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혜성

Comet
이 기사는 천문학적인 물체에 관한 것입니다.기타 용도는 혜성(동음이의)을 참조하십시오.
혜성
헤일밥 혜성
특성.
유형소형 태양계 본체
찾았다항성계
사이즈범위~폭 10km (nucleus)
밀도0.6g/cm3 (평균)
외부 링크
inline 미디어 카테고리
inline Q3559

혜성은 태양 가까이를 지나갈 때 따뜻해지고 가스를 방출하기 시작하는 얼음처럼 차가운 작은 태양계 물체입니다. 이것은 가스 배출이라고 불리는 과정입니다.이것은 핵을 둘러싸고 있는 확장된 중력적으로 구속되지 않은 대기 또는 혼수 상태를 만들어 내고, 때로는 혼수 상태에서 가스와 먼지 가스의 꼬리를 만들어냅니다.이러한 현상들은 태양 복사와 혜성의 핵에 작용하는 태양풍 플라즈마의 영향 때문입니다.혜성의 핵은 지름이 수백 미터에서 수십 킬로미터에 이르며, 얼음, 먼지, 작은 바위 입자들의 느슨한 집합체로 이루어져 있습니다.혼수상태는 지구 지름의 15배에 달할지도 모르지만, 꼬리는 천문학적 단위 이상으로 늘어날 수도 있습니다.만약 충분히 가깝고 밝다면, 혜성은 망원경 없이도 지구에서 볼 수 있고, 하늘을 가로질러 최대 30° (60개의 달)의 호를 볼 수 있습니다.혜성은 고대부터 많은 문화와 종교에 의해 관찰되고 기록되어 왔습니다.

혜성은 보통 매우 이심률이 높은 타원 궤도를 가지고 있으며, 수년에서 잠재적으로 수백만 년에 이르는 광범위한 궤도 주기를 가지고 있습니다.짧은 주기의 혜성은 해왕성의 궤도 너머에 있는 카이퍼대나 그와 관련된 산란원반에서 비롯됩니다.장주기 혜성은 카이퍼대 바깥쪽에서 가장 가까운 별의 중간까지 뻗어 있는 얼음 덩어리의 구형 구름인 오르트 구름에서 기원한 것으로 생각됩니다.[2]장주기 혜성들은 지나가는 별들의 중력 섭동과 은하조에 의해 태양을 향해 움직이고 있습니다.쌍곡 혜성은 성간 공간으로 날아가기 전에 태양계 내부를 통과할 수도 있습니다.혜성의 출현은 환영이라고 불립니다.

태양에 여러 번 가까이 지나간 멸종된 혜성들은 휘발성 얼음과 먼지를 거의 모두 잃었고 작은 소행성들과 닮게 될지도 모릅니다.[3]소행성은 혜성과 다른 기원을 가지고 있는 것으로 여겨지고 있는데, 혜성은 태양계 바깥쪽보다는 목성 궤도 안쪽에서 형성된 것입니다.[4][5]하지만 중심부 혜성과 활동적인 센타우루스 소행성의 발견으로 소행성과 혜성의 구분이 모호해졌습니다.21세기 초, 긴 주기의 혜성 궤도를 가지고 있지만 내부 태양계 소행성의 특징을 가진 몇몇 작은 물체들이 발견되어, 맨스 혜성이라고 불렸습니다.그들은 여전히 C/2014 S3 (PANSTARRS)와 같은 혜성으로 분류됩니다.[6]2013년부터 2017년까지 27개의 맨스 혜성이 발견되었습니다.[7]

2021년 11월 현재 알려진 혜성은 4,584개입니다.[8]그러나, 이것은 전체 잠재적 혜성 개체수의 극히 일부에 해당하는데, 이는 태양계 외부(오르트 구름에 있는)에 있는 혜성과 같은 물체의 저장소가 약 1조이기 때문입니다.[9][10]약 1년에 한 번 꼴로 육안으로 볼 수 있지만, 대부분 희미하고 화려하지 않습니다.[11]특히 밝은 예는 "위대한 혜성"이라고 불립니다.혜성의 내부를 연구하기 위해 템펠 1 혜성의 분화구를 폭파시킨 나사의 딥 임팩트와 혜성에 로봇 우주선을 착륙시킨 최초의 유럽 우주국의 로제타와 같은 무인 탐사선들이 혜성을 방문해 왔습니다.[12]

어원

서기 729년에 나타난 것으로 알려진 혜성이 앵글로색슨 연대기에 언급되어 있습니다.

혜성이라는 단어는 고대 영어 코메타가 라틴어인 ē타 또는 컴 ē트 ē에서 유래했습니다.이는 결국 그리스어 ήτης μ ήτης를 '긴 머리를 하고' 로마자로 표기한 것으로, 옥스퍼드 영어사전은 (ἀστὴρ) κο μ κο라는 용어가 이미 그리스어로 '긴 머리의 별, 혜성'을 의미했다고 지적했습니다.κ ο μ ήτης는 κο μ ᾶν(코만) '머리를 길게 쓰다'에서 유래한 것으로, 그 자체가 κό μ η(코만) '머리털'에서 유래한 것으로 '혜성의 꼬리'라는 뜻으로 쓰였습니다.

(유니코드로 표현된) 혜성의 천문학적 기호는 U+2604 ☄ COMET이며, 세 개의 머리카락 같은 확장이 있는 작은 원반으로 구성되어 있습니다.

물리적 특성

혜성의 물리적 특성을 보여주는 도표:
a) 핵, b) 혼수상태, c) 가스/이온 꼬리(d) 먼지 꼬리(dust tail), e) 수소 외피(hydrogen envelope), f) 궤도 속도 방향, g) 태양 방향.

핵

우주선이 지나갈 때 찍은 103P/하틀리의 핵.핵의 길이는 약 2km입니다.
주요 기사:혜성핵

혜성의 견고하고 핵심적인 구조는 핵으로 알려져 있습니다.혜성핵은 암석, 먼지, 물의 얼음, 그리고 얼린 이산화탄소, 일산화탄소, 메탄, 암모니아의 혼합물로 이루어져 있습니다.[16]이처럼, 그들은 프레드 휘플의 모델을 따라 "더러운 눈덩이"로 널리 묘사됩니다.[17]먼지 함량이 더 높은 혜성은 "얼음 흙덩이"라고 불려왔습니다.[18]"얼음 흙덩이"라는 용어는 2005년 7월에 NASA 딥 임팩트 탐사선이 보낸 혜성 9P/템펠 1호와 충돌하는 것을 관측한 후 생겨났습니다.2014년에 수행된 연구는 혜성의 표면이 유기 화합물이 섞인 밀도 높은 결정질 얼음으로 형성된 반면, 내부 얼음은 더 차갑고 밀도가 낮다는 점에서 "딥 프라이 아이스크림"과 같다고 제안했습니다.[19]

핵의 표면은 일반적으로 건조하고 먼지가 많거나 바위가 많거나, 얼음이 수 미터 두께의 표면 지각 아래에 숨겨져 있음을 암시합니다.핵은 메탄올, 시안화수소, 포름알데히드, 에탄올, 에탄, 그리고 아마도 긴 사슬 탄화수소와 아미노산과 같은 더 복잡한 분자를 포함할 수 있는 다양한 유기 화합물을 포함합니다.[20][21]2009년, 아미노산 글리신이 NASA의 스타더스트 임무에 의해 회수된 혜성 먼지에서 발견되었다는 것이 확인되었습니다.[22]2011년 8월, 지구에서 발견된 운석에 대한 NASA의 연구에 근거한 보고서가 발표되었는데, 이 보고서는 DNA와 RNA 구성 요소(아데닌, 구아닌 및 관련 유기 분자)가 소행성과 혜성에 형성되었을 수 있음을 시사합니다.[23][24]

혜성핵의 바깥 표면은 매우 낮은 알베도를 가지고 있어서 태양계에서 발견되는 가장 반사가 적은 물체 중 하나입니다.지오토 우주 탐사선은 핼리 혜성(1P/Halley)의 핵이 그 위에 떨어지는 빛의 약 4%를 반사한다는 것을 발견했고, [25]딥 스페이스 1은 보렐리 혜성의 표면이 3.0%[25] 미만을 반사한다는 것을 발견했습니다. 반면 아스팔트는 7%를 반사합니다.핵의 어두운 표면 물질은 복잡한 유기 화합물로 구성될 수 있습니다.태양열 난방은 타르나 원유와 같이 매우 어두운 경향이 있는 더 큰 유기 화합물을 남기면서 가벼운 휘발성 화합물을 몰아냅니다.혜성 표면의 반사율이 낮기 때문에 가스 배출 과정을 주도하는 열을 흡수하게 됩니다.[26]

반지름이 최대 30킬로미터(19마일)에 이르는 혜성 핵들이 관측되었지만,[27] 정확한 크기를 확인하는 것은 어렵습니다.[28]322P/SOHO의 핵은 지름이 100~200미터(330~660피트)에 불과할 것입니다.[29]기구들의 민감도가 증가했음에도 불구하고 더 작은 혜성들이 감지되지 않는 것은 어떤 이들이 가로 100미터(330피트)보다 더 작은 혜성들이 정말로 부족하다는 것을 암시하게 만들었습니다.[30]알려진 혜성의 평균 밀도는 0.6 g/cm3 (0.35 oz/cuin)[31]로 추정됩니다.혜성의 질량이 작기 때문에 혜성핵은 중력에 의해 구형이 되지 않으며 따라서 불규칙한 모양을 가지고 있습니다.[32]

혜성 81P/와일드는 밝은 쪽과 어두운 쪽의 제트를 보여주고, 뚜렷한 안도감을 주며, 건조합니다.

