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판소리 판소리의 목과 성(聲)
판소리에서 부르는 이의 음질(音質), 창법 및 가락형에 따라 무슨 목, 무슨 성하고 이름지어 부른다. 대개 목은 가락형과 창법에 관계가 깊고, 성은 음질과 관계가 깊다.
가볍게 발성하고 가락에 물을 들인다 하여 여러 가지 장식적인 맛을 들이는 것으로, 육자배기와 같은 가락장식이나 창법을 쓰는 것을 말하는데, 명창들은 이를 꺼리고 있다.
어느 조에서 그 조의 일반적인 구성음이 아닌 음이 쓰이거나 일시적인 변청이 되는 것을 말한다.
좀 껄껄하고 쉰 듯하여 설득력이 강한 명창의 음질. 송만갑, 정정렬이 수리성이었다.
금이나 옥을 굴리는 듯 맑은 소리를 말한다.
판소리 판소리 명창
판소리 명창이란 판소리 창자(唱者) 가운데 뛰어나게 잘 부르는 사람을 일컫는다.
판소리의 최고 문헌은 유진한(柳振漢, 1711∼1791)의 <만화집(晩華集)>에 실린 <춘향가>이다.
판소리 명창의 최고인은 송만재(宋晩載)의 <관우희(觀優戱)>에 나타난 우춘대(禹春大)·권삼득·모흥갑과 <갑신완문(甲申完文)>에 나타난 하한담 등으로, 근세 조선의 영조·정조 때의 사람들이다. 우춘대·하은담 이전에도 판소리의 명창이 있었을 것이나, 문헌으로만 남아 있거나 구전되지 않고 있다.
순조 때는 뛰어난 명창들이 나와서 판소리에 여러 가지 조를 구성하고 더늠을 형성시켰는데 권삼득·황해천(黃海天)·송흥록·방만춘·염계달·모흥갑·김계철·고소관·신만엽·송광록·주덕기 등을 들 수 있다. 이 중에 여덟을 골라서 8명창(八名唱)이라 부른다. 이들 명창들의 이름은 신재효의 <광대가(廣大歌)>에도 보인다. 이 무렵부터는 소리에 중점을 두는 '소리광대'가 나타나서 '아니리'에 중점을 두는 재래의 '아니리 광대'와 구별되었던 것 같다.
판소리 판소리 명창
철종·고종 초기는 판소리의 전성기에 해당한다. 박유전·박만순·이날치·김세종·송우룡·정창업·정춘풍·김창록·장자백·김찬업·이창윤 등 기라성 같은 명창들이 나와서 판소리를 고도의 예술적인 경지로 이끌어 놓았다. 이들은 사사관계와 지역적인 지연관계에 의하여 여러 유파를 형성하였는데 이들 중에 여덟을 골라서 후기 8명창이라 부르기도 한다.
고종 말기와 일정 초기는 판소리의 결실기인데 한편으로는 원각사 이후 창극이 성행하게 되자 판소리는 반대로 쇠운(衰運)이 싹트기 시작하였다. 각 지방의 명창들이 서로 왕래하므로 판소리의 유파는 차츰 그 특색을 잃어 갔다. 이 시기에 활약한 명창들은 박기홍·김창환·김채만(金采萬)·송만갑·이동백·유공렬(柳公烈)·전도성·김창룡·유성준·정정렬 등을 들 수 있다. 이들 명창에서 다섯을 골라 5명창이라 부른다.
5명창의 바로 뒤에는 장판개·이선유·김정문·박중근·공창식·이화중선·임방울·강장원 등이 활약했다. 이들은 조선성악연구회를 중심으로 크게 활약하였으나 창극에 휩쓸리고 서양음악에 밀려, 판소리는 후퇴의 길을 걷기 시작했다.
판소리 판소리 명창
후대의 명창으로는 박녹주·김연수·정광수·김여란·박초월·김소희·박봉술·박동진·정권진·한승호·한애순·장영찬 등이 있다. 이들은 사라져 가는 판소리를 부흥하고자 노력하고 있으나 정부와 사회의 적절한 대책이 없다면 사라져 버릴 위기에 직면했다. 그래서 이 중 김소희·박초월·박동진·박봉술·박녹주·김연수·정광수·김여란·정권진·한승호는 국가무형문화재로 지정되었다.
1세대 국가무형문화재로 지정된 명창들이 작고한 후에 조상현·박송희·송순섭·성우향·성창순·오정숙·한농선·남해성·신영희·김일구 등이 2세대 국가무형문화재로 지정되었다. 이들의 뒤를 이어 정순임·김수연·김영자·이난초·정회석·윤진철 등이 3세대 국가무형문화재로 지정되었으며 이외에도 유수정, 왕기철, 왕기석, 채수정, 유미리, 이주은, 염경애, 장문희 등 수많은 명창들이 활동하고 있다.
