추성

혜성은 태양계를 도는 천체로, 행성이나 소행성과는 달리 매우 길쭉한 타원 궤도나 쌍곡선 궤도를 따라 움직인다. 태양에 가까워지면 핵에서 방출된 물질이 특징적인 코마와 꼬리를 형성하여 '꼬리별'이라는 이름을 얻게 된다. 한국어로는 살별, 객성이라고도 불린다.

혜성의 구조는 대체로 고체의 핵, 핵 주변의 가스층인 코마, 그리고 태양풍에 의해 밀려나 형성되는 꼬리로 구분된다. 꼬리는 다시 먼지로 이루어진 먼지 꼬리와 이온화된 가스로 이루어진 이온 꼬리로 나뉜다. 혜성의 핵은 주로 얼음, 먼지, 그리고 다양한 유기물질로 구성되어 있다.

혜성은 공전 주기에 따라 크게 분류된다. 핼리 혜성과 같이 주기가 200년 이하인 단주기 혜성은 주로 카이퍼 벨트에서 기원한 것으로 여겨진다. 반면, 수천 년에서 수만 년에 이르는 장주기 혜성은 태양계 외곽의 오르트 구름에서 유래한 것으로 추정된다. 역사적으로 혜성은 불길한 징조로 여겨지기도 했으나, 현대 과학에서는 지구의 물과 생명의 기원에 중요한 역할을 했을 가능성도 제기되고 있다.

혜성은 고대부터 인간의 관심과 두려움을 동시에 사온 천체이다. 근대 이전까지 혜성은 예고 없이 나타났다 사라지는 불길한 징조로 여겨졌다. 고대 그리스의 아리스토텔레스는 혜성을 우주의 법칙을 따르는 천체가 아닌, 지구 대기권 내의 현상으로 보았다. 이러한 관점은 매우 오랫동안 지배적이었으며, 심지어 갈릴레오 갈릴레이도 비슷한 의견을 가졌던 것으로 알려져 있다.

동양에서도 혜성은 중요한 관측 대상이었다. 특히 조선 시대에는 조선왕조실록 뿐만 아니라 성변측후단자라는 전문 천문 기록을 통해 혜성의 길이, 모양, 색깔, 위치를 그림과 함께 상세히 기록했다. 이는 동아시아에서 가장 체계적인 혜성 관측 자료로 평가받는다.

혜성에 대한 인식의 전환점은 에드먼드 핼리에 의해 찾아왔다. 그는 1456년, 1531년, 1607년, 1682년에 관측된 혜성의 궤도가 매우 유사하며 약 75-76년 주기로 나타난다는 사실을 발견했다. 그는 이들이 동일한 천체이며 1758년경에 다시 돌아올 것이라고 예측했다. 핼리 사후인 1758년에 그 혜성이 실제로 재발견되면서, 혜성도 태양 주위를 규칙적으로 공전하는 천체임이 과학적으로 입증되었다. 이 혜성은 그의 공로를 기려 핼리 혜성으로 명명되었다.

혜성은 궤도 특성에 따라 여러 가지로 분류된다. 가장 기본적인 분류는 공전 주기에 따른 것으로, 주기가 200년 이하인 것을 단주기 혜성, 200년 이상인 것을 장주기 혜성으로 구분한다. 단주기 혜성은 다시 궤도에 따라 목성족 혜성, 핼리형 혜성, 엥케형 혜성 등으로 나뉜다. 한 번만 관측되거나 쌍곡선 궤도를 따라 태양계를 떠나는 것은 비주기 혜성으로 분류된다.

혜성의 기원에 대해서는 두 가지 주요 가설이 받아들여지고 있다. 단주기 혜성, 특히 목성족 혜성의 고향은 카이퍼 벨트로 생각된다. 이 지역에 있던 얼음 천체들이 해왕성 등의 중력 섭동을 받아 태양계 안쪽으로 흘러들어온 것이다. 반면, 장주기 혜성과 비주기 혜성은 태양계를 구형으로 둘러싸고 있다고 추정되는 먼 오르트 구름에서 기원한 것으로 여겨진다. 이곳의 천체들이 별의 중력 등에 의해 궤도를 방해받아 태양 쪽으로 떨어져 내려오는 것이다.

