혜성은 태양계의 신비로운 천체로 작은 핵이 거대한 코마와 꼬리를 형성하며 때로는 태양보다 큰 모습을 보입니다. 핵은 수 킬로미터에 불과하지만 꼬리는 수억 킬로미터에 달할 수 있습니다. 여러 특성들을 토대로 혜성의 구조와 현상, 자전 주기와 중력의 영향, 중심부 압력과 내부 구조 및 대기의 특성에 대해 살펴보는 시간을 가져보겠습니다.
구조와 현상
혜성은 태양계에서 가장 흥미롭고 끊임없이 변화하는 천체 중 하나입니다. 작은 핵은 때때로 태양보다 더 큰 거대한 코마와 꼬리를 형성할 수 있습니다. 두 혜성이 같은 거리에 있어도 하나는 거대한 꼬리를 가질 수 있고 다른 하나는 전혀 꼬리가 없을 수 있습니다. 혜성의 중심핵은 망원경으로 보면 별처럼 보일 수 있지만 보통 지름은 수 킬로미터에 불과합니다. 하지만 이 작은 중심핵이 만들어내는 꼬리는 수억 킬로미터에 달합니다. 예를 들어 1킬로미터 크기의 혜성이 워싱턴에서 볼티모어까지 꼬리를 뻗으면 마치 점처럼 보일 것입니다. 과거 과학 문헌에는 혜성 핵의 크기가 수백 킬로미터에서 수천 킬로미터에 이를 수 있다고 기록되어 있지만 이때는 코마가 밝았을 때 그리고 실제 핵이 훨씬 작을 때 관측된 것입니다. 때때로 혜성은 지구에서 태양까지의 시선을 따라 이동하며 태양 원반을 배경으로 작은 점처럼 보이지만 실제 관측에서는 너무 작았습니다. 혜성이 두꺼운 코마 없이 지구에 접근하면 작고 밝은 점이 관찰되는데 혜성의 핵일 수도 있고 단순히 먼지로 구성된 혜성일 수도 있습니다. 혜성은 주로 어둠 속에서 옷을 벗기고 목성 궤도 너머에 코마를 만듭니다. 태양에서 멀리 떨어진 혜성을 발견하면 핵을 볼 수 있을지도 모릅니다. 혜성의 핵의 크기를 알아내기 위해 천문학자들은 반사되는 햇빛의 양을 측정합니다. 일단 여러분이 핵이 얼마나 어두운지 알게 되면 반사되는 빛의 양으로부터 그 크기를 계산할 수 있습니다. 레이더 조사는 지구로부터 전파를 보내고 혜성으로부터 반사함으로써 그 크기를 더 정확하게 측정할 수 있습니다. 어떤 혜성들은 이런 방식으로 200미터에서 수 킬로미터 사이에 있는 것으로 밝혀졌습니다. 가장 직접적인 방법은 우주선 카메라로 혜성의 코에 구멍을 뚫어 혜성의 핵 크기를 측정하는 것입니다. 더 작은 혜성이나 더 큰 혜성은 존재할지 모르지만 빠르게 증발하거나 깨지기 때문에 탐지가 어렵고 수명도 짧습니다. 천문학자들이 희미한 천체를 조사해도 작은 혜성을 많이 발견하지 못하는 이유는 탐지가 어려워서일 수도 있고 실제로 혜성이 없기 때문일 수도 있습니다. 원인은 아직 명확하지 않습니다. 우리가 풀어 나가야 할 숙제라서 더 흥미롭게 느껴집니다.
