천체의 종류 - (7) 혜성

안녕하세요~ 이번 포스트는 우리 태양계의 다른 천체인 혜성에 대해 알아볼려고 합니다.

혜성은 꼬리가 있어 꼬리별 또는 화살에 빗대어 살별이라고도 부릅니다.

갑자기 나타나서 밤하늘에 길게 꼬리를 휘날리는 수상한 혜성은 예로부터 꺼림직하고 불길한  재앙의 징조로 인식되어 왔습니다. 큰 혜성의 출현은 천재지변의 전조 등이라고 불려졌던 기록이 많이 남아있어요.

 

혜성의 정체를 알지 못한 고대시대의 사람들은 혜성의 머리와 이어지는 긴 꼬리, 그리고 밤하늘을 항상 이동하는 혜성의 이질적인 모습으로 인해 신과 같은 존재가 인류에 무언가 계시하려는 상상과 발견되고 난뒤 전후 사건에 연관지으려는 억측으로 혜성의 선입견과 고정관념을 만들게 되었죠.

 

혜성에는 크게 2가지 종류가 있습니다. 장주기의 혜성과 단주기의 혜성입니다. 혜성 또한 행성과 똑같이 태양계를 구성하는 천체입니다.

 

- 혜성의 모습

 

 혜성은 통상 중심부에 빛나는 핵과 그것을 둘러싼 코마, 그리고 코마의 가스로 만들어진 꼬리로 구성되어 있습니다. 중심부에는 코마가 거의 없는 항성의 모습으로 보이는 혜성과 꼬리가 없이 구상 성단처럼 보이는 혜성, 핵이 분명하지 않고 엷은 구름처럼 보이는 혜성 등 형태가 다양한 혜성이 많이 존재 합니다.

 

 핵은 혜성의 중심부에 빛나는 고체 부분입니다. 매우 크기가 작아 과거에 실제로 핵의 크기를 측정한 혜성은 핼리 혜성 등 몇개 뿐입니다.

 핼리 혜성이 근접할 때 접근한 각국의 탐사선에 의해서 7×7×15킬로미터의 감자모양의 핵이 관측되었습니다. 그리고 그 표면의 곳곳에서 가스나 칠레가 제트기 모양으로 내뿜고 있는 것도 아울러 관측되었습니다.

 코마는 핵에서 보이는 가스나 먼지가 핵을 둘러싸고 있는 것으로 크기는 10만~100만킬로미터나 되는 거대한 덩어리입니다. 코마는 태양의 에너지의 영향으로 방출되는 것이기 때문에, 혜성이 태양과 멀리 떨어져 있을 경우에는 거의 볼 수 없습니다. 보통의 경우 혜성이 태양으로부터 2~3천문 단위 정도까지 다가서면 발생할 알고 있습니다.

그러나 무엇보다 혜성의 최대 특징은 그 꼬리에 있습니다. 밝은 긴 꼬리를 늘린 대 혜성의 모습 만큼 신비로운 것은 없습니다. 

 

- 혜성의 꼬리

 

 핵에서 방출된 가스나 먼지가 벋어 혜성의 꼬리가 됩니다. 가스는 태양에서 불어 오는 태양풍에 의해서 태양의 반대편으로 거의 곧게 뻗어 갑니다. 이를 타입 I의 꼬리 또는 이온 꼬리라고 합니다. 먼지는 핵에서 방출 속도와 혜성 본체의 속도와의 관계로 새로운 태양 주회 궤도를 운동하게 됩니다. 이때 방출 시기와 먼지의 크기 분포 등 여러 요소가 얽혀서 곡선 모양으로 뻗어 갑니다. 이를 타입 II의 꼬리 또는 먼지 꼬리 라고 합니다.

 

 

 이어 혜성 속에는 태양의 방향으로 가는 꼬리를 볼 수 있습니다. 크게 돌아선 먼지 꼬리가 외관상 반대 방향으로 뻗어 꼬리로 보이는 것으로 이를 특히 안티 테일이라고 부릅니다. 이 타입의 꼬리는 지구가 혜성의 궤도면을 통과할 때 그 위치 관계에서 발견되는 것으로 거의 직선 모양으로 보입니다.

 

- 오르트 구름

 

 이 혜성은 도대체 어디서 오는 걸까요? 1950년 네덜란드 천문학자 오르트는 많은 혜성을 통계적 연구하여 1개의 가설을 발표했습니다. 이에 따르면 태양에서 2만 10만 천문 단위 거리에 혜성의 둥지가 있다는 것입니다.이를 오르트 구름이라고 부릅니다.

 

- 크로이츠 혜성군의 혜성

 

 많은 혜성 중에는 궤도와 같은 요소가 매우 비슷한 것이 있어서 이것들을 군으로 나누어 부르는 것이 있습니다. 가장 유명한 혜성의 무리로서는 크로이츠 혜성군의 혜성이 들 수 있습니다. 이 군의 혜성은 태양을 스치도록 근일점을 통과하여 가기 때문에, Sun Grazing Comet라고도 불리며 밝고  긴 꼬리를 보여주는 대 혜성이 많은 것이 특징입니다. 크로이츠 혜성 군의 혜성은 이케야-세키 혜성이 유명합니다.

 

- 혜성의 궤도 요소

 

 태양계 내의 천체는 태양을 1개 정점으로 타원 궤도를 그리며 움직이고 있습니다. 혜성의 위치를 알기 위해서 궤도 요소를 알고 있어야 합니다. 궤도 요소에는 혜성의 궤도의 모양이나 운동 모습을 알 수 있습니다.

일반적으로는 다음과 같은 6가지 요소를 사용합니다.