판소리 판소리 창본
'판소리'란 광대가 한 손에 합죽선을 멋있게 들고 온갖 너름새를 곱게 섞어가면서 고수(鼓手)의 북장단에 맞추어 소리로써 보는 이에게 연극적 효과를 전달하는 한국 특유의 예술형태 중 하나이다. 연극이 상연되자면 각본이 있어야 하고 그 각본은 원전희곡(原典戱曲)이 있어야 하는 것과 같이 판소리도 광대에 의하여 소리가 되려면 그 이전에 '판소리 사설(辭說)'이 있어야 하며, 이 판소리 사설을 기록한 문서를 '판소리 창본(唱本)'이라 한다. 즉 판소리에 있어서 창본은 연극에서의 희곡과 같은 성격을 가진 것이다.
판소리 판소리 창본
그러나 판소리 창본에는 연극의 희곡이 갖지 못한 큰 특색이 있는데 그것은 희곡이 누구에 의해서든 상연될 수 있는데 반하여 판소리 창본 중에는 특정된 광대를 위한 창본이 존재한다는 점이다. 이러한 창본을 '유명창본(有名唱本)'이라 부르며 특정된 광대가 없는 '무명창본(無名唱本)'과 구별된다. 예를 들어 '송만갑 창본'이라 하면 그것은 송만갑이 부르던 판소리의 문서를 말한다. 그러나 송만갑 자신의 창작적 작품은 아니다. 물론 광대 본인의 작품인 경우도 있으나 대개는 뛰어난 문사(文士)나 후원자가 지어준 것들이다. 왜냐하면 대개의 광대들은 문필력이 없었기 때문이다. 따라서 정립(定立)된 창본들은 대개 구구전승(口口傳承)으로 후대에 이어온 것(無名唱本)이거나 문사들이 어떤 특정된 광대를 위해 지어준 것(有名唱本)이다.
판소리 판소리 창본
판소리의 창본은 그 전승과정에서 여러 가지 이본(異本)이 생기는 경우가 있다. 즉 몇 백년동안 전승되어 오늘날에 이르는 동안 창본의 내용에 있어 약간의(때로는 상당한) 변이(變異)현상이 일어난다. 가령 초기의 <춘향가>는 3시간이면 그 한 마당을 부를 수 있었던 것인데 오늘에 와서는 8시간 반을 부를 만큼 내용이 대폭 부연되었다는 점으로도 알 수 있는 일이다.
판소리의 창본은 동일 계보의 창본일 경우에도 차츰 많은 창본이 파생된다. 판소리 열두 마당에 대한 최초의 문헌으로서 현재 송만재(宋晩載)의 <관우희(觀優戱)>를 꼽는데, 이 중에 창본에 관한 기술이 없으므로 1810년대 이전의 창본에 대해선 그것이 어느 광대의 것이었는지는 알 길이 없다. 그렇다고 해서 1810년 이후의 문헌에서도 뚜렷한 기록이 있는 것은 아니다. 다만 구전에 의한 것으로 누구누구의 창본이라 하여 개인들이 소장하고 있는 사본 또는 전사본(轉寫本)의 창본이 몇 개 있으며, 유진한(柳振漢)의 <만화문집(晩華文集)>에도 그것이 누구의 창본이라고는 밝히지 않은 채 <춘향가>가 실려 있다.
창본은 크게 무명(無名)의 창본과 유명(有名)의 창본으로 나뉜다. 즉 완판본(完板本)인 <별춘향가> <열녀춘향수절가>, 세창서관본(世昌書館本)인 <원본 별주부전> 등등은 누구의 창본인지 알 수 없는, 즉 무명의 창본들이며, 신재효(申在孝) 창본인 <판소리 여섯마당> <방만춘(方萬春)창본> <송만갑(宋萬甲)창본> 등은 주인이 뚜렷한, 즉 유명창본(有名唱本)들이다.
판소리 대중 문화
판소리를 주제로 한 영화로 《서편제》(1993년), 《휘모리》(1994년), 《천년학》(2007년),도리화가가 있다.
당대 최고의 가수로 명성을 떨쳤던 김현정은 판소리를 배운 경험을 창법에 접목시켜서 당대 최고 수준의 가창력을 선보였다.
23880 통일
23880 통일(23880 Tongil)은 태양계의 소행성이다. 공전 주기는 4.36년, 이심률은 0.17, 태양과 가장 가까울 때의 거리는 약 3억 3,000만 km이다.
