혜성에 대한 모든 정보

태양계의 혜성에 대한 정보

혜성은 무엇일까?

우리가 사는 태양계를 구성하는 천체는 항성인 태양을 중심으로 행성, 왜행성과 태양계 소천체인 소행성, 혜성, 해왕성 바깥 천체 등이 있습니다. 밤하늘에 희미하게 빛나고, 지구에 접근하면 빗자루 같은 긴 꼬리를 끄는 혜성은 그 모습에서 '혜성'이라고 합니다. 혜성은 본체의 크기가 몇 킬로미터에서 수십 킬로미터의 아주 작은 천체입니다. 성분은 그 약 80%가 물(얼음 상태)이고 이산화탄소, 일산화탄소, 기타 가스, 그리고 미량의 먼지로 구성됩니다. 행성의 공전 궤도는 황도면이라는 평면에 거의 따라하고 원형에 가까운 타원형을 그립니다. 그와는 대조적으로, 혜성의 공전 궤도는 길쭉한 타원형인 것이 많고, 포물선과 쌍곡선 궤도를 그리는 것도 있습니다. 포물선과 쌍곡선 궤도 혜성은 태양에 접근하는 것은 한 번뿐으로 다시 돌아 오지 않는 (회귀하지 않는) 혜성입니다. 타원 궤도를 가진 혜성 중 공전주기가 200년이 넘지 않는 것을 '단주기 혜성'이라고 하고, 그보다 긴 것은 '장주기 혜성'이라고 편의적으로 구분합니다. 단주기 혜성의 대부분은 거의 행성과 같은 황도면을 따라 행성과 같은 방향으로 공전하고 있습니다. 그러나 장주기 혜성의 궤도는 황도면과는 무관하며 공전의 방향도 일정하지 않습니다. 이처럼 행성과는 다른 공전 궤도를 가진 혜성은 어디에서 오는 것일까요? 혜성의 공급원은 2가지로, '오르트 구름', '카이퍼 대'가 있습니다. 오르트 구름은 태양계 외부 태양에서 수만 천문 단위 근처를 크게 구 모양으로 둘러싼 얼음 미행성이 모인 집단입니다. 대부분의 장주기 혜성은 여기에서 오는 것으로 여겨집니다. 카이퍼 대는 얼음 미행성이 해왕성 궤도 바깥에 황도면을 따라 궤도에 분포되어 있는 곳이고, 단주기 혜성이 여기에서 옵니다. 모두 각각의 장소에 있는 얼음 미행성이 어떠한 원인(행성의 중력)에 의해서 궤도를 바꿔 태양계의 안쪽으로 향하는 궤도에 진입하고, 이윽고 태양에 접근하여 핵과 꼬리를 가진 혜성으로 모습을 바꾸는 것입니다. 태양계 초창기에는 원시 태양계 원반에 존재하고 있던 미행성이 합체해 행성이 만들어졌다고 생각되고 있습니다. 또한 태양으로부터 멀리 떨어져 있던 얼음과 먼지가 섞여 얼음 미행성이 되었습니다. 이 얼음 미행성 중 크게 성장한 행성에 의해 태양계 외부로 흩어진 것이 오르트 구름을 이루었고, 해왕성보다 외부 영역에서 행성의 성장 도중에 남겨진 것이 카이퍼 대에 있다고 알려져 있습니다. 이처럼 태양에서 멀리 떨어진 차가운 곳을 고향으로 하는 혜성은 태양계가 태어났을 무렵 행성 생성 시기의 정보를 그대로 담아 태양을 향해 날아 오는 것입니다. 혜성의 주성분은 물(얼음)이지만, 표면에 모래가 붙은 '더러운 눈덩이'오 비유됩니다. 태양에 가까워지면 그 열로 혜성 본체(핵)의 표면이 조금씩 녹아 붕괴합니다. 그 때 본체의 얼음이 증발 가스와 먼지도 함께 표면에서 방출됩니다. 그 결과, 혜성의 본체가 흐릿한 밝은 빛에 감싸처럼 빛나는 보입니다. 이것을 프레임이라고합니다. 또한 본체에서 방출된 가스와 먼지가 빗자루처럼 보이는 꼬리를 만듭니다. 