14827 하이포노스와 3552 돈키호테를 [33]포함하여 지구에 근접한 소행성의 약 6퍼센트가 더 이상 가스 배출을 경험하지 않는 혜성의 멸종된 핵으로 여겨지고 있습니다.

로제타와 필레 우주선의 결과는 67P/추류모프-게라시멘코의 핵이 자기장을 가지고 있지 않다는 것을 보여주는데, 이것은 자성이 미행성의 초기 형성에 역할을 하지 못했을 수 있다는 것을 암시합니다.[34][35]또한 로제타의 앨리스 분광기는 전자(혜성 핵 위 1 km 이내)가 태양 복사에 의한 물 분자의 광이온화로부터 생성된 것이지, 앞서 생각했던 것처럼 태양으로부터의 광자가 생성된 것이 아니라는 것을 밝혀냈습니다.물과 이산화탄소 분자가 혜성 핵에서 혼수상태로 방출되는 것에 책임이 있습니다.[36][37]필레 착륙선의 장비들은 혜성 표면에서 적어도 16개의 유기 화합물을 발견했는데, 그 중 4개(아세트아미드, 아세톤, 메틸이소시아네이트, 프로피온알데히드)가 혜성에서 처음으로 발견되었습니다.[38][39][40]

일부 혜성의 성질
이름. 치수
(km)		 밀도
(g/cm3)		 덩어리
(kg)[41] 		Refs
핼리 혜성 15 × 8 × 8 0.6 3x1014 [42][43]
템펠 1 7.6 × 4.9 0.62 7.9x1013 [31][44]
19P/보렐리 8 × 4 × 4 0.3 2.0x1013 [31]
81P/와일드 5.5 × 4.0 × 3.3 0.6 2.3x1013 [31][45]
67P/추류모프-게라시멘코 4.1 × 3.3 × 1.8 0.47 1.0x1013 [46][47]

혼수상태

주요 기사:코마 (코마이트)
근일점 [48]직전 ISON 혜성의 허블 이미지
보렐리 혜성은 제트를 보여주지만 표면에 얼음이 없습니다.

이렇게 방출된 먼지와 가스의 흐름은 "코마"라고 불리는 혜성 주위에 거대하고 극도로 얇은 대기를 형성합니다.태양의 복사압과 태양풍에 의해 혼수상태에 가해지는 힘은 거대한 꼬리를 형성하게 합니다.[49]

혼수상태는 일반적으로 물과 먼지로 이루어지며, 혜성이 태양으로부터 3~4 천문단위(450,000~600,000 km; 280,000~370,000 mi) 이내에 있을 때 핵에서 유출되는 휘발성의 90%를 물이 구성합니다.[50]HO2 모체 분자는 주로 광분해와 훨씬 더 작은 정도의 광이온화를 통해 파괴되며, 태양풍은 광화학에 비해 물의 파괴에 작은 역할을 합니다.[50]더 큰 먼지 입자들은 혜성의 궤도 경로를 따라 남아있는 반면, 더 작은 입자들은 가벼운 압력에 의해 태양으로부터 혜성의 꼬리로 밀려납니다.[51]

혜성의 고체핵은 일반적으로 지름이 60킬로미터 미만이지만, 혼수상태는 지름이 수천 킬로미터 또는 수백만 킬로미터이고, 때로는 태양보다 더 커지기도 합니다.[52]예를 들어, 2007년 10월에 폭발한 지 약 한 달 후, 17P/Holmes 혜성은 잠시 태양보다 더 큰 약한 먼지 대기를 가지고 있었습니다.[53]1811년의 대혜성은 대략 태양의 지름만큼 혼수상태에 빠졌습니다.[54]혼수상태가 꽤 커질 수 있지만, 혼수상태의 크기는 태양으로부터 약 1.5 천문단위(220,000,000 km; 140,000,000 mi) 떨어진 화성의 궤도를 지날 때쯤 줄어들 수 있습니다.[54]이 거리에서 태양풍은 혼수상태에 빠진 가스와 먼지를 날려버릴 정도로 강해지고 그렇게 함으로써 꼬리를 확대시킵니다.[54]이온 꼬리는 하나의 천문단위(1억 5천만 킬로미터) 또는 그 이상으로 확장되는 것으로 관측되었습니다.[53]

C/2006 W3(크리스텐슨)탄소가스배출(IR이미지)

코마와 꼬리는 모두 태양에 의해 빛나고 혜성이 태양계 내부를 통과할 때 보일 수 있으며, 먼지는 태양을 직접 반사하고 가스는 이온화로 빛납니다.[55]대부분의 혜성들은 너무 희미해서 망원경의 도움 없이는 볼 수 없지만, 10년마다 몇 개씩은 맨눈으로 볼 수 있을 정도로 밝아집니다.[56]때때로 혜성은 거대하고 갑작스러운 가스와 먼지의 폭발을 경험할 수 있는데, 그 동안 혼수상태의 크기는 일정 기간 동안 크게 증가합니다.이것은 2007년에 홈즈 혜성에게 일어난 일입니다.[57]

1996년 혜성들은 엑스레이를 방출하는 것으로 밝혀졌습니다.[58]이것은 천문학자들을 매우 놀라게 했습니다. 왜냐하면 X선 방출은 보통 매우 높은 온도의 물체와 관련이 있기 때문입니다.엑스선은 혜성과 태양풍 사이의 상호작용에 의해 생성됩니다: 고도로 대전된 태양풍 이온이 혜성 대기를 통과할 때, 그것들은 혜성 원자 및 분자와 충돌하여 "전하 교환"이라고 불리는 과정에서 원자로부터 하나 이상의 전자를 "도둑질"합니다.태양풍 이온으로의 전자의 교환 또는 이동은 X선과 원자외선 광자의 방출에 의해 이온의 바닥 상태로 들뜸을 일으킵니다.[59]

활 충격

태양풍과 혜성 전리층 사이의 상호작용으로 인한 활 충격은 혼수상태에 있는 가스의 이온화에 의해 형성됩니다.혜성이 태양에 가까워지면서, 가스 배출률이 증가하면서 혼수상태가 확대되고, 햇빛은 혼수상태에서 가스를 이온화시킵니다.태양풍이 이 이온 혼수상태를 통과할 때, 활 충격이 나타납니다.

1980년대와 1990년대에 여러 우주선이 혜성 21P/지아코비니-지너,[60] 1P/할리,[61] 그리고 26P/그리그-스켈러업을 비행하면서 최초의 관측이 이루어졌습니다.[62]그리고 혜성의 활 충격은 예를 들어, 지구에서 볼 수 있는 날카로운 행성의 활 충격보다 더 넓고 더 점진적이라는 것이 발견되었습니다.이러한 관측은 모두 뱃머리 충격이 이미 완전히 진행되었을 때 근일점 근처에서 이루어졌습니다.

로제타 우주선은 67P/추류모프-게라시멘코 혜성이 태양을 향해 이동하는 동안 가스 배출이 증가하는 활 충격 발생 초기에 활 충격을 관측했습니다.이 어린 활 충격은 "유아 활 충격"이라고 불립니다.신생아 활 충격은 비대칭이며 핵까지의 거리에 비해 완전히 발달한 활 충격보다 더 넓습니다.[63]

꼬리

주요 기사:혜성꼬리
혜성이 태양 근처를 도는 동안 꼬리의 전형적인 방향

외부 태양계에서 혜성은 여전히 얼어붙어 활동하지 않으며 작은 크기 때문에 지구에서 발견하기가 매우 어렵거나 불가능합니다.카이퍼대의 비활성 혜성 핵에 대한 통계적 검출은 허블 우주 망원경의[64][65] 관측으로부터 보고되었지만 이러한 검출에 대해서는 의문이 제기되고 있습니다.[66][67]혜성이 태양계 내부에 접근할 때, 태양 복사는 혜성 내부의 휘발성 물질이 기화되어 핵 밖으로 흘러나가 먼지를 운반하게 합니다.

먼지와 가스의 흐름은 각각 다른 방향을 가리키며 그들만의 뚜렷한 꼬리를 형성합니다.먼지의 꼬리는 혜성의 궤도에서 종종 II형 또는 먼지 꼬리라고 불리는 곡선의 꼬리를 형성하는 방식으로 남겨집니다.[55]동시에, 가스로 만들어진 이온 또는 타입 I 꼬리는 항상 태양으로부터 직접적으로 떨어져 있는데, 이는 이 가스가 먼지보다 태양풍에 더 강하게 영향을 받기 때문이며, 궤도 궤도보다는 자기장선을 따라가기 때문입니다.[68]지구가 혜성의 궤도면을 통과할 때 이온과 먼지 꼬리의 반대 방향을 가리키는 안티테일이 보일 수 있습니다.[69]

태양풍에 의해 형성된 먼지 흔적, 먼지 꼬리, 이온 가스 꼬리를 나타낸 혜성도.