자전 주기와 중력의 영향
혜성의 핵은 코마 내부에 있지만 주기적으로 제트가 나타나 자전 주기를 계산할 수 있다는 것은 매우 흥미로운 사실입니다. 오늘날 수십 개의 혜성의 자전 속도는 다양한 방법으로 측정되는데 대부분 지구의 하루 길이와 비슷하게 15시간마다 자전하는 것으로 밝혀졌습니다. 혜성의 자전축이 일정하지 않고 주로 북극성 쪽을 향하지 않는다는 사실에서도 알 수 있습니다. 엥케 혜성의 예를 들어보면 얼음의 로켓 효과로 140년의 공전 주기가 불규칙했지만 자전 주기는 비교적 안정적이었습니다. 혜성의 자전 속도가 상당히 안정적일 수 있음을 알 수 있습니다. 혜성의 크기가 작고 중력이 약하기 때문에 혜성의 중심 표면은 지구와 매우 다른 물리적 경험을 할 수 있습니다. 지구의 무게가 혜성의 강낭콩처럼 가볍고 수십 킬로미터를 하늘로 쉽게 뛰어오를 수 있다는 상상은 혜성의 물리적 환경이 얼마나 독특한지를 보여줍니다. 지구만 한 천체는 거의 완벽한 구를 형성하지만 혜성만 한 천체는 중력이 약해 불규칙한 모양을 유지합니다. 화성, 목성, 토성, 천왕성, 해왕성의 작은 위성이 울퉁불퉁한 모양을 하고 있다는 것도 같은 이치입니다. 과거에는 위성이 다른 천체와 충돌하거나 혜성이 불규칙하게 굳거나 지표면의 얼음이 불균형적으로 증발할 때 이런 일이 벌어집니다. 혜성과 작은 위성의 이러한 특징들은 우주 과학과 천문학 연구에 중요한 정보를 얻습니다. 앞으로 우리가 우주에 있는 다양한 천체들이 어떻게 형성되고 변화하는지, 물리적인 환경이 어떻게 다른지에 대해 더 깊은 이해를 할 수 있게 해 줄 것입니다.
중심부 압력과 내부 구조 및 대기의 특성
혜성의 중심부 압력을 생각해 보면 중력의 영향에 크게 좌우됩니다. 예를 들어 중력이 지구보다 3만 배 작은 혜성을 생각해 보면 혜성의 중심부 압력은 지구에서 1km 깊이의 압력의 약 1,000분의 1로 계산됩니다. 이는 약 3cm 깊이의 압력과 비슷하다는 것을 의미합니다. 따라서 혜성의 중심부 압력은 매우 낮기 때문에 솜털이 보송보송하거나 얇은 담요 속에 있는 것처럼 느껴질 것입니다. 혜성의 내부 구조를 알아보는 방법 중 하나는 혜성이 태양을 지나가며 쪼개질 때를 관찰하는 것입니다. 혜성이 태양에 접근하면 표면의 얼음이 증발하고 가스와 먼지가 방출되어 내부 구조에 대한 중요한 단서를 밝힐 수 있습니다. 다른 종류의 얼음이 증발하면 관측할 수 있습니다. 하지만 지금까지의 관측 결과로 보면 혜성의 내부와 외부는 거의 동일한 물질로 이루어져 있습니다. 하지만 혜성이 쪼개지는 경우는 거의 없기 때문에 내부 구조가 다른 혜성이 존재할 가능성도 배제할 수 없습니다. 이는 혜성의 형성과 진화에 다양한 환경적 요인이 작용할 수 있음을 알 수 있습니다. 혜성은 지구와 달리 대기가 매우 희박하고 중력도 작아서 핵을 둘러싸고 있지 못하고 멀리 퍼져나갑니다. 혜성의 기체는 얼음을 승화시켜 만들어 행성 간 공간으로 빠져나가는데 혜성의 대기는 목성이나 지구처럼 영구적이지 않습니다. 그 결과 핵에서 나오는 기체의 변화에 따라 혜성의 대기, 코마, 꼬리 등이 극적으로 변합니다. 이러한 특성 때문에 혜성의 대기는 매우 역동적이고 태양에 접근하고 멀어지면 뚜렷한 변화가 있습니다. 혜성의 중심 압력은 매우 낮고 혜성의 내부 구조를 알아내기 위해 혜성이 분할되는 동안 관측이 필요합니다. 그리고 혜성의 대기는 지구와 달리 매우 얇고 일시적입니다. 여러 특성들을 고려하여 태양계의 형성과 진화에 관한 중요한 단서들을 배울 수 있습니다. 혜성 관측과 연구는 미래에 많은 과학 지식을 주고 새로운 발견을 할 수 있는 기대감에 설렙니다.