는 것이 아니라는 이론이 제기되었다.[178][179]

혜성에 착륙한 필레 탐사선은 먼지층의 두께가 20 cm에 달하고, 그 밑은 순수 얼음층이거나 얼음과 먼지가 섞인 층으로 이루어진 것으로 보이며, 공극률 또한 핵의 중심으로 갈수록 증가한다.[180]

현재 천문학자 다수는 핵이 돌무더기나 작은 얼음질 미행성이 모여 형성된 것으로 보나,[181] 로제타의 탐사 결과에 따르면 혜성은 단순히 여러 물질이 뭉친 돌무더기 천체는 아닌 것으로 보인다.[182][183][184] 혜성의 형성 과정에서 충돌이 주는 영향에 대해서는 아직 확실하지 밝혀진 사실이 없다.[185][186]

6. 2. 혜성 핵 내부

추류모프-게라시멘코 혜성을 관측한 결과, 제트 형태로 물 일부가 핵에서 탈출하기는 하지만, 80% 이상은 표면 밑에 모인다는 사실이 밝혀졌다.[178] 따라서, 혜성 바깥에 얼음이 노출되었다는 것은 혜성 활동에 의한 것일 가능성이 크며, 혜성 전체가 얼음으로 덮이는 현상은 혜성이 형성될 때만 이루어지는 것이 아니라는 이론이 제기되었다.[178][179]

혜성에 착륙한 필레 탐사선은 먼지층의 두께가 20 cm에 달하고, 그 밑은 순수 얼음층이거나 얼음과 먼지가 섞인 층으로 이루어진 것으로 보이며, 공극률 또한 핵의 중심으로 갈수록 증가한다.[180]

현재 천문학자 다수는 핵이 돌무더기나 작은 얼음질 미행성이 모여 형성된 것으로 보나,[181] 로제타의 탐사 결과에 따르면 혜성은 단순히 여러 물질이 뭉친 돌무더기 천체는 아닌 것으로 보인다.[182][183][184] 혜성의 형성 과정에서 충돌이 주는 영향에 대해서는 아직 확실하지 밝혀진 사실이 없다.[185][186]

6. 3. 혜성 핵 분해

일부 혜성의 핵은 강도가 약하며, 혜성이 분해되는 현상이 여럿 관찰되어 이러한 이론을 뒷받침한다.[187][82][94] 대표적인 분해된 혜성으로는 1846년 비엘라 혜성,[188][83][95] 1992년 슈메이커-레비 9 혜성,[189][84][96] 1995년~2006년 슈바스만-바흐만 3 혜성이 있다.[190][85][97] 고대 그리스의 역사학자 에포루스는 기원전 373년 겨울에 혜성이 쪼개지는 현상을 기록했다. 혜성이 분해되는 원인으로는 열복사, 내부 기체 압력, 충돌 등이 추정된다.[191][86][98]

뇌이민 3 혜성과 반 비스브룩 혜성은 1850년 1월 목성에 접근하기 전 궤도가 거의 일치하여, 하나의 혜성이 목성에 접근한 후 둘로 쪼개진 것으로 추정된다.[192][87][99]

7. 혜성 핵의 반사율

혜성의 핵은 태양계에서 가장 어두운 천체 중 하나이다. 지오토 탐사선은 핼리 혜성의 핵이 들어오는 빛의 약 4%만을 반사하며,[193][88][93] 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성의 핵이 빛의 2.4% ~ 3.0% 만을 반사한다는 사실을 알아냈다.[193][88][93] 참고로, 새로 설치한 아스팔트의 반사율은 약 7%이다.[88][93]

핵의 어두운 표면은 복잡한 유기 화합물로 구성된 것으로 추정되며, 혜성이 태양빛을 받으며 휘발성 물질이 사라지고 남은 무거운 장쇄 유기물은 타르나 석유처럼 매우 어둡게 보인다.[93] 혜성 핵의 낮은 반사율은 열 흡수를 용이하게 하여 가스 방출을 일으킨다.[193][88][93]

근지구 소행성 중 약 6%는 더 이상 기체가 나오지 않는 사혜성(혜성-소행성 전이 천체)의 핵으로 추정된다.[194][89][109] 14827 히프노스와 3552 돈키호테는 혜성 수준의 낮은 반사율을 보여 사혜성 후보로 여겨진다.[194][89][109]

7. 1. 혜성 핵 반사율 비교

혜성의 핵은 태양계에서 가장 어두운 천체 중 하나이다. 지오토 탐사선은 핼리 혜성의 핵이 들어오는 빛의 약 4%만을 반사하며,[193][88][93] 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성의 핵이 빛의 2.4% ~ 3.0% 만을 반사한다는 사실을 알아냈다.[193][88][93] 참고로, 새로 설치한 아스팔트의 반사율은 약 7%이다.[88][93]