혜성의 꼬리는 그 성분과 외관에서 크게 두 종류로 나눌 수 있습니다. 하나는 가스가 만드는 '이온의 꼬리(또는 플라즈마 꼬리)'입니다. 방출된 전기를 띤 가스(이온)는 태양풍에 휩쓸려 태양의 반대 방향으로 가늘고 길게 뻗어 있습니다. 다른 하나는 먼지가 만드는 '먼지 꼬리'입니다. 혜성 본체에서 방출된 먼지는 태양 빛의 압력을 받아 태양의 반대 방향으로 뻗어 있지만, 먼지의 크기에 따라 압력받는 방법이 다르기 때문에 혜성의 궤도면에 퍼져 있는 꼬리가 이온 꼬리와는 다른 모습입니다. 일부 곡물의 큰 먼지는 혜성처럼 혜성의 궤도를 계속합니다. 이는 유성우의 근원이 됩니다. 이러한 혜성의 코마와 꼬리가 눈에 관찰된 시작은 혜성이 태양으로부터 약 1천문 단위 전후, 즉 지구의 궤도 정도까지 접근했을 때입니다. 혜성이 태양에 가까워질수록 본체에서 방출되는 가스와 먼지의 양이 많아지기 때문에 프레임이 밝아지고, 꼬리도 밝고 길게 뻗어 있습니다. 그러나 태양에 접근할 때 어느 정도 밝아지는지, 혹은 지구에서 어떻게 보이는지는 혜성 본체의 크기와 표면의 상태, 성분, 지구와의 위치 관계에 따라 다르기 때문에 정확한 예측은 어렵습니다. 원래 관측 된 때 프레임 또는 꼬리 같은 물질의 증발을 볼 수 있는 비항성 모양의 천체가 혜성 그런 증발이 볼 수 없는 별 모양의 천체가 소행성이 되어 있었습니다. 그러나 최근에는 소행성으로 인식되었던 천체가 나중에 혜성이 된 것처럼 증발 활동을 보였습니다. 반대로, 혜성처럼 궤도를 가지면서 증발이 보이지 않는 소행성과 같은 천체도 발견되고 있습니다. 최근에는 소행성 중에도 혜성 활동을 나타내는 천체가 발견되고 있습니다. 이 때문에 혜성과 소행성의 구분이 점차 모호해지고 있다고 말할 수 있습니다. 혜성의 이름은 발견한 사람의 이름을 따서 짓습니다. 발견과 보고가 빠른 순서대로 최대 3명까지 지정됩니다(일부 예외도 있습니다). 발견자 이름은 개인이나 관측 그룹, 천체 관측 위성 등 다양합니다. 그러나 동일한 개인이나 그룹이 여러 혜성을 발견 한 경우 등은 혜성을 구별하기 어렵습니다. 따라서 개별 혜성을 구별할 수 있도록 공식적으로 부호를 붙이게 되어 있습니다. 먼저 발견 된 연대와 발견시기를 나타내는 알파벳, 그시기 몇 번째에 발견되었는지를 나타내는 숫자가 표시됩니다. 또한 처음에는 C/ 또는 P/ 라는 부호를 붙일 수 있습니다. 주기적으로 돌아오는 혜성이 아닌 경우 'C/', 주기 혜성으로 확인된 경우에는 'P/'입니다. 예를 들어, 2013년 3월에 태양에 접근했던 '판스타즈 혜성'은 'C/2011L4(PANSTARRS)'로 표기합니다. 이는 2011년 초반에 발견된 4번째 혜성이라는 의미입니다. 그리고 일단 태양에 접근해 돌아오지 않는 혜성(주기 혜성이 아닌)을 뜻하는 'C/'가 들어가고, 이 부호 다음에 괄호로 "PANSTARRS"라는 발견자(관측 프로젝트)의 이름이 표기되어 있습니다. 혜성의 이름을 지을 때 지켜지는 법칙이 있는데, "I"를 제외하고 A~Y 24 개의 알파벳이 의미하는 바가 다르다. 발견시기에 따라 1월 초반=A, 1월 후반=B, 2월 초반=C ... 12월 후반=Y가 쓰인다.