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힐스 구름

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목차

1. 개요

힐스 구름은 태양계 내부에 존재하며, 오르트 구름보다 태양에 더 가까운 가상의 혜성 밀집 지역이다. 1981년 잭 G. 힐스가 제안했으며, 외부 오르트 구름만으로는 혜성의 궤도를 설명하기 어렵다는 문제에서 출발했다. 힐스 구름은 약 3,000 AU에서 20,000 AU 사이의 거리에 도넛 모양으로 존재하며, 혜성의 공급원 역할을 한다. 힐스 구름의 질량은 오르트 구름보다 더 무거울 것으로 추정되며, 물, 메탄, 에탄, 일산화 탄소, 시안화 수소 등의 얼음과 암석 물질로 구성되어 있을 것으로 예상된다. 힐스 구름의 천체 후보로는 세드나, 2012 VP113 등이 있으며, 힐스 구름은 태양계 생성 초기에 다른 별과의 근접 조우로 형성되었을 가능성이 제기된다.

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힐스 구름
힐스 구름 정보
종류가설적인 천체 집단
위치태양계
구성얼음 덩어리, 혜성 핵
주요 구성 천체장주기 혜성 기원
안쪽 경계250 ~ 1,500 AU (추정)
바깥쪽 경계오르트 구름 안쪽 가장자리
다른 이름안쪽 오르트 구름, 안쪽 구름

2. 역사

힐스 구름 가설은 오르트 구름의 역학과 밀접하게 관련되어 있다. 오르트 구름의 혜성은 주변 환경으로 인해 지속적인 섭동을 받는다. 이로 인해 혜성들은 태양계를 떠나거나, 증발하거나, 태양과 충돌하거나, 거대 행성에 충돌 또는 방출되어 사라진다. 따라서 오랜 시간이 지나면 오르트 구름은 고갈되어야 하지만, 실제로는 여전히 많은 혜성이 존재한다.[4]

이러한 오르트 구름의 지속성을 설명하기 위해 힐스 구름 가설은 내부 오르트 영역에 "힐스 구름"이라는 조밀한 혜성 집단이 존재한다고 가정한다. 힐스 구름에서 방출된 천체는 오르트 구름 영역으로 이동하여 혜성을 보충한다.[4] 힐스 구름은 태양계에서 가장 많은 혜성이 집중되어 있을 가능성이 높다.

힐스 구름의 존재는 많은 천체가 그곳에서 발견되었기 때문에 타당하며, 오르트 구름보다 더 밀도가 높을 것으로 예상된다.[5][6] 가장 가까운 별과의 중력적 상호 작용과 은하 조석 효과는 오르트 구름의 혜성들에게 원형 궤도를 부여했지만, 힐스 구름의 혜성들은 그렇지 않을 수 있다. 힐스 구름의 총 질량은 아직 알려지지 않았지만, 일부 과학자들은 외부 오르트 구름보다 훨씬 무거울 것이라고 추정한다.

2. 1. 오르트 구름 모델

1932년, 에스토니아의 천문학자 에르네스트 외피크는 혜성이 태양계 외곽의 구름에서 기원한다는 가설을 제안했다.[7]
에른스트 외피크
1950년, 네덜란드의 천문학자 얀 오르트는 혜성이 태양계 내부를 반복 통과하면서 파괴되지만, 새로운 혜성이 지속적으로 공급되는 현상을 설명하기 위해 이 가설을 독립적으로 다시 제안했다.[8]

오르트는 1850년에서 1952년 사이에 가장 잘 관측된 46개의 혜성을 연구했다. 혜성 궤도의 긴반지름 역수 분포는 40000AU에서 150000AU 떨어진 곳에 혜성 저장소가 존재한다는 것을 시사했다. 이 저장소는 태양의 영향권 경계에 위치하여 별의 섭동을 받아 혜성을 태양계 안팎으로 이동시킬 수 있다.

2. 2. 힐스 구름 모델의 등장

1980년대에 천문학자들은 오르트 구름이 혜성의 존재를 충분히 설명하지 못한다는 것을 알게 되었다. 오르트 구름의 혜성은 지속적인 섭동으로 인해 태양계를 떠나거나, 증발하거나, 태양 또는 거대 행성과 충돌하여 사라지기 때문에, 오랜 시간이 지나면 혜성이 고갈되어야 하지만 실제로는 그렇지 않았다.