안티테일의 관찰은 태양풍의 발견에 큰 기여를 했습니다.[70]이온 꼬리는 혼수상태에 있는 입자들의 태양 자외선 복사에 의한 이온화의 결과로 형성됩니다.일단 입자가 이온화되면, 그들은 순 양의 전기 전하에 도달하고, 이것은 다시 혜성 주위에 "유도 자기권"을 발생시킵니다.혜성과 그것의 유도 자기장은 바깥쪽으로 흐르는 태양풍 입자에 장애물을 형성합니다.혜성과 태양풍의 상대적인 공전속도가 초음속이기 때문에, 혜성의 상류에서 태양풍의 흐름방향으로 활꼴 충격이 형성됩니다.이 보우 쇼크에서, 많은 양의 혜성 이온("픽업 이온"이라고 불리는)이 모여 플라즈마로 태양 자기장을 "로딩"하여 이온 꼬리를 형성하는 혜성 주위에 필드 라인이 "드레이프"되도록 작용합니다.[71]

이온 테일 로드가 충분하면 자기장 라인이 함께 압착되어 이온 테일을 따라 어느 정도 거리에서 자기 재연결이 발생합니다.이로 인해 "꼬리 연결 끊기 이벤트"가 발생합니다.[71]이는 2007년 4월 20일 엥케 혜성이 코로나 질량 방출을 통과하는 동안 이온 꼬리가 완전히 절단된 것으로 기록된 것과 같이 여러 차례 관찰되었습니다.이 사건은 STEREO 우주 탐사선에 의해 관측되었습니다.[72]

2013년, ESA 과학자들은 금성의 전리층이 비슷한 조건에서 혜성에서 흘러나오는 이온 꼬리와 비슷한 방식으로 바깥쪽으로 흘러간다고 보고했습니다."[73][74]

제트

103P/하틀리의 가스 및 스노우 제트

불균일한 가열은 새로 생성된 가스가 혜성의 핵 표면의 약한 부분, 예를 들어 간헐천처럼 발생하게 할 수 있습니다.[75]이러한 가스와 먼지의 흐름은 핵이 회전하고 심지어 분열되게 할 수 있습니다.[75]2010년에 드라이아이스(냉동 이산화탄소)가 혜성 핵에서 흘러나오는 물질의 분출을 촉진할 수 있다는 것이 밝혀졌습니다.[76]하틀리 2호의 적외선 영상은 그러한 제트기들이 탈출하여 먼지 알갱이들을 혼수상태로 운반하는 것을 보여줍니다.[77]

궤도 특성

대부분의 혜성들은 궤도의 일부를 태양에 가까이 접근시키고 나머지를 위해 태양계의 더 먼 곳으로 나가는 길쭉한 타원형 궤도를 가진 작은 태양계 천체입니다.[78]혜성은 종종 궤도 주기의 길이에 따라 분류됩니다.주기가 길수록 타원이 길어집니다.

단기

주요 기사:핼리형 혜성 목록

주기 혜성 또는 단주기 혜성은 일반적으로 궤도 주기가 200년 미만인 혜성으로 정의됩니다.[79]그들은 보통 황도면에서 행성들과 같은 방향으로 궤도를 돕니다.[80]예를 들어 핼리 혜성의 원뿔은 해왕성의 궤도를 조금 벗어난 곳에 있기 때문에, 이들의 궤도는 일반적으로 이들을 천왕성 바깥 행성의 영역(천왕성과 그 너머)으로 데리고 갑니다.아필리아가 주요 행성의 궤도 근처에 있는 혜성들은 그것의 "가족"이라고 불립니다.[81]이러한 가족은 행성이 이전의 장주기 혜성을 더 짧은 궤도로 포착함으로써 생겨나는 것으로 생각됩니다.[82]

궤도 주기가 짧은 극점에서 엥케 혜성은 목성 궤도에 도달하지 않는 궤도를 가지고 있으며, 엥케형 혜성으로 알려져 있습니다.공전 주기가 20년 미만이고 황도에 대한 낮은 기울기(최대 30도)를 가진 짧은 주기의 혜성을 전통적인 목성족 혜성(JFC)이라고 합니다.[83][84]핼리와 같이 궤도 주기가 20년에서 200년 사이이고 기울기가 0도에서 90도 이상으로 확장되는 것을 핼리형 혜성(HTCs)이라고 합니다.[85][86]2023년 현재 엔케형 혜성 70개, HTC 100개, JFC 755개가 보고되었습니다.[87]

최근 발견된 주대 혜성들은 소행성대 내에서 좀 더 원형 궤도를 그리며 공전하는 뚜렷한 부류를 형성하고 있습니다.[88][89]

그들의 타원 궤도가 종종 거대 행성에 가까이 가기 때문에 혜성은 더 큰 중력 섭동을 받습니다.[90]짧은 주기의 혜성들은 그들의 아필리아가 거대 행성의 반장축과 일치하는 경향을 가지고 있으며, JFC는 가장 큰 그룹입니다.[84]오르트 구름에서 들어오는 혜성들은 종종 거대 행성들의 중력에 의해 그들의 궤도들이 밀접한 조우의 결과로 강하게 영향을 받는다는 것은 명백합니다.목성은 다른 모든 행성을 합친 것보다 두 배 이상 큰 가장 큰 섭동의 근원입니다.이러한 섭동은 긴 주기의 혜성을 더 짧은 궤도 주기로 편향시킬 수 있습니다.[91][92]

그들의 궤도적 특성으로 볼 때단주기 혜성은 센타우루스자리와 카이퍼대/산란 원반[93](해왕성 횡단 지역에 있는 물체의 원반)에서 유래한 것으로 추정되는 반면, 장주기 혜성의 근원은 훨씬 더 먼 구형 오르트 구름(네덜란드 천문학자 얀 헨드릭 오르트의 존재를 가정한 후)으로 추정됩니다.[94]혜성처럼 생긴 거대한 물체 무리가 이 먼 지역의 태양을 대략 원형 궤도로 돌고 있는 것으로 생각됩니다.때때로 카이퍼 대 천체의 경우에는 외부 행성이나 근처 별들의 중력적 영향으로 인해 이 천체들 중 하나가 태양을 향해 안쪽으로 들어가 가시적인 혜성을 형성할 수 있는 타원 궤도에 던져질 수 있습니다.이전의 관측으로 궤도가 확립된 주기적 혜성의 귀환과는 달리, 이 메커니즘에 의한 새로운 혜성의 출현은 예측할 수 없습니다.[95]태양의 궤도에 던져지고 태양을 향해 계속해서 끌려갈 때, 수많은 물질들이 혜성들로부터 떨어져 나가 그들의 수명에 큰 영향을 미칩니다. 더 많이 벗겨질수록, 그들의 수명은 짧아지고 그 반대도 마찬가지입니다.[96]

긴기간

참고 항목:장주기 혜성, 포물선에 가까운 혜성, 쌍곡 혜성 목록
코후텍 혜성 (빨간색)과 지구 (파란색)의 궤도는 태양에 가까울 때 궤도의 높은 이심률과 급격한 운동을 보여줍니다.

장주기 혜성은 매우 이심률이 높은 궤도와 200년에서 수천 년 또는 심지어는 수백만 년에 이르는 주기를 가지고 있습니다.[97]근일점일 때 1보다 큰 이심률은 혜성이 태양계를 떠난다는 것을 의미하지는 않습니다.[98]예를 들어, 맥노트 혜성은 2007년 1월 근일점 통과 시기 근처에서 태양 중심의 진동 이심률이 1.000019였으나, 태양으로부터 멀어질수록 이심률이 1 이하로 떨어지기 때문에 약 92,600년의 궤도를 가지고 태양에 묶여 있습니다.장주기 혜성의 미래 궤도는 행성 영역을 떠난 후 한 시대에 진동 궤도가 계산되고 태양계의 질량 중심을 기준으로 계산될 때 적절하게 얻어집니다.장주기 혜성은 태양에 중력적으로 묶여 있으며, 주요 행성의 근접 통과로 인해 태양계에서 방출되는 혜성은 더 이상 "주기"를 가진 것으로 적절하게 간주되지 않습니다.장주기 혜성의 궤도는 외행성인 아필리아를 훨씬 넘어서며, 궤도의 평면이 황도 근처에 있을 필요는 없습니다.C/1999 F1 및 C/2017 T2(PANSTARRS)와 같은 장주기 혜성은 공전 주기가 약 600만 년으로 추정되는 약 70,000 AU(0.34 pc; 1.1 ly)에 가까운 원뿔 거리를 가질 수 있습니다.

단일 변광성 또는 비주기성 혜성은 태양계 내부의 근일점 근처에서 포물선 또는 약간 쌍곡선 궤도를[97] 가지고 있기 때문에 장주기 혜성과 유사합니다.하지만 거대 행성들의 중력 섭동이 궤도를 변화시킵니다.단일 배치 혜성은 쌍곡 또는 포물선 모양의 궤도를 가지고 있어 태양을 한 번 통과한 후 태양계를 영구적으로 빠져나갈 수 있습니다.[99]태양의 언덕 구의 최대 경계는 230,000 AU (1.1 pc; 3.6 ly)로 불안정합니다.[100]태양 중심의 교란되지 않은 두 물체에 가장 적합한 태양계를 사용하는 것이 태양계를 탈출할 수 있음을 시사하는 근일점[101] 근처에서 쌍곡 궤도(e > 1)에 도달한 혜성은 수백 개에 불과합니다.