혜성과 소행성 사이의 경계는 때때로 모호한 경우가 있다. 소행성대 안쪽 궤도를 도는 천체가 휘발성 물질을 분출하는 혜성 활동을 보이기도 하는데, 이를 활동 소행성 또는 소행성대 혜성이라고 부른다. 반대로, 표면의 휘발성 물질을 다 소모한 혜성은 소행성과 구별하기 어려운 모습을 보이게 된다.

혜성의 구조는 크게 세 부분으로 나뉜다. 중심에는 얼음과 먼지가 응집된 고체 덩어리인 핵이 있다. 이 핵이 태양에 가까워지면 태양의 복사열로 인해 표면의 휘발성 물질이 승화하여 핵 주위에 가스와 먼지로 이루어진 거대하고 흐릿한 대기층을 형성하는데, 이를 코마라고 부른다. 태양풍과 태양 복사압의 영향으로 코마의 물질이 밀려나 태양 반대 방향으로 길게 뻗어나가는 부분이 꼬리이다.

혜성의 꼬리는 일반적으로 두 종류로 관측된다. 이온화된 가스로 이루어져 푸르고 직선 모양으로 뻗으며 태양풍에 강하게 영향을 받는 이온 꼬리와, 먼지 입자로 이루어져 황백색을 띠고 넓게 퍼지며 태양 복사압의 영향을 더 받는 먼지 꼬리가 그것이다. 이 꼬리의 길이는 혜성에 따라 천차만별이며, 특히 햐쿠타케 혜성은 약 5억 7천만 km에 달하는 관측 사상 가장 긴 꼬리를 보여주었다.

혜성은 그 구성 성분상 다량의 물 얼음을 포함하고 있으며, 일산화탄소, 이산화탄소, 메탄 등의 휘발성 물질과 유기물질도 함유하고 있는 것으로 알려져 있다. 이러한 특성은 혜성이 태양계 형성 초기 원시 지구에 충돌하여 지구의 바다와 생명의 기원 물질을 공급했을 가능성을 시사하며, 이는 혜성 충돌 가설의 중요한 근거가 된다.

혜성은 태양에 접근할 때마다 물질을 상실하기 때문에 수명이 있다. 주기혜성은 반복적으로 태양을 공전하며 점점 소모되어 결국 활동을 멈추거나 붕괴할 수 있다. 대표적인 사례로 슈메이커-레비 혜성은 목성에 충돌하여 소멸했으며, 일부 혜성은 모든 휘발성 물질을 소진한 후 소행성과 유사한 불활성 천체가 되기도 한다.

혜성의 명칭은 국제천문연맹에서 정한 규칙에 따라 체계적으로 부여된다. 이 명명법은 1994년경 도입되어 혜성의 궤도 특성과 발견 경위를 일목요연하게 나타낼 수 있도록 설계되었다.

혜성의 공식 명칭은 일반적으로 발견 시기와 발견자(또는 발견을 확인한 탐사 임무)의 이름을 조합하여 구성된다. 명칭의 맨 앞에는 혜성의 궤도 특성을 나타내는 접두사가 붙는다. 'C/'는 비주기 혜성 또는 주기가 200년을 초과하는 장주기 혜성을, 'P/'는 주기 혜성(공전 주기가 200년 이하이거나 두 번 이상 관측된 혜성)을 의미한다. 'D/'는 소실되었거나 분해된 혜성에, 'X/'는 궤도를 정확히 계산할 수 없는 역사적 혜성에 사용된다. 또한 태양계 밖에서 유입된 성간 천체에는 'I/' 접두사가 부여된다.

발견 시기는 연도와 함께 24개의 알파벳(A부터 Z, I 제외)으로 반달(半月)을 구분하여 표시한다. 예를 들어, '2023 X1'이라는 명칭에서 '2023'은 발견 연도, 'X'는 해당 연도의 12월 상반기를 의미한다. 뒤에 붙는 숫자 '1'은 그 반달 동안 발견된 첫 번째 혜성임을 나타낸다. 마지막으로 괄호 안에는 최초 발견자나 발견을 확인한 탐사선의 이름이 명기된다. 예를 들어, C/2021 A1 (Leonard)은 2021년 1월 상반기에 발견된 비주기 혜성이며, 발견자는 Gregory J. Leonard이다. 이와 같은 체계적인 명명법을 통해 각 혜성의 기본적인 정보를 그 이름만으로도 파악할 수 있다.