이러한 문제를 해결하기 위해, 1981년 로스앨러모스 국립 연구소의 천문학자 잭 G. 힐스는 오르트 구름 안쪽에 더 조밀한 "힐스 구름"이 존재한다는 가설을 제시했다. 힐스 구름은 오르트 구름보다 훨씬 많은 혜성을 포함하고 있으며, 별의 통과와 같은 외부 섭동에 의해 혜성을 오르트 구름으로 방출하는 역할을 한다. 힐스 구름의 존재는 많은 천체가 그곳에서 발견되었기 때문에 타당하며, 오르트 구름보다 더 밀도가 높을 것으로 예상된다.[5][6]

힐스의 연구에 따르면, 대부분의 장주기 혜성 궤도는 10,000 AU의 장반경을 가지는데, 이는 제안된 오르트 구름의 거리보다 훨씬 가깝다.[5] 또한, 주변 별들의 영향과 은하 조석은 오르트 구름 혜성을 태양에 더 가깝게 보내거나 태양계 밖으로 보낼 수 있다. 힐스는 이러한 문제를 설명하기 위해 외부 오르트 구름보다 수십 배 또는 수백 배나 많은 혜성 핵을 가진 내부 구름의 존재를 제안했다.[5]

내부 오르트 구름을 처음 제안한 천문학자 잭 G. 힐스


이후 몇 년 동안 다른 천문학자들도 힐스 구름을 연구했다. 1982년 시드니 반 덴 베르그, 1983년 마크 E. 베일리가 힐스 구름의 구조를 제안했다.[10] 1986년 베일리는 태양계 혜성 대부분이 오르트 구름 영역이 아닌, 더 가깝고 5,000 AU의 장반경을 가진 내부 구름에 위치한다고 주장했다.[10]

3. 특징

힐스 구름은 오르트 구름의 혜성이 계속해서 흩어지거나 사라짐에도 불구하고, 오르트 구름이 여전히 혜성으로 채워져 있는 이유를 설명해준다. 힐스 구름 가설에 따르면, 오르트 구름 안쪽에 빽빽하게 혜성들이 모여 있는 "힐스 구름"이 존재하며,[4] 이 힐스 구름에서 혜성들이 방출되어 오르트 구름으로 이동하면서 혜성을 보충한다는 것이다.[4]

힐스 구름은 태양계에서 혜성이 가장 많이 모여 있는 곳으로 추정된다. 실제로 힐스 구름에서 많은 천체가 발견되었기 때문에, 그 존재 가능성은 높게 평가받고 있다.[5][6] 또한 오르트 구름보다 밀도가 더 높을 것으로 예상된다.[5][6]

가장 가까운 별과의 중력 상호 작용이나 은하의 조석력은 오르트 구름의 혜성 궤도를 원형으로 만들지만, 힐스 구름의 혜성 궤도는 그렇지 않을 수 있다. 힐스 구름의 총 질량은 아직 알려지지 않았지만, 일부 과학자들은 외부 오르트 구름보다 훨씬 무거울 것이라고 추정한다.

3. 1. 구조 및 구성

힐스 구름은 태양으로부터 약 3,000 AU에서 20,000 AU 사이에 위치하며, 도넛 모양의 구조를 가질 것으로 예상된다.[24] 힐스 구름은 오르트 구름보다 훨씬 밀도가 높으며,[5][6] 수십억에서 수조 개의 혜성 핵을 포함할 것으로 추정된다.[24]

1980년대, 과학자들은 오르트 구름에 태양으로부터 약 3,000 AU에서 시작하여 20,000 AU까지 이어지는 내부 영역이 있을 가능성을 제안했다.[24] 내부 오르트 구름의 천체 수는 약 20조 개로 추산되지만, 그 10배 이상일 수도 있다.[24]

내부 오르트 구름의 주요 모델은 1981년 로스알라모스 국립 연구소의 천문학자 잭 G. 힐스에 의해 제안되었다. 그는 태양계 근처 별의 통과가 "혜성의 비"를 일으켜 지구상에 대량 멸종을 초래했을 가능성을 계산했다. 힐스의 연구는 대부분의 장주기 혜성의 궤도가 10,000 AU의 궤도 긴반경을 가지며, 이는 오르트 구름의 거리로 제안된 것보다 훨씬 태양에 가깝다는 것을 시사했다. 힐스는 이러한 문제를 해결하기 위해 외부 오르트 구름보다 수십 배에서 수백 배 많은 혜성 핵을 가진 내부 구름의 존재를 제안했다.[24]

1982년에는 시드니 반 덴 버그, 1983년에는 마크 E. 베일리가 각각 내부 오르트 구름의 구조를 제안했다. 1986년에 베일리는 태양계 혜성의 대부분은 오르트 구름 영역이 아니라 더 가까운 내부 오르트 구름 안에 있으며, 궤도 긴반경 5,000 AU의 궤도를 그리고 있다고 주장했다.