핵의 어두운 표면은 복잡한 유기 화합물로 구성된 것으로 추정되며, 혜성이 태양빛을 받으며 휘발성 물질이 사라지고 남은 무거운 장쇄 유기물은 타르나 석유처럼 매우 어둡게 보인다.[93] 혜성 핵의 낮은 반사율은 열 흡수를 용이하게 하여 가스 방출을 일으킨다.[193][88][93]

근지구 소행성 중 약 6%는 더 이상 기체가 나오지 않는 사혜성의 핵으로 추정된다.[194][89][109] 14827 히프노스와 3552 돈키호테는 혜성 수준의 낮은 반사율을 보여 사혜성 후보로 여겨진다.[194][89][109]

7. 2. 어두운 표면의 원인

혜성의 핵은 태양계에서 가장 어두운 천체 중 하나이다. 지오토 탐사선은 핼리 혜성의 핵이 들어오는 빛의 4%가량만을 반사하며,[193][88][93] 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성의 핵은 빛의 2.4% ~ 3.0% 만을 반사한다는 사실을 알아냈다.[193][88][93] 참고로, 막 설치한 아스팔트의 반사율은 약 7%가량이다. 표면을 덮는 어두운 물질은 복잡한 유기 화합물로 보고 있는데, 혜성이 태양빛을 받으며 휘발성 물질이 사라지고 남은, 타르나 석유처럼 매우 어둡게 보이는 무겁고 긴 사슬형 유기물로 추정된다. 핵의 표면이 어둡기 때문에 열을 잘 흡수하여, 가스 방출이 더 쉽게 일어난다.

근지구 소행성 중 6%가량은 더 이상 기체가 나오지 않는 사혜성(혜성-소행성 전이 천체)의 핵으로 추정하고 있다.[194][89][109] 근지구 소행성 중 14827 히프노스와 3552 돈키호테는 혜성 정도로 반사율이 낮기 때문에, 사혜성 후보로 여겨지고 있다.

8. 혜성 탐사

지오토 탐사선은 혜성 핵에 처음으로 접근한 탐사선으로, 핼리 혜성 핵에서 596 km 떨어진 곳에서 사진을 찍어 보내왔다.[195][90] 지오토 탐사선은 혜성에서 분출되는 제트, 어두운 표면, 유기물의 존재를 처음으로 기록했다.[195][90][91] 지오토는 핼리 혜성 근처를 지나가던 중 혜성에서 나오는 입자에 약 12,000번가량 부딪혔으며, 그 중 1그램 무게의 입자와의 충돌로 인해 관제소와의 통신이 잠시 끊기기도 했다.[195][90] 핼리 혜성은 이론적으로 제트 7개에서 초당 3톤가량의 물질을 방출하고 있었으며,[196][92] 이로 인해 장기적인 관점에서 혜성이 진동하는 결과를 낳았다.[111][2] 지오토는 핼리 혜성 탐사 이후 그리그-스켈러럽 혜성에도 100 km 거리까지 접근하였다.[195][90]

로제타와 필레 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 자기장을 발견하지 못했는데, 이를 통해 미행성 형성 당시에는 자기장이 큰 영향을 주지 않은 것으로 추정할 수 있다.[112][113][3][4] 또한, 로제타 탐사선의 ALICE 분광기는 혜성 핵 위 1 km 이내에서 태양 복사에 의한 물 분자의 광이온화로 생성된 전자가 이전에 생각했던 것과 달리 태양으로부터 온 광자가 아닌, 혜성 핵에서 방출되어 코마로 들어가는 물과 이산화 탄소 분자의 분해를 담당한다는 것을 밝혀냈다.[114][115][5][6]

템펠 1
스타더스트


보렐리
딥 스페이스 1호


빌트 2
스타더스트


하틀리 2
딥 임팩트


추류모프-게라시멘코
로제타


이미 탐사된 혜성들은 다음과 같다.

  • 핼리 혜성
  • 26P/그리그-스케옐럽 혜성
  • 템펠 1 혜성 (충돌체로 타격)
  • 보렐리 혜성
  • 와일드 2 혜성
  • 하틀리 2 혜성
  • C/2013 A1 (사이딩 스프링) - 화성 우주선과의 계획에 없던 조우
  • 67P/추류모프-게라시멘코 혜성 (착륙)