2022년 현재까지 발견된 이심률은 1I/ʻ 오우무아무아와 2I/보리소프 두 개뿐이며, 이는 태양계 바깥에서 기원했음을 보여줍니다.ʻ 오우무아무아는 2017년 10월 태양계 내부를 통과하는 동안 이심률이 약 1.2로 혜성 활동의 광학적 징후를 보이지 않았지만 궤도 변화는 혜성일 가능성을 시사합니다.반면에 2I/보리소프는 이심률이 약 3.36 정도로 혜성의 혼수상태를 보이는 것으로 관측되었으며, 최초로 발견된 성간 혜성으로 여겨지고 있습니다.[103][104]C/1980 E1 혜성은 1982년 근일점 통과 전까지 약 710만 년의 공전 주기를 가지고 있었지만, 1980년 목성과의 조우로 혜성은 관측호가 합당한 태양 혜성 중 가장 큰 이심률(1.057)을 기록했습니다.[105]태양계 내부로 돌아오지 않을 것으로 예상되는 혜성으로는 C/1980 E1, C/2000 U5, C/2001 Q4 (NEAT), C/2009 R1, C/1956 R1, C/2007 F1 (LONEOS) 등이 있습니다.

어떤 권위자들은 주기적인 궤도를 가진 모든 혜성(즉, 모든 단주기 혜성과 모든 장주기 혜성)을 지칭할 때 "주기 혜성"이라는 용어를 사용하는 반면,[106] 다른 권위자들은 이 용어를 단주기 혜성만을 의미할 때 사용합니다.[97]마찬가지로, "비주기 혜성"의 문자 그대로의 의미는 "단일 출현 혜성"과 같지만, 어떤 사람들은 두 번째 의미에서 "주기적"이 아닌 모든 혜성을 의미합니다.

초기 관측에서는 몇 가지 진정한 쌍곡 궤적(즉, 주기적이지 않은)을 드러냈지만, 목성의 섭동에 의해 설명될 수 있는 것 이상은 아니었습니다.성간 우주에서 온 혜성들은 태양 가까이에 있는 별들의 상대적인 속도(초속 수십 km)와 같은 순서로 움직이고 있습니다.그러한 물체가 태양계에 진입할 때 무한대에서 양의 속도v ∞ 로 나타나는 양의 특정 궤도 에너지를 가지고 있으며 특히 쌍곡 궤적을 가지고 있습니다.대략적인 계산은 목성의 궤도 내에서 한 세기에 4개의 쌍곡 혜성이 존재할 수도 있으며, 1, 2배의 크기를 부여하거나 취할 수도 있다는 것을 보여줍니다.[107]

쌍곡성 혜성[108] 발견
연도 2007 2008 2009 2010 2011 2012 2013 2014 2015 2016 2017 2018 2019 2020
번호 12 7 8 4 13 10 16 9 16 5 18 10 15 17

오르트 구름과 힐스 구름

오르트 구름은 태양계를 둘러싸고 있다고 생각했습니다.
주요 기사:오르트 구름

오르트 구름은 태양으로부터 2,000 ~ 5,000 AU (0.03 ~ 0.08 ly)[109]에서 50,000 AU (0.79 ly)[85]까지 넓은 공간을 차지할 것으로 생각됩니다.이 구름은 태양계의 중심에서 시작하여 카이퍼대의 바깥쪽 한계까지 이르는 천체들을 감싸고 있습니다.오르트 구름은 천체의 생성에 필요한 실행 가능한 물질들로 구성되어 있습니다.태양계의 행성들이 존재하는 이유는 오직 태양의 중력에 의해 응축되고 형성된 미행성(행성을 형성하는 데 도움을 준 남은 공간의 덩어리) 때문입니다.이렇게 갇힌 행성상징물들로부터 만들어진 이심률은 오르트 구름이 존재하는 이유입니다.[110]일부 추정치는 바깥쪽 가장자리를 100,000 ~ 200,000 AU(1.58 ~ 3.16ly) 사이에 배치합니다.[109]이 지역은 20,000 ~ 50,000 AU (0.32 ~ 0.79 ly)의 구형 외부 오르트 구름과 2,000 ~ 20,000 AU (0.03 ~ 0.32 ly)의 도넛 모양 내부 구름으로 나눌 수 있습니다.[111]외부 구름은 태양에 약하게 묶여 있을 뿐이며 해왕성 궤도 안쪽으로 떨어지는 긴 주기의 (그리고 아마도 핼리형) 혜성들을 공급합니다.[85]내부의 오르트 구름은 1981년 존재를 제안한 J. G. 힐스의 이름을 따서 힐스 구름이라고도 합니다.[112]모델들은 내운이 외부 헤일로보다 수십 배 또는 수백 배 많은 혜성핵을 가지고 있을 것이라고 예측합니다.[112][113][114] 내운은 상대적으로 약한 외운의 숫자가 점차 고갈되면서 다시 공급하는 새로운 혜성의 가능한 원천으로 여겨집니다.힐스 구름은 수십억 년이 지난 후에도 오르트 구름이 계속 존재하고 있음을 설명해 줍니다.[115]

엑소코메츠

주요 기사:엑소코멧

태양계 밖의 외계 행성들이 발견되었고 은하수에서 흔히 발견될 수 있습니다.[116]최초로 발견된 외계행성계는 1987년 아주 젊은 A형 주계열성인 픽토리스자리 베타 정도였습니다.[117][118]혜성이 항성 가까이 지나갈 때 내뿜는 큰 가스 구름에 의해 발생하는 흡수 스펙트럼을 이용하여 2013년 현재까지 확인된 외계 행성계는 총 11개입니다.[116][117]케플러 우주 망원경은 10년 동안 태양계 밖에 있는 행성들과 다른 형태들을 찾는 일을 담당했습니다.최초의 통과 외계행성은 2018년 2월 케플러 우주 망원경이 기록한 빛 곡선에서 전문 천문학자와 시민 과학자로 구성된 그룹에 의해 발견되었습니다.[119][120]2018년 10월 케플러 우주 망원경이 은퇴한 후, TESS 망원경이라는 새로운 망원경이 케플러의 임무를 인계 받았습니다.TESS가 시작된 이후, 천문학자들은 TESS의 빛 곡선을 이용하여 별 베타 픽토리스 주변에서 혜성의 통과를 발견했습니다.[121][122]TESS가 자리를 잡은 이후, 천문학자들은 분광법으로 외계행성을 더 잘 구별할 수 있게 되었습니다.백색광곡선법은 행성이 모항성을 가릴 때 차트의 대칭적인 감소로 간주되는 백색광곡선법으로 새로운 행성을 탐지합니다.그러나, 이러한 빛의 곡선을 더 평가한 후에, 제시된 움푹 들어간 부분의 비대칭적인 패턴이 혜성의 꼬리 또는 수백 개의 혜성에 의해 발생한다는 것이 밝혀졌습니다.[123]

혜성의 영향

페르세우스자리 유성도

유성우와의 연결

혜성이 태양에 가까이 접근하는 동안 가열될 때, 그것의 얼음 성분의 가스 배출은 복사압과 태양풍에 휩쓸리기에는 너무 큰 고체 파편을 방출합니다.[124]만약 지구의 궤도가 그것을 암석 물질의 미세한 알갱이들로 구성된 잔해의 흔적으로 보낸다면, 지구가 지나갈 때 유성우가 일어날 가능성이 있습니다.파편 더미가 더 촘촘히 쌓이면 빠르고 강도 높은 유성우가 발생하고 밀도가 낮은 코스는 더 길지만 강도가 낮은 소나기가 발생합니다.일반적으로 파편 흔적의 밀도는 모혜성이 얼마나 오래 전에 물질을 방출했는지와 관련이 있습니다.[125][126]예를 들어, 페르세우스 유성우는 지구가 스위프트-터틀 혜성의 궤도를 통과하는 8월 9일에서 13일 사이에 매년 발생합니다.핼리 혜성은 10월 오리온자리 소나기의 근원입니다.[127][128]

혜성과 생명체에 미치는 영향

많은 혜성들과 소행성들이 초기 단계에서 지구와 충돌했습니다.많은 과학자들은 약 40억년 전에 젊은 지구에 폭격을 가한 혜성들이 지금은 지구의 바다, 혹은 적어도 그 중 상당 부분을 채우고 있는 방대한 양의 물을 가져왔다고 생각합니다.다른 사람들은 이 생각에 의심을 품었습니다.[129]혜성에서 다환 방향족 탄화수소를 포함한 유기 분자가 [19]상당량 검출됨에 따라 혜성이나 운석이 생명체, 심지어 생명체 자체의 전조를 지구로 가져왔을 것이라는 추측이 나오고 있습니다.[130]2013년 혜성과 같이 바위 표면과 얼음 표면 사이의 충돌이 충격 합성을 통해 단백질을 구성하는 아미노산을 생성할 수 있다는 가능성이 제기되었습니다.[131]혜성이 대기권에 진입하는 속도는 초기 접촉 후 생성된 에너지의 크기와 결합되어 생명체의 기초가 된 더 큰 거시 분자로 더 작은 분자가 응축되도록 했습니다.[132]2015년, 과학자들은 67P 혜성의 바깥쪽 가스에서 상당한 양의 분자 산소를 발견했는데, 이는 분자가 생각되었던 것보다 더 자주 발생할 수 있고, 따라서 생각되었던 것처럼 생명체의 지표가 더 적을 수 있다는 것을 암시합니다.[133]