힐스 구름은 외부 오르트 구름보다 훨씬 더 밀도가 높아야 한다. 힐스 구름이 존재한다면 크기는 5,000~20,000 AU 사이일 것이다.[13] 힐스 구름의 질량은 알려져 있지 않지만, 일부 과학자들은 외부 오르트 구름보다 여러 배 더 무거울 것이라고 생각한다.[3] 마크 E. 베일리는 힐스 구름의 질량을 10,000 AU에 있는 대부분의 천체를 기준으로 했을 때 약 13.8 지구 질량으로 추정한다.[10]

혜성 분석이 전체를 대표한다고 가정하면, 힐스 구름 천체의 대다수는 물, 메탄, 에탄, 일산화 탄소, 시안화 수소와 같은 다양한 얼음으로 구성된다.[14] 그러나 1996 PW의 발견은 힐스 구름이 암석 천체도 포함할 수 있음을 시사한다.[15]

3. 2. 형성 과정

힐스 구름 가설은 오르트 구름의 혜성들이 태양계 주변 환경으로부터 지속적인 섭동을 받는다는 사실과 관련이 깊다. 혜성들은 태양계를 떠나거나 증발하고, 태양이나 거대 행성에 충돌하거나 이끌려 방출되기도 한다. 이러한 이유로 오르트 구름은 오래전에 고갈되었어야 하지만, 여전히 혜성으로 잘 채워져 있다.[4]

힐스 구름 가설은 내부 오르트 영역에 혜성들이 조밀하게 채워진 "힐스 구름"이 존재한다고 가정한다. 힐스 구름에서 방출된 천체는 오르트 구름으로 이동하여 혜성을 보충할 가능성이 높다.[4] 힐스 구름은 태양계에서 혜성이 가장 많이 집중되어 있는 곳일 가능성이 높다.

힐스 구름은 실제로 많은 천체가 발견되었기 때문에 존재 가능성이 높다. 힐스 구름은 오르트 구름보다 더 밀도가 높을 것이다.[5][6] 가장 가까운 별과의 중력 상호 작용과 은하 조석력은 오르트 구름의 혜성들에게 원형 궤도를 부여했지만, 힐스 구름의 혜성들은 그렇지 않을 수 있다. 힐스 구름의 총 질량은 알려져 있지 않지만, 일부 과학자들은 외부 오르트 구름보다 훨씬 무거울 것이라고 추정한다.

많은 과학자들은 힐스 구름이 태양계 형성 초기 8억 년 이내에 태양과 다른 별이 800 AU 거리로 근접하면서 형성되었다고 생각한다. 이는 목성이나 해왕성의 영향도, 조석 효과도 받지 않는 90377 세드나의 특이한 궤도를 설명할 수 있다.[18] 힐스 구름은 오르트 구름보다 "젊을" 가능성이 있다. 그러나 세드나와 다른 두 세드노이드(2012 VP113, 541132 레레아쿠호누아)만이 이러한 불규칙성을 보이며, (87269) 2000 OO67 및 (308933) 2006 SQ372의 경우에는 이 이론이 필요하지 않다. 이들은 모두 태양계의 가스 행성 근처에서 공전하기 때문이다.

많은 과학자들은 태양계가 탄생한 지 8억 년 이내에 태양과 다른 별들이 800 천문 단위(au)의 거리까지 접근하면서 내부 오르트 구름이 형성되었다고 생각한다. 이 현상은 목성이나 해왕성의 영향도 받지 않고, 조석의 영향도 받지 않을 소행성 세드나의 큰 이심률 궤도를 설명할 수 있다.[27] 이 경우, 내부 오르트 구름은 오르트 구름보다 "어릴" 가능성이 있다.

4. 힐스 구름 천체 후보

아직 힐스 구름의 천체가 직접적으로 확인되지는 않았지만, 몇몇 천체들이 힐스 구름의 구성원일 가능성이 제기되고 있다.

힐스 구름의 천체는 주로 물 얼음, 메테인, 암모니아로 구성되어 있다. 천문학자들은 햐쿠타케 혜성과 같이 원일점 거리가 매우 큰 장주기 혜성들이 힐스 구름에서 기원한다고 추정한다.[12]

마이클 브라운과 그의 동료들은 세드나의 발견을 발표하면서, 자신들이 최초의 오르트 구름 천체를 관측했다고 주장했다. 그들은 에리스와 같은 산란 원반 천체와 달리 세드나의 근일점(76 AU)이 해왕성의 중력 작용을 받기에는 너무 멀리 떨어져 있다고 보았다. 그러나 세드나는 힐스 구름에 있는 천체로 예상되는 것보다 태양에 훨씬 더 가깝고, 궤도 경사각은 행성이나 카이퍼 벨트에 가깝다.

는 역행 궤도를 가지고 있어, 힐스 구름이나 오르트 구름에서 기원했을 가능성이 제기된다.[29] 다모클레스와 같이 기원이 의심스러운 다모클로이드도 마찬가지이다.

다음은 힐스 구름 천체 후보로 거론되는 천체들이다.

