혜성에 관하여
혜성은 태양에 접근할 때 더워지며 가스를 방출하게 되는 얼음으로 덮인 작은 천체입니다. 이런 현상을 가스 방출이라 칭합니다. 이 과정으로 인해 중력에 의해 결합되지 않은 넓은 대기, 즉 혼수상태가 형성되며, 가끔 이 혼수상태에서 가스와 먼지가 섞인 꼬리가 형성되기도 합니다. 이런 현상은 태양의 복사 에너지와 태양풍이 혜성의 핵에 미치는 영향 때문에 일어납니다. 혜성의 핵은 지름이 수백 미터에서 수십 킬로미터에 달하며, 얼음과 먼지, 작은 암석 입자들로 이루어진 느슨한 집합체입니다. 혼수상태는 지구의 지름의 최대 15배까지 커질 수 있으며, 꼬리는 천문학적 단위로 수십만 킬로미터까지 길어질 수 있습니다. 충분히 밝고 가까우면, 혜성은 망원경 없이도 지구에서 관찰될 수 있으며, 하늘을 가로지르는 커다란 호를 그립니다. 혜성은 오랫동안 다양한 문화와 종교에 의해 관측되고 기록되어 왔습니다. 혜성은 대체로 매우 이심률이 높은 타원형 궤도를 가지며, 궤도 주기는 몇 년에서 수백만 년에 이르기까지 다양합니다. 단기 혜성은 카이퍼 벨트나 관련된 산란 원반에서 시작되는 반면, 장기 혜성은 오르트 구름에서 유래하며, 이는 별들 사이의 중간 지점까지 이어지는 얼음 덩어리로 이루어진 구형 구름으로 생각됩니다. 장기 혜성은 지나가는 별들과 은하의 중력적 섭동에 의해 태양 방향으로 움직입니다. 쌍곡선 궤도를 가진 혜성은 태양계를 한 번 지나간 후 성간 공간으로 날아갈 수 있습니다. 혜성의 나타남을 유령이라고 합니다. 여러 번 태양 근처를 지나며 멸종된 혜성은 대부분의 불안정한 얼음과 먼지를 잃어버려 소행성과 유사하게 보일 수 있습니다. 소행성은 주로 목성 궤도 안쪽에서 형성되어 혜성과는 다른 기원을 가집니다. 그러나 활동적인 주대 혜성과 켄타우로스 소행성의 발견으로 이 두 천체의 경계가 모호해졌습니다. 21세기 초에는 태양계 내부 소행성의 특성을 가지면서도 장기 혜성 궤도를 지닌 작은 천체들이 발견되어 맹크스 혜성으로 불렸습니다. 이들은 여전히 혜성으로 분류됩니다. 2013년부터 2017년까지 27개의 맹크스 혜성이 발견되었습니다.
혜성의 핵
혜성의 핵은 "더러운 눈덩이"로 묘사되는데, 이는 그 구성요소가 암석, 먼지, 얼음, 얼어붙은 이산화탄소, 일산화탄소, 메탄, 암모니아 등으로 이루어진 혼합물이기 때문입니다. 이러한 구성은 혜성이 태양계 초기의 물질을 보존하고 있다는 것을 의미합니다. 이들 중 일부는 생명의 기본 구성 요소인 복잡한 유기 화합물과 아미노산을 포함합니다. 예를 들어, 글리신이라는 아미노산이 혜성 먼지에서 발견되었으며, 이는 생명의 기원과 관련하여 중요한 발견입니다. 혜성 핵의 표면은 건조하고 먼지가 많으며, 이는 얼음이 표면 아래에 숨겨져 있음을 시사합니다. 핵의 알베도가 매우 낮아, 태양계에서 가장 반사율이 낮은 물체 중 하나입니다. 이는 혜성 표면이 복잡한 유기 화합물로 이루어져 있으며, 태양열 가열에 의해 가벼운 휘발성 화합물이 제거되고 어두운 유기 화합물이 남는다는 것을 의미합니다. 또한, 혜성의 핵은 자기장이 없으며, 이는 미행성체의 초기 형성에 자성이 역할을 하지 않았을 수도 있음을 시사합니다. 이러한 발견은 로제타와 필레 우주선 미션을 통해 이루어졌으며, 혜성 표면에서는 최소 16개의 유기 화합물이 발견되었습니다. 혜성의 연구는 태양계의 초기 조건과 생명의 기원에 대한 이해를 넓히는 데 중요한 역할을 합니다. 혜성 핵의 구성과 특성을 연구함으로써, 과학자들은 태양계의 형성과 초기 화학적 조건에 대한 중요한 단서를 얻을 수 있습니다. 이러한 연구는 또한 지구 외 생명체의 존재 가능성과 생명의 기원에 대한 이해를 높이는 데 기여할 수 있습니다.