혜성 충돌은 오랜 기간에 걸쳐 상당한 양의 물을 지구의 달에 전달한 것으로 의심되고 있으며, 일부는 달의 얼음으로 남아 있었을 수도 있습니다.[134]혜성과 유성체 충돌이 텍타이트와 오스트랄라이트의 존재에 책임이 있는 것으로 생각됩니다.[135]

혜성공포증

신의 행위로서 혜성에 대한 두려움과 임박한 종말의 징후는 AD 1200년부터 1650년까지 유럽에서 가장 높았습니다.[136]예를 들어, 1618년의 대혜성 다음 해, 고트하르트 아르투시우스는 그것이 심판의 날이 가까워졌다는 징조라는 팜플렛을 출판했습니다.[137]그는 "지진, 홍수, 강의 변화, 우박 폭풍, 덥고 건조한 날씨, 흉작, 전염병, 전쟁과 반역, 높은 가격"을 포함하여 혜성과 관련된 재난 10페이지를 열거했습니다.[136]

1700년까지 대부분의 학자들은 혜성이 보이든 보이든 안 보이든 그런 일들이 일어난다고 결론지었습니다.그러나 1711년 윌리엄 휘스턴은 에드먼드 핼리의 혜성 목격 기록을 이용해 1680년 대혜성이 574년의 주기를 가졌고, 지구에 물을 부어 창세기에 전 세계적인 홍수를 일으켰다고 썼습니다.그의 발표는 재앙의 징후 대신 세계에 대한 직접적인 위협이 된 혜성에 대한 또 다른 세기의 두려움을 되살렸습니다.[136]1910년 분광 분석 결과 핼리 혜성의 꼬리 부분에서 독성 가스 시안겐이 발견되어 일반인들이 "반 혜성 약"과 "반 혜성 우산"을 구입하고 당황하게 만들었습니다.[138][139]

혜성의 운명

태양계로부터의 이탈(방출)

만약 혜성이 충분히 빠르게 이동하고 있다면, 그것은 태양계를 떠날지도 모릅니다.그러한 혜성들은 쌍곡선의 열린 길을 따라가고, 그래서 쌍곡선 혜성이라고 불립니다.태양 혜성은 목성과 같은 태양계의 다른 물체와 상호작용을 함으로써 분출되는 것으로 알려져 있습니다.[140]그 예로는 C/1980 E1 혜성이 있는데, 이 혜성은 1980년 목성을 근접 통과한 후 태양 주위를 710만 년 공전하던 궤도에서 쌍곡 궤도로 이동했습니다.[141]1I/ʻ 오우무아무아와 2I/보리소프와 같은 성간 혜성들은 태양 주위를 공전한 적이 없으므로 태양계에서 제3의 천체 상호작용을 할 필요가 없습니다.

휘발유 소진

주요 기사:소멸혜성

목성족 혜성과 장주기 혜성은 매우 다른 퇴색 법칙을 따르는 것으로 보입니다.JFC는 약 10,000년 또는 ~1,000회 궤도의 일생 동안 활성화되어 있는 반면 장주기 혜성은 훨씬 더 빨리 사라집니다.장주기 혜성 중 10%만이 작은 근일점까지 50번 이상 생존하고, 2,000번 이상 생존하는 경우는 1%에 불과합니다.[33]결국 혜성 핵에 포함된 휘발성 물질의 대부분이 증발하고, 혜성은 소행성을 닮은 작고 어두운 비활성의 암석 덩어리나 돌무더기가 됩니다.[142]타원 궤도에 있는 몇몇 소행성들은 현재 멸종된 혜성으로 확인되고 있습니다.[143][144][145][146]지구 가까이에 있는 소행성의 약 6퍼센트는 멸종된 혜성 핵으로 여겨지고 있습니다.[33]

이별과 충돌

일부 혜성의 핵은 깨지기 쉬울지도 모르는데, 이는 혜성이 갈라지는 것을 관측함으로써 뒷받침된 결론입니다.[147]혜성 붕괴의 가장 큰 원인은 혜성 슈메이커였습니다.1993년 발견된 레비 9.1992년 7월의 근접 충돌로 인해 이 조각들은 산산조각이 났고, 1994년 7월 6일 동안 목성의 대기권에 떨어졌는데, 이는 천문학자들이 태양계에서 두 물체 사이의 충돌을 처음으로 관측한 것입니다.[148][149]다른 분열 혜성으로는 1846년의 3D/Biela와 1995년부터 2006년까지 73P/Schwassmann–Wachmann이 있습니다.[150]그리스 역사가 에포로스는 한 혜성이 기원전 372년에서 373년 사이의 겨울까지 떨어져 나갔다고 보고했습니다.[151]혜성은 열 스트레스, 내부 가스 압력, 또는 충격으로 인해 쪼개지는 것으로 의심됩니다.[152]

42P/Neujmin 혜성과 53P/Van Biesbroeck 혜성은 모혜성의 파편으로 보입니다.수치적 통합은 두 혜성이 1850년 1월에 목성에 상당히 근접했음을 보여주었고, 1850년 이전에는 두 궤도가 거의 일치했습니다.[153]

일부 혜성들은 근일점 통과 중에 분해되는 것으로 관측되었는데, 그 중에는 위대한 혜성인 웨스트와 이케야-세키가 포함되어 있습니다.비엘라 혜성이 1846년 근일점을 통과하는 동안 두 조각으로 부서졌을 때의 중요한 예입니다.이 두 혜성들은 1852년에 따로 관찰되었지만, 그 이후로는 다시는 볼 수 없었습니다.대신, 혜성을 볼 수 있어야 했던 1872년과 1885년에 화려한 유성우가 관측되었습니다.안드로메다자리 유성우는 매년 11월에 발생하며, 지구가 비엘라 혜성의 궤도를 가로지를 때 발생합니다.[154]

어떤 혜성들은 태양에[155] 떨어지거나 행성이나 다른 물체에 충돌하는 등 더 화려한 종말을 맞이합니다.혜성과 행성 또는 달 사이의 충돌은 초기 태양계에서 흔했습니다: 예를 들어, 달에 있는 많은 분화구들 중 일부는 혜성에 의해 생겼을지도 모릅니다.최근 혜성과 행성의 충돌은 1994년 7월에 발생했습니다.레비 9호는 산산조각이 나서 목성과 충돌했습니다.[156]

갈색 반점은 신발 제조기 혜성의 충돌 지점을 표시합니다.목성의 레위 9
73P/슈와스만-와흐만의 3일 내 해체(1995)
태양 통과 후 C/2015 D1(SOHO) 고스트테일
P/2013 R3의 붕괴 (2014)[157]

명명법

주요 기사:혜성명칭
1910년 핼리 혜성

혜성에 붙여진 이름은 지난 2세기 동안 여러 가지 다른 관습을 따랐습니다.20세기 초 이전에는 대부분의 혜성이 출현한 해를 가리켰고, 가끔은 특별히 밝은 혜성에 대한 추가적인 형용사를 붙이기도 했습니다. 따라서 "1680년의 위대한 혜성", "1882년의 위대한 혜성", 그리고 "1910년의 1월의 위대한 혜성"이 등장했습니다.

에드먼드 핼리가 1531년, 1607년, 1682년의 혜성들이 같은 물체라는 것을 증명하고 궤도를 계산하여 1759년에 혜성의 귀환을 성공적으로 예측한 후, 그 혜성은 핼리 혜성으로 알려지게 되었습니다.[158]비슷하게, 두 번째와 세 번째로 알려진 주기 혜성인 엥케 혜성과[159] 비엘라 혜성은 원래 발견자가 아닌 궤도를 계산한 천문학자들의 이름을 따서 지어졌습니다.[160]나중에, 주기적인 혜성들은 보통 발견자들의 이름을 따서 지어졌지만, 한 번만 나타났던 혜성들은 그들의 출현 년도까지 계속해서 언급되었습니다.[161]

20세기 초에 혜성의 발견자 이름을 따서 명명하는 관습이 일반화되었고, 이것은 오늘날에도 남아있습니다.혜성은 발견자들의 이름을 따서 명명될 수도 있고, 혜성을 발견하는데 도움을 준 도구나 프로그램도 있습니다.[161]예를 들어, 2019년 천문학자 게나디 보리소프는 태양계 밖에서 시작된 것으로 보이는 혜성을 관측했습니다. 그 혜성의 이름은 그의 이름을 따서 2I/보리소프라고 지어졌습니다.[162]

공부이력

주요 기사: 혜성 관측 역사

초기 관찰과 사고

핼리 혜성은 헤이스팅스 전투 이전인 1066년에 나타났고, 바예우 태피스트리에 묘사되어 있습니다.
Tycho Brahe의 1577년 대혜성에 대한 지구 중심적인 관점을 묘사한 논문의 한 페이지

중국의 오라클 뼈와 같은 고대 출처에서, 혜성은 수 천년 전부터 인간에 의해 발견되어 온 것으로 알려져 있습니다.[163]16세기까지 혜성은 보통 왕이나 귀족들의 죽음이나 다가오는 재앙의 불길한 징조로 여겨졌고, 심지어 천상의 존재들이 지상 거주자들을 공격하는 것으로 해석되기도 했습니다.[164][165]