이름지름
(km)		근일점
(AU)		원일점
(AU)		발견
2012 VP315 ~ 64080.54452012
(90377) 세드나(Sedna)995 ~ 106076.19352003
(87269) 2000 OO28 ~ 8720.81,014.22000
(308933) 2006 SQ50 ~ 10024.172,005.382006
(541132) 레레아쿠호누아(Leleākūhonua)200 ~ 24864.9421232015


4. 1. 세드나 (Sedna)

세드나는 2003년 11월 14일 마이클 E. 브라운, 채드 트루히요, 데이비드 L. 라비노위츠에 의해 발견된 왜행성이다.[19] 분광학적 측정 결과 세드나의 표면은 다른 해왕성 바깥 천체와 유사하게 주로 물 얼음, 메테인, 질소와 톨린의 혼합물로 구성되어 있으며, 태양계에서 가장 붉은 표면 중 하나이다.

세드나의 모습


세드나는 힐스 구름에서 기원했을 가능성이 있는 첫 번째 천체로 여겨지기도 한다. 힐스 구름은 1,500~10,000 AU 사이의 궤도를 가진 천체들로 정의되기도 한다. 그러나 세드나는 힐스 구름의 예상 위치보다 태양에 훨씬 더 가깝다. 근일점은 76 AU로 태양에 가장 가까이 접근하고(다음 접근은 2076년), 11,400년의 타원 궤도를 따라 936 AU까지 멀어진다.[20][21]

세드나는 궤도가 50 AU 거리의 카이퍼 벨트 영역으로 들어가지 않기 때문에 카이퍼 벨트 천체로 간주되지 않으며, 해왕성과 궤도 공명을 하지 않는 "분리된 천체"이다.

이름지름
(km)		근일점
(AU)		원일점
(AU)		발견
(90377) 세드나(Sedna)995 ~ 106076.19352003



4. 2. 2012 VP113

은 세드나와 유사한 궤도를 가지며, 근일점이 해왕성에서 상당히 멀리 떨어져 있다. 궤도는 태양으로부터 80 ~ 448 AU 사이에 위치한다.

4. 3. 기타 혜성

맥노트 혜성(C/2006 P1), 러브조이 혜성(C/2007 E2), 하쿠타케 혜성(C/1996 B2), 맥홀츠 혜성(C/2004 Q2) 등 원일점 거리가 매우 큰 장주기 혜성들은 힐스 구름에서 기원했을 가능성이 있으며, 힐스 구름의 존재를 간접적으로 뒷받침하는 증거로 간주된다.[12]

몇몇 유명한 혜성은 매우 먼 거리에 도달하며 힐스 구름 물체로 간주된다. 예를 들어, 2007년 3월 15일 호주의 천문학자 테리 러브조이에 의해 발견된 러브조이 혜성은 약 1800AU의 원일점을 가졌다. 1996년 아마추어 천문학자 백무 유지에 의해 발견된 하쿠타케 혜성은 3500AU의 원일점을 가지고 있다. 2006년 8월 7일 호주에서 로버트 H. 맥노트에 의해 발견된 맥노트 혜성은 최근 수십 년 동안 가장 밝은 혜성 중 하나가 되었으며, 원일점은 4100AU였다. 2004년 8월 27일 아마추어 천문학자 도널드 맥홀츠에 의해 발견된 맥홀츠 혜성(C/2004 Q2)은 약 5000AU에서 왔다.

2007년 1월 23일에 촬영된 맥노트 혜성

5. 한국의 연구 동향 (추가)

(참조할 원문 소스가 제공되지 않았으므로, 현재 섹션에 대한 내용을 작성할 수 없습니다.)

참조

[1] 문서 Oort cloud
[2] 웹사이트 Astronomie, astéroïdes et comètes http://villemin.gera[...]
[3] 논문 The Formation and Extent of the Solar System Comet Cloud 1987
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[5] 논문 Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud
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[7] 논문 Note on Stellar Perturbations of Nearby Parabolic Orbits
[8] 논문 The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin
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[10] 논문 Cratering constraints on the inner Oort cloud: Steady-state models https://www.research[...]
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[15] 논문 Origin and Evolution of the Unusual Object 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud? 1997-10
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[19] 논문 Discovery of a Candidate Inner Oort Cloud Planetoid
[20] 서적 Trans-Neptunian Objects and Comets Springer 2007
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[24] 웹사이트 How Good Are Those Young Earth Arguments?: Young Earth Evidence - Short-period Comets https://young-earth-[...] 2021-04-07
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[26] 웹사이트 What is the Oort Cloud? https://www.universe[...] 2021-04-07
[27] 서적 Le ciel à découvert https://doi.org/10.4[...] CNRS Éditions
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[32] 저널 Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud 1981
[33] 웹인용 Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.-U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences, p. 251 http://fermat.nap.ed[...] 2007-11-07


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