혜성이란?
혜성은 얼음처럼 작은 태양계 천체로 태양 근처를 통과하면 따뜻해지고 가스가 방출되기 시작합니다. 이것을 가스 방출이라고 부릅니다. 이에 따라 원자핵을 둘러싼 중력적으로 결합되지 않은 대기나 혜성 핵 주위 가스층 코마가 확산되고, 가스나 먼지 가스의 꼬리가 뿜어져 나옵니다. 이러한 현상은 태양의 복사와 해성의 핵에 작용하는 태양풍 플라즈마의 영향에 의한 것입니다. 혜성의 핵은 직경 수백 미터에서 수십 킬로미터 범위에 있으며 완만한 얼음과 먼지, 작은 암석 입자로 구성되어 있습니다. 코마는 지구 직경의 최대 15배이며 꼬리는 하나의 천문 단위를 넘어 늘어날 수 있습니다. 혜성이 충분히 가깝고 밝으면, 망원경의 도움 없이 지구에서 혜성을 볼 수 있습니다.
혜성은 보통 매우 편심한 타원형 궤도를 가지고 있으며, 수년에서 수백만 년까지 폭넓은 궤도 주기를 가지고 있습니다. 단주기 혜성은 카이퍼 벨트 또는 그와 관련된 산란 원반에서 유래하여 해왕성의 궤도 너머에 있습니다. 장주기 혜성은 통과하는 카이퍼 벨트 바깥쪽에서 가장 가까운 항성까지의 중간까지 뻗어 있는 얼음으로 뒤덮힌 구형의 구름으로부터 오르트 구름에서 유래한 것으로 생각됩니다. 장주기 혜성은 통과하는 별과 은하의 형세로부터의 중렵 섭동에 의해 태양을 향해 움직이기 시작합니다. 쌍곡선 혜성은 항성간 공간으로 발사되기 전에 내부 태양계를 한 번 통과할 수 있습니다.
태양 근처를 여러 번 통과해 온 멸종된 혜성은 휘발성 얼음과 먼지 대부분을 잃어 작은 소행성을 닮아갈지도 모릅니다. 소행성은 혜성과는 다른 기원을 가지고 있는 것으로 생각되며, 태양계 바깥쪽이 아닌 목성 궤도 안 쪽에 형성디어 있습니다. 그러나 주대 혜성이라고도 불리는 활성 소행성과 활발한 켄타우로스 소행성의 발견으로 소행성과 혜성의 구별이 모호해지고 있습니다.
혜성의 물리적 구성 특징
핵
혜성의 핵심적인 구조인 핵은 고체로 알려져 있습니다. 혜성의 핵은 암석, 먼지, 수빙과 동결된 이산화탄소, 메탄, 암모니아의 융합으로 구성되어 있습니다. 따라서 프레드 휘플의 모델을 따서 일반적으로 '더러운 눈덩이'로 설명되고 있습니다. 먼지 함유량이 높은 혜성은 '얼음 더트 볼'이라고 불립니다. '얼음 더트 볼'이라는 용어는 2005년 7월 나사의 딥 임팩트 미션에 의해 보내진 '임팩터' 탐사선과의 혜성의 충돌을 관측한 후 생겨났습니다. 2014년 진행된 연구에 따르면 혜성 표면은 유기화합물이 섞인 치밀한 결정 얼음으로 형성돼 있는 반면에 내부 얼음은 더 차갑고 밀도가 낮다는 점에서 '아이스크림 튀김'과 같습니다.
핵 표면은 일반적으로 건조하고 먼지와 바위가 많기 때문에 얼음이 표면 지각의 수 미터 아래에 숨어있습니다. 핵에서 다양한 유기화합물이 포함되어 있으며 메탄올, 시안화수소, 포름알데히드, 에탄올, 에탄 및 아마도 장쇄 탄화수소와 아미노산과 같은 보다 복잡한 분자가 포함될 수 있습니다. 2009년 나사의 스타더스트 미션에 의해 회수된 혜성 먼지에서 아미노산 글리신이 검출된 것이 확인되었습니다. 2011년 8월 지구에서 발견된 운석에 관한 나사의 연구를 바탕으로 DNA와 RNA 성분이 소행성이나 혜성에 의해 형성되었을 가능성을 시사하는 보고서가 발표되었습니다.