아리스토텔레스 (기원전 384–322)는 혜성의 일관되고 구조화된 우주론을 사용하기 위해 다양한 이론과 관측 사실을 사용한 최초의 과학자였습니다.그는 혜성이 황도대 밖에서 나타날 수 있고 며칠 동안 밝기가 변할 수 있기 때문에 혜성은 대기 현상이라고 믿었습니다.아리스토텔레스의 혜성 이론은 우주의 모든 것이 독특한 구조로 배열되어 있다는 그의 관찰과 우주론 이론에서 비롯되었습니다.[166]이러한 구성의 일부는 혜성이 천체와 지구 사이의 분명한 분리이며 혜성이 후자와 엄격하게 연관되어 있다고 믿었습니다.아리스토텔레스에 의하면, 혜성은 달의 영역 안에 있어야 하고, 하늘과 분명히 떨어져 있어야 합니다.또한 기원전 4세기에 민두스의 아폴로니우스는 혜성이 행성처럼 움직인다는 생각을 지지했습니다.[167]혜성에 대한 아리스토텔레스적 이론은 다양한 개인들의 여러 발견에도 불구하고 중세 시대 내내 널리 받아들여졌습니다.[168]

서기 1세기에 젊은 세네카는 혜성에 관한 아리스토텔레스의 논리에 의문을 제기했습니다.그들의 규칙적인 움직임과 바람에 불지 않기 때문에, 그들은 대기권이 될 수 없고,[169] 하늘을 가로지르는 짧은 섬광에 의해 암시되는 것보다 더 영구적입니다.[a]그는 꼬리만 투명해서 구름처럼 보인다고 지적했고, 그들의 궤도를 황도대에 국한시킬 이유가 없다고 주장했습니다.[169]세네카는 민두스의 아폴로니우스를 비판하면서 "혜성은 우주의 상부를 관통한 다음 궤도의 최저점에 도달하면 마침내 가시화된다"고 주장합니다.[170]세네카가 그 자신의 실질적인 이론을 저술하지는 않았지만,[171] 그의 주장은 16세기와 17세기 아리스토텔레스 비평가들 사이에서 많은 논쟁을 불러일으켰을 것입니다.[168][b]

1세기에, 대 플리니우스는 혜성이 정치적인 불안과 죽음과 관련이 있다고 믿었습니다.[173]플리니는 혜성을 "인간과 같은" 것으로 관찰했으며, 종종 꼬리를 "긴 머리" 또는 "긴 수염"으로 묘사했습니다.[174]혜성을 색깔과 모양에 따라 분류하는 그의 시스템은 수 세기 동안 사용되었습니다.[175]

인도에서는 6세기 무렵 천문학자들이 혜성이 주기적으로 다시 나타나는 천체라고 믿었습니다.이는 6세기 천문학자 바라하미히라와 바드라바후가 표현한 견해로, 10세기 천문학자 바하 ṭṭ트팔라는 특정 혜성의 이름과 추정 시기를 나열했지만, 이 수치들이 어떻게 계산됐는지, 얼마나 정확했는지는 알려지지 않았습니다.1301년, 이탈리아 화가 조토는 혜성을 정확하고 해부학적으로 묘사한 최초의 사람이었습니다.그의 작품 "마기의 경배"에서, 조토가 베들레헴의 별을 대신하여 핼리 혜성을 묘사한 것은 19세기까지 정확성 면에서 타의 추종을 불허하고 사진의 발명만으로 최고가 될 것입니다.[177]

혜성에 대한 점성학적 해석은 현대 과학 천문학이 뿌리를 내리기 시작했음에도 불구하고 15세기까지 명확하게 우선 순위를 차지했습니다.혜성들은 루저너 실링 연대기와 교황 칼릭스토 3세의 경고에서 볼 수 있듯이 재앙을 계속해서 예고했습니다.[177]1578년, 독일 루터교 주교 안드레아스 첼리치우스는 혜성을 "인간의 죄악의 짙은 연기"라고 정의했습니다. 그는 "최고의 천상의 판사님의 뜨겁고 불타는 분노에 의해 촉발된" 것입니다.다음 해, 안드레아스 두디스(Andreas Dudith)는 "만약 혜성들이 인간의 죄 때문에 생긴 것이라면, 그것들은 결코 하늘에서 없을 것입니다."[178]라고 말했습니다.

과학적 접근법

핼리 혜성의 시차 측정은 1456년에 이루어졌지만, 오류가 있었습니다.[179]레지오몬타누스는 1472년 대혜성을 관측하여 일주 시차를 계산하려는 최초의 시도자였습니다.그의 예측은 매우 정확하지는 않았지만, 지구로부터의 혜성의 거리를 추정하기 위한 희망으로 실행되었습니다.[175]

16세기에, 타이코 브라헤와 마이클 마에슬린은 1577년의 대혜성의 시차를 측정함으로써 혜성이 지구 대기권 밖에 존재해야 한다는 것을 증명했습니다.[180]정확한 측정 범위 내에서 혜성은 지구에서 달까지의 거리보다 최소 4배 이상 더 멀어야 한다는 것을 의미합니다.[181][182]1664년에 관측한 자료를 바탕으로 지오바니 보렐리는 혜성의 경도와 위도를 기록했으며 혜성 궤도가 포물선일 수도 있다고 주장했습니다.[183]숙련된 천문학자임에도 불구하고, 갈릴레오 갈릴레이는 그의 1623년 저서 The Assayer에서 혜성의 시차에 대한 브라헤의 이론을 거부하고, 개인적인 관찰이 거의 없었음에도 불구하고 그것들이 단지 착시일 수 있다고 주장했습니다.[175]1625년 마에슬린의 제자 요하네스 케플러는 혜성 시차에 대한 브라헤의 견해가 옳다고 주장했습니다.[175]게다가, 수학자 제이콥 베르누이는 1682년에 혜성에 관한 논문을 발표했습니다.

근대 초기 동안 혜성들은 의학 분야에서 점성술적인 중요성으로 연구되었습니다.이 시기의 많은 치료자들은 의학과 천문학을 서로 다른 학문 분야로 생각했고, 혜성과 다른 점성학적 기호에 대한 지식을 환자를 진단하고 치료하기 위해 사용했습니다.[184]

아이작 뉴턴은 1687년 그의 수학 원리에서 역제곱 법칙에 의해 중력의 영향을 받아 움직이는 물체는 원뿔대 중 하나와 같은 모양의 궤도를 추적해야 한다는 것을 증명했고, 1680년의 혜성을 예로 들어 하늘을 통과하는 혜성의 경로를 포물선 궤도에 맞추는 방법을 보여주었습니다.[185]그는 혜성을 비스듬한 궤도를 따라 움직이는 작고 내구성 있는 고체로, 꼬리를 태양에 의해 점화되거나 가열되는 핵에 의해 방출되는 얇은 증기 흐름으로 묘사합니다.그는 혜성이 생명체를 지탱하는 공기 성분의 기원이라고 의심했습니다.[186]그는 혜성이 보통 태양 근처에서 나타나고, 따라서 아마도 태양의 궤도를 돈다고 지적했습니다.[169]그의 광도에 대해 그는 "혜성은 태양의 빛에 의해 빛나고, 그것은 반사된다"라고 말했고, 꼬리는 "혼수에서 발생하는 연기에 의해 반사되는 태양의 빛"으로 빛났습니다.[169]

뉴턴의 프린시피아처럼 포물선에 맞는 1680년 혜성의 궤도

1705년 에드몽 핼리 (1656–1742)는 1337년에서 1698년 사이에 발생한 23개의 혜성 장치에 뉴턴의 방법을 적용했습니다.그는 이들 중 1531, 1607, 1682년 혜성들은 궤도 요소들이 매우 유사하며, 목성과 토성에 의해 야기되는 중력 섭동의 관점에서 그들의 궤도의 약간의 차이를 더 설명할 수 있다고 언급했습니다.이 세 개의 모습이 같은 혜성의 세 개의 모습이었다고 확신한 그는 이 혜성이 1758-59년에 다시 나타날 것이라고 예측했습니다.[187]핼리의 귀환 예정일은 나중에 세 명의 프랑스 수학자 팀에 의해 구체화되었습니다.알렉시스 클레로, 조셉 랄랑드, 니콜-라인 르파우트는 혜성의 근일점 1759년 시점을 한 달 이내로 예측했습니다.[188][189]혜성이 예상대로 돌아오자 핼리 혜성으로 알려지게 되었습니다.[190]

그의 거대한 증기 기차는 아마도 흔들릴 것입니다.
수많은 오브에 수분을 되살리며,
그의 긴 타원이 휘감겨지는 'Thro'; 아마도.
쇠퇴하는 태양에 새로운 연료를 빌려주기 위해,
세상에 불을 붙이고 그 천상의 불을 먹이기 위해.