8. 1. 주요 혜성 탐사선

지오토 탐사선은 혜성 핵에 처음으로 접근한 탐사선으로, 핼리 혜성 핵에서 596 km 떨어진 곳에서 사진을 찍어 보내왔다.[195][90] 지오토 탐사선은 혜성에서 분출되는 제트, 어두운 표면, 유기물의 존재를 처음으로 기록했다.[195][90][91] 지오토는 핼리 혜성 근처를 지나가던 중 혜성에서 나오는 입자에 약 12,000번가량 부딪혔으며, 그 중 1그램 무게의 입자와의 충돌로 인해 관제소와의 통신이 잠시 끊기기도 했다.[195][90] 핼리 혜성은 이론적으로 제트 7개에서 초당 3톤가량의 물질을 방출하고 있었으며,[196][92] 이로 인해 장기적인 관점에서 혜성이 진동하는 결과를 낳았다.[111][2] 지오토는 핼리 혜성 탐사 이후 그리그-스켈러럽 혜성에도 100 km 거리까지 접근하였다.[195][90]

로제타와 필레 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 자기장을 발견하지 못했는데, 이를 통해 미행성 형성 당시에는 자기장이 큰 영향을 주지 않은 것으로 추정할 수 있다.[112][113][3][4] 또한, 로제타 탐사선의 ALICE 분광기는 혜성에서 방출된 물과 이산화 탄소 분자가 분해되는 원인이 기존 이론처럼 광자가 아닌, 물 분자가 광이온화되며 생겨난 전자에 의한 것임을 밝혀냈다.[114][115][5][6]



탐사된 혜성 목록은 다음과 같다.


  • 핼리 혜성
  • 26P/그리그-스케옐럽 혜성
  • 템펠 1 혜성 (충돌체로 타격)
  • 보렐리 혜성
  • 빌트 2 혜성
  • 하틀리 2 혜성
  • C/2013 A1 (사이딩 스프링) - 화성 우주선과의 계획에 없던 조우
  • 67P/추류모프-게라시멘코 혜성 (착륙)

8. 2. 혜성 탐사를 통해 밝혀진 사실

지오토 탐사선은 혜성 핵에 처음으로 접근하여 596 km 떨어진 곳에서 사진을 찍어 보내왔다.[195] 지오토 탐사선은 혜성에서 분출되는 제트, 어두운 표면, 유기물의 존재를 처음으로 기록했다.[195] 지오토는 핼리 혜성 근처를 지나가던 중 혜성에서 나오는 입자에 약 12,000번가량 부딪혔으며, 그 중 1그램 무게의 입자와 충돌하여 관제소와 통신이 잠시 끊기기도 했다.[195] 핼리 혜성은 이론적으로 제트 7개에서 초당 3톤가량의 물질을 방출하고 있었으며,[196] 이로 인해 장기적인 관점에서 혜성이 진동하는 결과를 낳았다.[111] 지오토는 핼리 혜성 탐사 이후 그리그-스켈러럽 혜성에도 100 km 거리까지 접근하였다.[195]

로제타와 필레 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 자기장을 발견하지 못했는데, 이를 통해 미행성 형성 당시에는 자기장이 큰 영향을 주지 않은 것으로 추정할 수 있다.[112][113] 또한, 로제타 탐사선의 ALICE 장비는 혜성에서 방출된 물과 이산화 탄소 분자가 분해되는 원인이 기존 이론처럼 광자가 아닌, 물 분자가 광이온화되며 생겨난 전자에 의한 것임을 밝혀냈다.[114][115]

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템펠 1
딥 임팩트		템펠 1
스타더스트		보렐리
딥 스페이스 1호		빌트 2
스타더스트		하틀리 2
딥 임팩트		추류모프-게라시멘코
로제타



이미 탐사된 혜성들은 다음과 같다.


  • 핼리 혜성
  • 26P/그리그-스케옐럽 혜성
  • 템펠 1 혜성 (충돌체로 타격)
  • 보렐리 혜성
  • 와일드 2 혜성
  • 하틀리 2 혜성
  • C/2013 A1 (사이드 스프링) - 화성 우주선과의 계획에 없던 조우
  • 67P/추류모프-게라시멘코 혜성 (착륙)

9. 혜성과 관련된 한국의 연구 및 우주 탐사

10. 결론 및 전망

참조

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[4] 논문 Rosetta's comet has no magnetic field 2015-04-14
[5] 웹사이트 NASA Instrument on Rosetta Makes Comet Atmosphere Discovery http://www.jpl.nasa.[...] 2015-06-02
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[7] 뉴스 Philae probe finds evidence that comets can be cosmic labs https://www.washingt[...] 2015-07-30
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보렐리: 타원체(8x4x4 km)의 부피에 밀도 0.3 g/cm3을 곱하면 질량이 산출된다: 2.0E+13 kg
빌트 2: 타원체(5.5x4.0x3.3 km)의 부피에 밀도 0.6 g/cm3을 곱하면 질량이 산출된다: 2.28E+13 kg
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