혜성핵의 외표면은 매우 낮은 알베도를 가지고 있어 태양계에서 발견된 가장 반사가 적은 물체 중 하나입니다. 지오토 우주탐사기는 핼리 혜성의 핵이 그 위에 떨어지는 빛의 약 4%를 반사한다는 것을 밝혀냈고, 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성의
표면이 3%보다 더 적은 양을 반사한다는 것을 발견했습니다. 핵의 어두운 표면 물질은 복잡한 유기 화합물로 구성되어있을 가능성이 있습니다. 태양열은 더 가벼운 휘발성 화합물을 배출하고 타르나 원유와 같은 매우 어두운 경향이 있는 큰 유기 화합물을 남깁니다. 혜성 표면의 낮은 반사율은 혜성이 그것들의 탈가스 프로세스를 구동하는 열을 흡수하도록 야기합니다.
코마
혜성 주위에는 먼지와 가스의 흐름이 거대하고 매우 얇은 대기를 만들어내고 있는데, 이를 '코마'라고 부릅니다. 태양의 방사 압력과 태양풍에 의해 코마에 가해진 힘은 거대한 '꼬리'를 형성하여 태양으로부터 멀어지게 합니다.
코마는 일반적으로 무로가 먼지로 구성되어 있으며 혜성이 태양의 3-4 천문단위 AU 안에 있을 때 원자핵에서 유출되는 휘발성 물질의 최대 90%를 물이 차지하고 있습니다. 물의 모분자는 주로 광해리와 광이오환에 의해 파괴되며, 태양풍은 광화학에 비해 물 파괴에 작은 역할을 합니다. 더 큰 먼지 입자는 혜성의 궤도 경로를 따라 남겨지고, 더 작은 입자는 광압에 의해 태양에서 혜성의 꼬리 부분으로 떠내려갑니다.
혜성의 고체핵은 일반적으로 지름 60킬로미터 미만이지만 코마까지 포함한 상태는 수천에서 수백만 킬로미터에 이를 수 있어 때로는 태양보타 커집니다. 예를 들어 1811년 대혜성은 거의 태양의 지름만큼의 코마가 있었습니다. 코마는 상당히 커질 수 있는데, 그 크기는 태양에서 약 1.5천문단위로 화성 궤도를 가로지를 때 감소합니다. 이 거리는 태양풍이 충분히 강해져 가스와 먼지를 코마에서 날려 꼬리를 크게 만듭니다.
꼬리
태양계 바깥쪽에서는, 혜성이 동결되어 활동하지 않으며 그 크기가 작기 때문에 지구에서 검출하는 것은 매우 어렵거나 불가능합니다. 카이퍼 벨트에서 비활성 혜성 핵의 통계적 검출은 허블 우주 망원경의 관측으로부터 보고되었지만, 이러한 검출은 의문시되고 있습니다. 혜성이 내부 태양계에 가까워짐에 따라 태양 복사는 혜성 내 휘발성 물질을 증발시켜 핵에서 흘러나와 먼지를 운반합니다.
먼지와 가스의 흐름은 각각 독자적인 꼬리를 형성하며 조금 다른 방향을 가리키고 있습니다. 먼지 꼬리는 종종 II형 또는 먼지 꼬리라고 불리는 굴곡진 꼬리를 형성하도록 혜성 궤도에 남겨집니다. 동시에 가스로 이루어진 이온이나 I형 꼬리는 항상 태양으로부터 직접 떨어져 있습니다.왜냐하면 이 가스는 먼지보다 태양풍의 영향을 강하게 받으며 궤도의 궤적이 아닌 자기장 선을 따르고 있기 때문입니다. 지구가 혜성의 궤도면을 통과할 때처럼 이온과 먼지 꼬리의 반대 방향을 가리키는 반대 꼬리가 보일 수 있습니다.