혜성의 특징 및 탐사 역사

먼 옛날, 사람들은 혜성을 예측할 수 없이 하늘에 나타나는 긴 별들로 인식하면서 혜성에 경외심과 경악을 금치 못했습니다. 중국 천문학자들은 수세기 동안 혜성 꼬리의 특징적인 유형, 혜성의 출현과 실종 시간, 그리고 천체의 위치를 포함한 광범위한 기록을 남겼습니다. 이 역사적인 혜성 연보는 후세의 천문학자들에게 귀중한 자료로 쓰이고 있습니다.

우리는 이제 혜성이 약 46억 년 전 태양계 먼지의 잔해이며, 대부분 어두운 유기 물질로 덮인 얼음으로 이루어져 있다는 것을 압니다. 혜성들은 태양계의 형성에 대한 중요한 단서를 제공할 수 있습니다. 혜성은 물과 유기 화합물, 생명의 구성 요소를 초기 지구와 태양계의 다른 곳으로 가져갔을지도 모릅니다.

혜성의 특징

1951년 천문학자 제러드 카이퍼에 의해 이론화되었듯이, 해왕성 너머에는 원반 모양의 얼음 물체 띠가 존재합니다. 혜성 무리들은 명왕성의 영역에서 태양을 공전하고 있습니다. 때때로 중력에 의해 태양에 가까워지는 이 얼음 물체들은 소위 단주기 혜성이 됩니다. 많은 경우 단주기 혜성은 태양 주위를 도는 데 200년도 채 걸리지 않기 때문에 예측이 가능합니다.

예측하기 어려운 장주기 혜성들은 태양으로부터 약 10만 천문단위, 즉, 지구와 태양 사이의 약 10만 배 거리 떨어진 오르트 구름이라고 불리는 지역에서부터 도착합니다. 이 오르트 구름의 혜성은 태양 주위를 한 바퀴 도는 데 무려 3천만 년이 걸릴 수 있습니다.

각각의 혜성은 핵이라고 불리는, 아주 작은 얼어붙은 부분을 가지고 있습니다. 핵은 내장 먼지와 함께 얼어붙은 가스인 코마(coma)를 포함하고 있습니다. 태양에 가까워질 때, 태양의 열은 혜성의 얼음을 가스로 바꾸어 코마가 더 커지게 합니다. 코마는 수십만 킬로미터에 이를 수도 있습니다. 태양빛과 빠른 속도의 태양풍의 압력은 코마의 먼지와 가스를 태양으로부터 날려 보내 때로는 길고 밝은 꼬리를 만들 수 있습니다. 혜성은 실제로 먼지 꼬리와 이온 꼬리라는 두 개의 꼬리를 가지고 있습니다.

대부분의 혜성들은 태양으로부터 안전한 거리를 유지합니다. 핼리 혜성은 8천 9백만 킬로미터보다 더 가까운 거리로 오지 않습니다. 하지만, 선그레이징 혜성(선그레이저)이라고 불리는 몇몇 혜성들은 태양에 바로 충돌하거나 너무 가까이 다가와서 부서지고 증발합니다.

혜성 탐사

과학자들은 혜성을 자세히 연구하기를 원했습니다. NASA의 딥 스페이스 1 우주선은 2001년 보렐리 혜성을 지나쳐 약 8킬로미터 길이의 핵을 촬영했습니다.

NASA의 스타더스트는 2004년 1월에 빌트 2 혜성의 핵으로부터 236 킬로미터 이내에서 성공적으로 비행하였고, 2006년 지구로 샘플을 보내기 위해 혜성 입자와 성간 먼지를 수집했습니다. 혜성 핵의 근접 비행 동안 찍힌 사진들은 먼지 분출과 울퉁불퉁하고 질감이 있는 혜성의 표면을 보여줬습니다. 스타더스트 표본의 분석은 혜성이 원래 생각했던 것보다 더 복잡할 수 있다는 것을 암시합니다. 샘플에서 태양이나 다른 별들 근처에서 형성된 광물들이 발견되었는데, 이것은 태양계의 내부 지역에서 나온 물질들이 혜성이 형성된 외부 지역으로 이동했다는 것을 보여줍니다.

또 다른 NASA 탐사선인 딥 임팩트는 플라이바이 우주선과 충돌기로 구성되었습니다. 2005년 7월, 충돌기는 계획된 충돌로 템펠 1 혜성의 핵 경로로 방출되었는데, 이 충돌로 충돌기가 증발하고 혜성 표면 아래에서 대량의 미세 가루 물질이 분출되었습니다. 충돌 과정 동안, 충돌기 카메라는 혜성을 점점 더 자세히 촬영했습니다. 플라이바이 우주선의 두 대의 카메라와 분광기는 핵의 내부 구성과 구조를 알아내는데 많은 도움을 주었습니다.

첫 번째 임무가 성공적으로 끝난 후, 딥 임팩트 우주선과 스타더스트 우주선은 여전히 잘 작동하여, 추가적인 혜성 플라이바이를 진행하게 되었습니다. 딥 임팩트는 2010년 11월에 하틀리 2 혜성 확장 조사를 실시했습니다. 2011년에는 스타더스트를 템펠 1 혜성으로 보냈고, 딥 임팩트의 2005년 충돌 이후 일어난 핵의 변화를 관측했습니다.