코마혜성
혜성은 태양계에서 매우 흥미로운 천체 중 하나입니다. 혜성의 핵에서 방출된 먼지와 가스는 태양의 복사압과 태양풍의 영향을 받아 거대한 "코마"와 "꼬리"를 형성합니다. 이 꼬리는 태양을 향해 항상 지향되어 있으며, 혜성이 태양에 가까워질 때 가장 잘 관찰됩니다. 혜성의 코마는 주로 물과 먼지로 구성되어 있으며, 태양에 접근할 때 이러한 물질들이 태양의 열로 인해 기화되어 방출됩니다. 이 과정에서 혜성은 활동적인 상태가 되며, 때로는 극도로 거대해져 태양보다 큰 크기를 가질 수도 있습니다. 예를 들어, 2007년 혜성 17P/홈즈는 태양보다 큰 먼지 대기를 가지고 있었으며, 1811년의 대혜성은 태양 직경만큼의 코마를 가지고 있었습니다. 또한, 혜성은 X선을 방출할 수 있으며, 이는 태양풍과 혜성 사이의 상호 작용으로 인해 발생합니다. 고도로 충전된 태양풍 이온이 혜성 대기를 통과할 때 혜성의 원자 및 분자와 충돌하여 X선과 원자외선 광자를 방출합니다. 혜성이 태양에 접근하면서 가스 방출 속도가 증가하고, 이로 인해 혼수 상태가 확장되며 활 충격파가 형성됩니다. 이 활 충격파는 혜성이 태양계 내부를 통과하는 동안 관찰될 수 있으며, 로제타 우주선은 혜성 67P/Churyumov-Gerasimenko에서 활 충격파의 초기 단계를 관찰하는 데 성공했습니다. 혜성의 이러한 현상들은 우리에게 태양계의 역동적인 성질과 태양과 천체들 사이의 상호 작용에 대한 귀중한 정보를 제공합니다. 혜성의 관측은 천문학자들에게 태양계의 기원과 진화에 대한 깊은 이해를 가능하게 합니다.
혜성 꼬리
외부 태양계에서 혜성은 대부분 얼어붙고 비활성 상태로 남아 있으며, 이로 인해 그 크기가 작고 멀어 탐지하기 어렵습니다. 하지만 허블 우주 망원경을 통한 관측으로 카이퍼 벨트에서 비활성 혜성 핵의 통계적 탐지가 가능해졌음에도 불구하고, 이러한 탐지에 대해 의문이 제기된 바 있습니다. 혜성이 태양계 내부로 접근하게 되면 태양 복사에 의해 내부의 휘발성 물질이 증발하면서 핵 밖으로 흘러나오고, 이 과정에서 먼지도 함께 운반됩니다. 혜성에서는 먼지와 가스가 흘러나오면서 각기 다른 방향의 두 개의 꼬리를 형성합니다. 먼지 꼬리(유형 II 또는 먼지 꼬리)는 곡선 형태로 혜성의 궤도를 따라 형성되며, 이와 달리 가스로 구성된 이온 꼬리(유형 I)는 태양에서 멀어지는 방향으로 형성됩니다. 이는 가스가 자기장 선을 따라 움직이며 태양풍의 영향을 더 강하게 받기 때문입니다. 때때로 지구가 혜성의 궤도면을 통과할 때, 이온 꼬리와 먼지 꼬리가 반대 방향을 가리키는 안티 테일을 관찰할 수 있습니다. 안티테일의 관찰은 태양풍의 발견에 중요한 역할을 했습니다. 이온 꼬리는 태양 자외선에 의해 혜성 내의 입자들이 이온화되면서 형성되며, 이 과정에서 입자들은 순 양전하를 얻게 됩니다. 이로 인해 혜성 주위에 유도 자기권이 형성되고, 태양풍 입자들이 이 장애물을 만나면서 혜성 상류에 활 충격파를 형성합니다. 이 활 충격파에서는 혜성 이온이 모여 태양 자기장에 플라즈마를 부하시키는 역할을 하며, 이로 인해 자기장 선이 이온 꼬리 주위에 드레이프 형태로 형성됩니다. 이온 꼬리의 로딩이 충분할 경우, 자기장 선은 이온 꼬리를 따라 어느 정도 거리에서 자기 재결합이 일어나는 지점까지 함께 압착됩니다. 이 과정에서 테일 연결 해제 이벤트가 발생할 수 있으며, 이는 혜성의 이온 꼬리가 절단되는 현상으로, 2007년에 엔케 혜성에서 관찰된 바 있습니다. 또한, 혜성 핵 표면에서는 불균일한 가열로 인해 가스와 먼지가 제트 형태로 분출될 수 있습니다. 이러한 제트는 혜성 핵을 회전시키거나 심지어 분열시킬 수 있습니다.