James Thomson The Seasons (1730; 1748)[191]

일찍이 18세기에, 일부 과학자들은 혜성의 물리적인 구성에 대해서 정확한 가설을 세웠습니다.1755년, 임마누엘 칸트는 그의 세계자연사에서 혜성들이 알려진 행성 너머의 "원시 물질"로부터 응축되어 중력에 의해 "약간 움직이다"가 임의의 기울기로 궤도를 돌고, 근일점 근처에서 태양의 열에 의해 부분적으로 기화된다는 가설을 세웠습니다.[192]1836년, 독일 수학자 프리드리히 빌헬름 베셀은 1835년 핼리 혜성이 나타나는 동안 증기의 흐름을 관찰한 후, 증발하는 물질의 제트 힘이 혜성의 궤도를 크게 바꿀 만큼 충분히 클 수 있다고 제안했습니다.그리고 그는 엥케혜성의 중력이 아닌 움직임이 이 현상에서 비롯되었다고 주장했습니다.[193]

19세기에 파도바 천문대는 혜성 관측 연구의 중심지였습니다.지오반니 산티니 (1787–1877)가 이끄는 그리고 주세페 로렌조니 (1843–1914)가 이끄는 이 천문대는 거의 만 개의 별들의 목록을 수집하는 목표로 고전 천문학, 주로 새로운 혜성과 행성 궤도 계산에 전념했습니다.이탈리아 북부에 위치한 이 천문대의 관측은 밀라노와 파도바, 파도바와 피우메 사이의 경도 차이와 같은 중요한 측지학적, 지리적, 천문학적 계산을 수립하는 데 핵심적이었습니다.[194]천문대 내에서의, 특히 산티니와 또 다른 천문학자 주세페 톨도 사이의 서신은 혜성과 행성 궤도 관측의 중요성을 언급했습니다.[195]

1950년 프레드 로렌스 휘플은 혜성이 얼음을 포함한 암석 물체라기보다는 먼지와 암석을 포함한 얼음 물체라고 주장했습니다.[196]이 "더러운 눈덩이" 모형은 곧 받아들여졌고 1986년 핼리 혜성의 혼수상태를 뚫고 날아간 우주선 함대(유럽우주국의 조토 탐사선과 소련의 베가 1호와 베가 2호 포함)의 관측에 의해 지지를 받은 것으로 보입니다.[197]

2014년 1월 22일, ESA 과학자들은 소행성대에서 가장 큰 천체인 왜행성 세레스에서 수증기가 발견되었다고 처음으로 발표했습니다.[198]이 탐지는 허셜 우주 관측소의 원적외선 능력을 이용하여 이루어졌습니다.[199]소행성이 아닌 혜성은 일반적으로 "새싹 제트기와 깃털"로 간주되기 때문에 이러한 발견은 뜻밖입니다.과학자들 중 한 명에 의하면, "혜성과 소행성 사이의 선들이 점점 더 흐려지고 있습니다."[199]2014년 8월 11일 천문학자들은 처음으로 아타카마 대형 밀리미터/서브밀리미터 배열(ALMA)을 사용하여 혜성 C/2012 F6(레몬)과 C/2012 S1(ISON) 내부의 HCN, HNC, HCO2, 먼지의 분포를 상세히 설명한 연구를 발표했습니다.[200][201]

우주선 임무

참고 항목:우주선이 방문한 혜성 목록
  • 핼리 함대는 1980년대 핼리 혜성 근일점을 방문하거나 관측한 우주선 임무의 집합을 설명합니다.우주왕복선 챌린저호는 1986년 핼리혜성을 연구하기 위한 것이었으나 발사 직후 폭발했습니다.
  • 딥 임팩트.혜성에 얼음이 얼마나 있는지에 대한 논쟁이 계속되고 있습니다.2001년 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성 표면의 고해상도 이미지를 얻었습니다.보렐리 혜성의 표면은 뜨겁고 건조하며 온도는 26~71°C(79~160°F) 사이이며, 극도로 어두워서 태양열과 성숙으로 얼음이 사라졌거나 보렐리를 덮고 있는 그을음 같은 물질에 가려져 있음을 시사합니다.[202]2005년 7월 딥 임팩트 탐사선은 내부를 연구하기 위해 템펠 1 혜성의 분화구를 폭파시켰습니다.이 임무는 혜성의 대부분의 물 얼음이 지표면 아래에 있고 이 저장고들이 템펠 1호의 혼수상태를 형성하는 기화된 물의 분출물을 공급한다는 결과를 제시했습니다.[203]2010년 11월 4일 하틀리 2 혜성을 근접 비행했습니다.
  • 율리시스.2007년 율리시스 탐사선은 2006년 발견된 혜성 C/2006 P1(McNaught)의 꼬리를 예기치 않게 통과했습니다.율리시스는 1990년에 발사되었고 의도된 임무는 율리시스가 모든 위도에서 더 많은 연구를 위해 태양 주위를 도는 것이었습니다.
  • 스타더스트.스타더스트 탐사의 데이터에 따르면 와일드 2의 꼬리에서 발견된 물질은 결정질이며, 1,000°C(1,830°F)가 넘는 극도의 고온에서만 "불 속에서 태어났다"고 합니다.[204][205]비록 혜성이 태양계 바깥쪽에서 형성되었지만, 태양계가 초기에 형성되는 동안의 물질의 방사상 혼합은 원시 행성계 원반 전체에 물질을 재분배한 것으로 생각됩니다.[206]결과적으로 혜성은 초기 뜨거운 태양계 내부에서 형성된 결정립을 포함하고 있습니다.이는 혜성 스펙트럼뿐만 아니라 샘플 반송 임무에서도 볼 수 있습니다.더 최근에 발견된 자료는 "혜성 먼지가 소행성 물질과 유사하다"는 것을 보여줍니다.[207]이 새로운 결과들은 과학자들이 혜성의 본질과 소행성과의 차이점에 대해 다시 생각해 보게 만들었습니다.[208]
  • 로제타.로제타 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성의 궤도를 돌았습니다.2014년 11월 12일, 착륙선 필레는 혜성 표면에 성공적으로 착륙했는데, 이는 역사상 처음으로 우주선이 그러한 물체에 착륙한 것입니다.[209]

분류

대혜성

주요 기사 : 대혜성
참고 항목: 1577년 대혜성
1577년 대혜성 목판화

대략 10년에 한 번, 혜성은 무심코 관찰하는 사람이 알아차릴 수 있을 정도로 밝아지고, 그러한 혜성은 위대한 혜성으로 지정됩니다.[151]많은 요인들이 혜성의 밝기가 예측에서 크게 벗어날 수 있기 때문에, 혜성이 위대한 혜성이 될 것인지를 예측하는 것은 매우 어렵습니다.[210]대체로, 만약 혜성이 크고 활동적인 핵을 가지고 있고, 태양에 가까이 지나갈 것이고, 지구에서 볼 때처럼 태양에 가려지지 않는다면, 그것은 위대한 혜성이 될 가능성이 있습니다.그러나 1973년 코후텍 혜성은 모든 기준을 충족시켰고 화려해질 것으로 기대되었으나 그렇게 하지 못했습니다.[211]3년 후에 나타난 웨스트 혜성은 훨씬 낮은 기대를 가졌으나 매우 인상적인 혜성이 되었습니다.[212]

1577년의 대혜성은 위대한 혜성의 잘 알려진 예입니다.이 혜성은 비주기적인 혜성으로 지구 근처를 지나갔고, 유명한 천문학자 티코 브라헤와 타키 앗 딘을 포함한 많은 사람들이 관측했습니다.이 혜성에 대한 관찰은 혜성 과학, 특히 브라헤에 대한 몇 가지 중요한 발견으로 이어졌습니다.

20세기 후반에는 거대한 혜성들이 나타나지 않은 채 긴 간격을 보였고, 1996년 햐쿠타케 혜성, 2년 전 1997년 최대 밝기에 도달한 헤일밥 혜성이 연달아 등장했습니다.21세기의 첫 번째 위대한 혜성은 C/2006 P1 (McNaught)으로 2007년 1월 육안 관측자들이 볼 수 있게 되었습니다.그것은 40년만에 가장 밝았습니다.[213]

선그레이징 혜성

주요 기사:선그레이징 혜성

선그레이징 혜성은 근일점에서 태양에 매우 가깝게 지나가는 혜성으로, 일반적으로 몇 백만 킬로미터 이내에 있습니다.[214]비록 작은 선그레이저는 태양에 가까이 접근하는 동안 완전히 증발될 수 있지만, 더 큰 선그레이저는 많은 근일점 통로에서 살아남을 수 있습니다.하지만, 그들이 경험하는 강한 조석력은 종종 그들의 분열로 이어집니다.[215]

SOHO로 관측된 선레이저의 약 90%는 크로이츠 그룹의 일원이며, 이들은 모두 태양계 내부를 통과하는 첫 번째 경로에서 많은 작은 혜성으로 분해된 하나의 거대 혜성에서 비롯됩니다.[216]나머지는 산발적으로 존재하는 선레이저를 포함하고 있지만, 그들 중에서 크라흐트, 크라흐트 2a, 마스덴, 마이어 등 네 개의 다른 혜성 집단이 확인되었습니다.마스덴과 크라흐트 그룹은 둘 다 사분면과 아리에티드 두 유성류의 모체인 96P/마흐홀츠 혜성과 관련이 있는 것으로 보입니다.[217]

특이 혜성

참고 항목: § 혜성의 운명, 스와스티카 § 혜성
태양계 천체의 종류를 보여주는 오일러 도표

알려진 수천 개의 혜성들 중에서, 어떤 혜성들은 특이한 특성들을 보여줍니다.엥케 혜성(2P/Encke)은 소행성대 바깥에서 수성 궤도 안쪽까지 궤도를 돌고 있는 반면, 29P/슈와스만-와흐만 혜성은 현재 목성과 토성 궤도 사이를 거의 원형 궤도로 이동하고 있습니다.[218]토성과 천왕성 사이의 궤도가 불안정한 2060 키론은 원래 희미한 혼수상태가 감지되기 전까지 소행성으로 분류되었습니다.[219]마찬가지로, 제화공도-레비 2는 원래 1990 UL로3 명명되었습니다.[220]

가장 큰

알려진 가장 큰 주기 혜성은 지름 200 km의 95P/키론으로, 8 AU의 토성 궤도 바로 안쪽에서 50년마다 근일점에 도달합니다.알려진 가장 큰 오르트 구름 혜성은 ≈ 150 km의 베르나르디넬리-번스타인 혜성으로 추정되고 있으며, 이 혜성은 2031년 1월 11AU에서 토성의 궤도 바로 바깥쪽에 있을 때까지 근일점에 도달하지 못할 것입니다.1729년의 혜성은 지름이 ≈ 100 km였으며 4 AU에 목성 궤도 안쪽에서 근일점에 도달한 것으로 추정됩니다.