혜성은 태양계 내에서 다른 천체와 충돌하는 사례가 있다. 이러한 천체 충돌은 태양계 역사에서 중요한 지질학적 및 기후학적 영향을 미친 사건으로 여겨진다. 혜성은 주로 얼음과 먼지로 구성되어 있으며, 상대적으로 높은 속도로 이동하기 때문에 충돌 시 상당한 운동 에너지를 방출한다.

역사적으로 가장 잘 알려진 혜성 충돌 사례는 1994년 슈메이커-레비 혜성이 목성과 충돌한 사건이다. 이 혜성은 목성의 강력한 중력에 의해 포획되어 여러 개의 파편으로 분리된 후 연속적으로 충돌했다. 이 충돌로 목성 대기에 거대한 흔적이 남았으며, 지구 크기만한 충돌 구덩이가 관측되었다. 이 사건은 천체 충돌이 현재 진행 중인 현상임을 보여주는 중요한 관측 사례가 되었다.

지구의 경우에도 과거에 혜성 충돌 가능성이 제기되어 왔다. 일부 과학자들은 약 6천5백만 년 전 백악기 말 공룡의 대량 멸종 원인을 소행성 또는 혜성 충돌로 추정하기도 한다. 또한, 지구 상에 존재하는 다량의 물과 유기물의 기원을 혜성 충돌에서 찾는 가설도 있다. 초기 태양계에서 수많은 혜성이 원시 지구와 충돌하며 물과 생명의 구성 요소를 공급했을 가능성이 제기되고 있다.

현대에는 근지구천체 감시 네트워크를 통해 잠재적 위협 천체를 추적하고 있다. 혜성은 궤도가 불규칙할 수 있어 예측이 어려운 경우가 있지만, 국제천문연맹과 NASA를 비롯한 기관들이 지속적으로 관측을 진행하고 있다. 충돌 위험이 확인될 경우 이를 방지하기 위한 기술 개발 연구도 진행 중이다.

혜성 탐사는 태양계 형성 초기의 원시 물질을 보존하고 있는 이 천체들의 비밀을 밝히기 위한 인류의 도전이다. 혜성의 핵은 태양계 탄생 당시의 정보를 간직한 '시간 캡슐'로 여겨지며, 이를 직접 탐사하는 것은 과학적 가치가 매우 크다.

초기 혜성 탐사는 주로 플라이바이 방식으로 이루어졌다. 1985년 국제혜성탐사선(ICE)이 자코비니-지너 혜성의 꼬리를 통과한 것을 시작으로, 1986년에는 소련의 베가 1호와 베가 2호, 유럽의 지오토 탐사선이 핼리 혜성에 접근하여 최초로 혜성 핵의 근접 사진을 전송했다. 이들은 혜성의 코마와 꼬리가 형성되는 과정에 대한 귀중한 데이터를 제공했다.

보다 적극적인 탐사로는 딥 임팩트 미션이 있다. 2005년, 이 탐사선은 템펠 1 혜성을 향해 구리 충돌체를 발사하여 핵 표면을 인공적으로 충돌시켰다. 이로 인해 분출된 물질을 분석함으로써 혜성 내부 구성 성분을 직접 조사할 수 있었다. 이후 이 탐사선은 하틀리 2 혜성 등을 추가로 탐사하며 확장 임무를 수행했다.

혜성 탐사의 정점은 로제타 미션이다. 유럽우주국(ESA)의 이 탐사선은 10년 이상의 비행 끝에 2014년 추류모프-게라시멘코 혜성 궤도에 진입했다. 로제타는 역사상 최초로 혜성을 선회하며 장기 관측을 수행했고, 착륙선 필레를 핵 표면에 투하했다. 이를 통해 혜성 표면의 고해상도 이미지와 유기물 존재 증거 등을 확보하며 혜성 연구에 새로운 장을 열었다.

• 위키백과 - 혜성

• 한국천문연구원 - 혜성

• NASA - Comets

• 대한민국천문학회 - 혜성의 과학

• Space.com - Comets

• Britannica - Comet

• 국립중앙과학관 - 혜성과 유성

• The Planetary Society - Comets

• 천문우주지식정보 - 혜성의 구조와 특성

• Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics - Comets