 

T 근일점 통과 시각

Peri. 근일점(')

Node 승교점 경도(') 2000년 분점

Incl. 궤도 경사각(')

e 이심률

q 근일점 거리(AU)

이들 가운데 Peri.는 ω, Node는 Ω, Inc.는 i로 표기되기도 합니다.

 

자, T는 Time of Perihelion Passage의 약어로, 혜성이 가장 태양에 접근 시각을 한 표시(ET)에서 나타냅니다. Peri는 Argument of Perihelion의 약어로, 황도 면과 혜성의 궤도 교점 중 승교점부터 혜성의 궤도를 잰 근일점까지의 각도입니다. Node는 Ascending Node의 약어로 춘분점에서 잰 승교점까지의 각도입니다. Incl.는 Inclination의 약어로 황도 면에 대한 혜성 궤도 면의 기울기를 각도에서 표현하고 있습니다. e는 Eccentricity의 약어로, 궤도 모양을 나타내고 있습니다.e=0.0의 경우 진원 궤도, 0.0<e<1.0의 경우는 타원 궤도, e=1.0의 경우는 포물선 궤도, e>1.0의 경우는 쌍곡선 궤도로 됩니다. q는 Pelihelion Distance에서 근일점에서의 태양으로부터 혜성까지 거리를 천문 단위로 나타낸 것입니다.

새로운 혜성이 발견되었으면, 그 궤도가 결정되고 궤도 요소로 이들 수치가 발표됩니다.

 

 

 

- 혜성의 이름

 

 혜성이 발견되면 보통 발견자의 이름을 혜성의 이름으로 채용하게 됩니다. 새 혜성의 경우는 발견 순서에 따라 3명까지 이름이 주어집니다.

 한국과 가까운 일본에서 최초로 발견한 혜성은 Nagata(C/1931 O1)혜성, Honda(C/1955 O1)혜성, Seki(C/1961 T1)혜성, Ikeya(C/1963 A1)혜성, P/Kojima(70P)혜성 등이 있으며 최근에는 Hyakutake(C/1996 B2)혜성, Utsunomiya(C/2002 F1)혜성, SWAN(C/2002 O6)혜성 등이 있습니다.여기에서 Kojima혜성의 이름의 머리에 붙어 있는 "P/"는 Periodic의 준말로,주기 혜성를 나타내고 있습니다. 주기가 200년 이하의 혜성은 단주기 혜성, 200년 이상의 혜성은 장주기 혜성이라고 불립니다.

 

 혜성의 이름 뒤의()안은 혜성을 구별하기 위한 부호로 불리는 것으로 이것도 혜성에 붙여진 이름(기호)의 일종입니다. 선두 문자가 P의 것은 주기 혜성, C는 비주기 혜성, D는 소멸하거나 행방 불명이 되거나 한 혜성을 나타내고 있습니다.

주기 혜성 중 회귀이 확인된 것은 궤도가 확정됐다며 일련 번호가 매겨지게 됩니다.

 위의 예에서 말하면, Kojima혜성은 궤도가 확정된 70번째 주기 혜성이 됩니다.

 

 또 나이를 나타내는 4자리 숫자 뒤의 알파벳과 숫자는 그 해의 가운데 몇월에 발견된 것인지를 나타내는 기호입니다. A가 1월 상순, B가 1월 하순으로, 이후 월마다 2개의 알파벳을 사용합니다 (I는 사용을 안 합니다). 이 요령으로, 12월 하순이면 Y입니다. 그리고 그 보름 안에서 몇번째로 발견된 것인지 표시가 마지막 숫자입니다. 위의 예에서는 1996 B2는 1996년 1월 하순에 발견된 2번째 혜성, 2002 F1은 2002년 3월 하순 첫번째, 2002 O6은 2002년 7월 하순 6번째,라는 것이 됩니다.

 

 이 밖에도 처음에는 소행성이라고 생각되던 것이 사실은 혜성이라고 나타날 경우 처음에 소행성으로 붙었던 이름이 그대로 혜성의 이름이 되기도 합니다(C/2001 RX14등).

- 혜성의 밝기

 혜성의 밝기를 나타내는 방법은 2가지가 있습니다. 전체 광도(m1)과 핵 광도(m2)입니다. 전체 광도는 혜성의 핵, 코마·꼬리 등 모든 부분을 포함한 광도이며, 핵 광도는 핵부분의 광도를 나타내는 것입니다.

 

 코마와 꼬리가 없는 항성처럼 보이는 혜성의 경우에는 핵 광도가 이용됩니다만, 통상의 경우는 전체 광도가 이용됩니다. 하지만 전체 광도의 결정은 상당히 어려우며, 하늘의 상태나 관측자의 상태, 사용하는 망원경(혹은 쌍안경 등)의 성능 등으로 의견이 분분합니다. 경우에 따라서는 1등급 정도의 차이가 나와버리기도 합니다.

 

혜성의 밝기는 다음 계산식으로 구할 수 있습니다.

m1 = H1 + 5 log （delta） + K1 log r

 

H1은 혜성이 태양에서 지구에서도 1천문 단위 거리에 있을 때의 광도에서표준 광도이라고 불립니다. delta는 혜성-지구 간 거리(지심 거리),  r은 혜성-태양 간 거리(일심 거리)을 각각 천문 단위로 나타낸 것입니다. 또 K1은광도 계수입니다.

즉 혜성의 광도는 지구로부터의 거리의 역 제곱에 반비례하고 태양으로부터 거리의 역 제곱에 비례하게 됩니다.

그런데 H1과 K1의 값은 혜성마다 다릅니다. 또, 혜성이 태양에 다가가경우와 멀어지는 경우 변화하는 경우도 있습니다.