혜성

개요

혜성은 성운과 비슷한 형태와 길쭉한 타원궤도 때문에 태양계의 다른 구성요소들과 구별된다. 태양을 중심으로 공전하는 천체라는 사실이 밝혀지기 전까지는 불길함의 상징처럼 여겨지기도 했다. 공전 주기는 혜성마다 다르다. 공전 주기가 3년 정도인 엥케 혜성이나 76년 주기인 헬리 혜성처럼 주기가 짧은(단주기) 혜성부터 헤일-밥 혜성(C/1995 O1)처럼 몇 천년 주기(장주기)로 태양을 공전하는 혜성도 있다. 궤도를 예측하기 어려워 지구와 충돌할 가능성에 주목하기도 한다.

구조

혜성이 태양에서 멀리 떨어져 있을 때는 큰 망원경으로 핵만을 볼 수 있다. 혜성의 핵은 불규칙한 모양이며 주로 얼음, 미세한 가루 형태의 탄소같은 물질로 구성되어 있다. 최초로 찍은 혜성 핵의 근접사진은 1986년 지오토 우주선이 찍은 핼리 혜성의 사진으로, 이에 따르면 핵의 색은 매우 검고 표면의 약 90％가 먼지입자로 된 껍질로 덮여 있다는 것이 밝혀졌다. 혜성 핵의 크기는 매우 작은데, 예를 들어 핼리 혜성의 핵은 크기가 15×8㎞ 정도인 길쭉한 형태이며 무게는 약 10¹⁷g이다.

혜성 상상도

혜성의 핵이 태양에 접근하면 먼지로 된 표면은 뜨거워지고, 많은 열이 껍질을 통과해 내부로 전달되면 표면 밑의 얼음이 수증기로 바뀌기 시작한다. 이렇게 생성된 기체는 혜성을 빠져나오면서 먼지입자의 일부를 운반한다. 이런 현상은 혜성이 태양에 약 3AU(천문단위：1AU=1억 4,960만㎞)보다 가까이 접근할 때 일어나기 시작한다. 이렇게 승화된 가스에는 약 80％의 물과 일산화탄소·이산화탄소·메탄·암모니아·탄소황화물 등이 포함되어 있다.

핵을 벗어난 분자는 재빨리 분해되어 2세대 분자인 기(基)와 이온으로 된다. 이들은 태양복사를 흡수해 다른 파장으로 다시 방출하며, 먼지는 태양 빛을 산란시킨다. 태양에서 1AU 내에 들어오면 전형적인 혜성의 핵은 코마(coma)로 둘러싸이는데, 이 코마는 기체와 먼지로 구성되며 지름이 10만㎞ 이상이고 구형이다.

태양에 가까이 접근하면 혜성에는 2개의 꼬리가 생기기도 한다. 고속의 양성자와 전자로 구성된 태양풍이 혜성의 이온을 태양의 반대쪽으로 날려보내 곧게 뻗은 플라스마 꼬리를 만들며, 수㎛ 크기의 먼지 입자로 구성된 제2의 꼬리가 생기기도 하는데, 이 먼지꼬리는 가스 꼬리보다 큰 곡률을 가지며, 일반적으로 그 길이도 가스 꼬리보다 짧다.

미세한 입자에 작용하는 태양복사압의 척력도 꼬리를 태양의 반대쪽을 향하게 만든다. 핵에서 방출된 좀더 큰 입자들은 혜성의 궤도와 거의 동일한 궤도를 갖는다. 이러한 혜성의 입자들은 결국 혜성의 궤도 주위에 모인다. 이것을 유성류라고 하며, 지구가 이 유성류 속을 통과할 때 상층대기에서 나타나는 것이 유성우이다.

기원

혜성의 기원에 대해서는 몇몇 이론이 제시되어 있다. 널리 받아들여지는 이론에 따르면 혜성은 천왕성과 해왕성을 만들고 남은 잔해이기 때문에 태양계만큼이나 오래된 천체라는 것이다. 이 잔해들이 바깥쪽에 위치한 행성들의 중력섭동을 받으면 길쭉한 궤도를 가지게 된다. 태양계를 둘러싸고 있는 '오르트의 구름'이라는 구형 구름 속에 수억 개에 이르는 혜성의 핵이 존재한다. 이러한 핵이 근처의 별이나 태양계의 행성으로부터 중력섭동을 받으면 이 구름을 빠져나오게 된다.

태양계에 대한 응축모형을 주장하는 사람들은 탄생초기 지구에 떨어진 혜성에 의해 지구의 대기와 바다가 형성되었다고 주장한다. 1980년대 중반에 처음으로 우주선을 이용한 혜성연구가 이루어졌다. 1985년 국제혜성탐사선(ICE)으로 알려진 미국의 탐사선이 지아코비니-지너 혜성의 먼지꼬리를 통과했다. 1986년 일본과 소련이 발사한 우주선들이 앞에서 언급한 유럽 우주기관(ESA)의 지오토 탐사선과 함께 핼리 혜성을 스쳐지나가면서 혜성의 화학조성에 관한 많은 유용한 자료와 핵과 코마의 사진을 보내왔다.

잘 알려진 혜성들