센타우르스

주요 기사:센타우루스 (소행성)

센타우루스는 일반적으로 소행성과 혜성의 특징을 가지고 행동합니다.[221]센타우루스는 60558 Echeclus, 166P/NEAT와 같은 혜성으로 분류할 수 있습니다. 166P/NEAT는 혼수상태를 보이는 동안 발견되어 궤도에도 불구하고 혜성으로 분류되고, 60558 Echeclus는 혼수상태가 아닌 상태로 발견되었으나 이후 활동하게 되어 [222]혜성과 소행성(174P/Echeclus)으로 모두 분류되었습니다.카시니의 계획 중 하나는 그것을 센타우루스로 보내는 것을 포함했지만, 나사는 대신 그것을 파괴하기로 결정했습니다.[223]

관찰

혜성은 광시야 망원경을 사용하여 사진으로 발견되거나 쌍안경으로 시각적으로 발견될 수 있습니다.하지만, 광학 장비에 접근하지 않더라도, SOHO와 같은 일부 위성 관측소에서 축적한 이미지를 다운로드함으로써 아마추어 천문학자가 온라인에서 선그레이징 혜성을 발견하는 것은 여전히 가능합니다.[224]SOHO의 2000번째 혜성은 폴란드의 아마추어 천문학자 미샤우 쿠시아크에 의해 2010년[225] 12월 26일에 발견되었으며, 헤일밥의 발견자들은 둘 다 아마추어 장비를 사용했습니다.

잃다

주요 기사:로스트 혜성

수십 년 전 또는 이전 세기에 발견된 다수의 주기적인 혜성들은 현재 잃어버린 혜성들입니다.그들의 궤도는 미래의 모습을 예측할 수 있을 만큼 충분히 잘 알려져 있지 않거나 혜성이 분해되었습니다.하지만 가끔 새로운 혜성이 발견되기도 하는데, 궤도를 계산해보면 오래된 "잃어버린" 혜성으로 보입니다.예를 들면 혜성 11P/템펠-스위프트-1869년에 발견되었지만 목성의 섭동 때문에 1908년 이후에는 관측할 수 없는 선형성.그것은 2001년 LINEAR에 의해 우연히 재발견되기 전까지 다시 발견되지 않았습니다.[226]이 범주에 맞는 혜성은 적어도 18개가 있습니다.[227]

대중문화에서

참고 항목:소설 및 카테고리의 혜성:픽션의 임팩트 이벤트

대중문화에서 혜성을 묘사하는 것은 혜성을 파멸의 전조이자 세계를 바꾸는 변화의 전조로 보는 서양의 오랜 전통에 확고하게 뿌리를 두고 있습니다.[228]핼리 혜성만이 매번 재등장할 때마다 여러 종류의 선정적인 출판물을 만들어 냈습니다.마크 트웨인(1910년에 혜성과 사귀게 될 것이라고 정확하게 추측한)[228]과 메리 채핀 카펜터가 〈Halley Come to Jackson〉이라는 곡을 헌정한 에우도라 웰티와 같이 몇몇 유명한 사람들의 탄생과 죽음이 혜성의 별개의 모습과 일치한다는 것이 특히 주목되었습니다.[228]

과거에는, 밝은 혜성들이 종종 나쁜 징조로 여겨지면서, 일반인들에게 공포와 히스테리를 불러일으켰습니다.더 최근에는 1910년 핼리 혜성이 통과하는 동안 지구가 혜성의 꼬리를 통과했고, 잘못된 신문 보도는 꼬리에 있는 시안겐이 수백만 명을 독살할지도 모른다는 두려움을 불러일으켰고,[229] 1997년 헤일밥 혜성의 출현은 헤븐스 게이트 숭배의 대량 자살을 촉발했습니다.[230]

과학 소설에서 혜성의 충격은 기술과 영웅주의에 의해 극복되는 위협으로 묘사되거나(1998년 영화 딥 임팩트와 아마겟돈에서처럼), 지구 종말의 계기로 묘사됩니다(루시퍼의 망치, 1979년) 또는 좀비(Night of the Comet,[228] 1984년).쥘 베른의 '혜성을 타고 떠나다'에서 한 무리의 사람들이 태양 주위를 도는 혜성에 발이 묶인 반면, 대규모 승무원 우주 탐험대가 아서 C 경에 있는 핼리 혜성을 방문합니다. 클라크의 소설 2061: 오디세이 쓰리.[231]

문학에서

1825년 7월 15일 피렌체에서 폰스에 의해 처음 기록된 긴 기간의 혜성은 모든 천체들이 혜성의 외관과 목적에 대해 논쟁하는 리디아 시고니의 유머러스한 시 '1825년의 혜성'에 영감을 주었습니다.

갤러리

비디오

  • 미 항공우주국, 지구로 샘플 반환용 혜성 작살 개발

  • 엥케 혜성이 꼬리를 잃었습니다.

참고 항목

참고문헌

각주

  1. ^ "나는 혜성이 단순한 갑작스러운 불길이라고 생각하지 않고, 그것은 자연의 영원한 작품 중 하나라고 생각합니다." (Sagan & Druyan 1997, 페이지 26)
  2. ^ 세네카는 "왜 우리는 우주에서 보기 드문 광경인 혜성들이 아직 고정된 법칙에 의해 파악되지 않고 있고, 혜성들의 귀환이 방대한 간격을 두고 있을 때 그들의 시작과 끝을 알 수 없다는 것에 놀랐을까요?"라고 말한 것으로 전해졌습니다.아주 오랜 시간에 걸친 부지런한 연구가 지금은 숨겨져 있는 것들을 밝혀낼 때가 올 것입니다."[172]

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  188. ^ 1758년 11월 14일, 알렉시스 클레로는 파리 왕립 과학 아카데미에 핼리 혜성이 돌아오는 날짜를 다음과 같이 예측했습니다.
    • Clairaut (1759년 1월) "Mémoire sur la cométe de 1682", Le Journal des Sçavans, 38-45쪽.44쪽에서 클레어로는 핼리 혜성이 1759년 4월 중순에 돌아올 것이라고 예측합니다.44쪽부터 (프랑스어에서 번역): "...내가 보기에 이 예상 혜성은 내년 4월 중순경에 근일점을 지나야 할 것 같습니다."40페이지에서, 클레어우트는 토성 너머에 미지의 행성이 존재하기 때문에 그의 예측이 약간 틀릴 수도 있다고 말합니다. "너무 멀리 떨어진 지역으로 통과하고, 그렇게 긴 간격 동안 우리의 눈을 피해 가는 한 물체[즉, 핼리 혜성]는 다른 혜성들의 작용과 같이 전혀 알려지지 않은 힘을 받게 될 수도 있습니다.심지어 어떤 행성은 태양으로부터 항상 너무 멀리 떨어져 있어서 절대로 감지할 수 없습니다."
    1759년 4월 7일, 프랑스 천문학자 조제프-니콜라스 델리슬은 파리 왕립 과학 아카데미에 자신과 그의 조수 샤를 메시에가 핼리 혜성의 귀환을 예측한 대로 관측했다고 발표했습니다.딜리슬은 나중에 혜성의 귀환이 독일의 아마추어 천문학자이자 농부인 게오르크 팔리츠슈에 의해 처음 목격되었다고 인정했습니다.
    • de l'Isle (1759년 8월) "두 번째 편지 M. de l'Isle", Le Journal des Sçavans, pp. 523–529.526쪽 (프랑스어 번역) : " ...4월 1일 저녁에 하이델베르크로부터 편지를 받았는데, 금년 1월 24일에 라이프치히에서 이 혜성이 작년 12월 25일과 26일에 작센에서 팔리슈라는 농민이 목격했다는 독일의 회고록이 나에게 쓰여 있습니다. 나는 도저히 속일 수가 없습니다.이 농민이 어떻게 그것을 발견할 수 있었는지, 이 혜성은..."
    핼리 혜성의 재발견에 대한 이야기는 조셉 랄랑드에 의해 다음과 같이 전해졌습니다.
    • 들랄랑드, 테이블 천문학 드 M. 핼리, ... 1759년 혜성의 역사(Et L'Histoire de la Comete de 1759.[할리 씨의 천문표와 1759년 혜성의 역사.] (프랑스 파리:듀랜드, 1759), 91쪽 ff.랄랑드는 110쪽에서 핼리 혜성의 귀환을 예측하는 데 르파우트 부인이 기여한 바를 인정했습니다.110쪽 (프랑스어에서 번역): "... 하지만 천문학적 계산에 오랫동안 성공적으로 자신을 적용해온 르파우트 부인이 연구에 참여하지 않았다면 이 엄청난 일련의 세부사항들이 제게는 무섭게 보였을 것이라는 사실은 인정해야 합니다."
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