1998년 9월 18일 아마추어 천문가 이태형이 연천에서 발견했다. 한국인이 처음으로 발견한 소행성이다.
23880 통일 특징
1998년 9월 18일 아마추어 천문가 이태형이 연천에서 발견했다. 국제천문연맹(IAU)이 1998 SG5라는 임시 명칭을 부여했고, 한국인의 염원을 담아 소행성 이름을 ‘통일’로 정했다.
2001년 기준 지구로부터 3억1천만KM 떨어져 화성과 목성 궤도 사이에 있다. 공전주기는 4.36년이다.
소행성
소행성(小行星, asteroid)은 목성 궤도 및 그 안쪽에서 태양 주위를 공전하고 있는 행성보다 작은 천체다. 태양계 밖에서도 소행성을 정의할 수는 있으나, 당 분간 발견될 가능성은 거의 없다. 처음으로 발견된 (왜)소행성은 세레스이며, 일부 소행성은 그 자신의 위성을 거느리고 있다. 가스로 된 코마나 꼬리가 없다는 점에서 혜성과 구분되지만, 일부 소행성은 과거에 혜성이었다. 그래서 목성 궤도 밖의 천체를 포함해 소행성체로 구분한다. 10m 이하의 천체는 유성체로 구분한다.
소행성 분포
대부분의 발견된 소행성은 화성과 목성 궤도 사이의 소행성대에 존재한다. 소행성대는 태양으로부터 2.2에서 3.3 AU에 있다. 목성 트로이군으로 불리는 소행성 무리는 목성의 라그랑주점 L4와 L5 주변에 위치한다. 이 영역에서 가장 큰 소행성은 624 헥토르이다. 2005년까지 약 2000개의 소행성이 발견되었으며, 소행성대에 분포하는 소행성 수의 절반 정도가 이곳에 있으리라 보인다.
433 에로스와 같은 근지구 소행성도 있다.
소행성 분류
색, 반사도, 그리고 스펙트럼형에 따라 C형, S형, M형으로 흔히 구분한다. 약 75%의 소행성은 C형으로, 반사도가 낮아 매우 어두우며, 광물에 의한 강한 흡수선에 보이지 않는다. 나머지 소행성은 대부분은 S형인데, 감람석에 의한 강한 흡수선이 나타난다. M형은 철이나 니켈에서 나타나는 스펙트럼을 보인다. V형은 4 베스타와 일부 소행성에서 나타나는데, S형에 비해 휘석에 의한 강한 흡수선이 보인다.
소행성 회전
대부분의 소행성은 관성주축 가운데 최단축을 중심으로 자전한다. 이는 최단축을 중심으로 도는 것이 가장 에너지가 낮은 상태이며, 이 상태로 떨어지는 시간이 대체로 짧기 때문이다. 자전 주기는 소행성의 크기에 따라 특징적인 분포를 보여준다. 지름이 200미터보다 큰 것들의 자전 주기는 대부분 2.2 시간보다 짧지 않은데, 이는 이러한 소행성의 내부가 중력으로만 느슨하게 결합되어 있기 때문으로 보인다. 현재까지 단 하나의 예외(2001 OE84)만이 발견되었다. 지름이 200미터보다 작은 것들은 대체로 이러한 한계를 넘어 빠른 속도로 회전하는데, 이는 이들이 약간이나마 인장강도를 갖고 있기 때문이다.
소행성 발견과 탐사
1801년 주세페 피아치에 의해 세레스가 처음 발견된 이래로, 팔라스, 주노, 베스타가 차례로 발견되었다. 그러나 한동안 소행성의 발견은 중단되었고, 1845년 아스트라이아의 발견 이후 많은 소행성들이 지속적으로 발견되었다. 1923년에는 1000번째, 1990년에는 5000번째 소행성이 발견되었으며, 2013년 1월 30일 기준 35만3926개의 소행성에 공식적으로 숫자가 부여되었다.
탐사선이 직접 다가가서 관찰한 소행성도 다수 존재한다. 처음으로 소행성에 접근한 탐사선은 갈릴레오 호로 1991년과 1993년에 각각 951 가스프라와 243 이다를 지나가며 많은 사진을 지구로 전송했다. 이때 소행성의 첫 위성인 다크틸이 발견된다. 니어 슈메이커는 253 마틸다에 접근하는가 하면, 2001년 433 에로스에 착륙하는 데 성공했다. 2005년에는 하야부사 우주선이 25143 이토카와에 착륙하여 표본을 수집했다.
소행성 이름 짓기 및 번호 붙이기
새로 발견되는 소행성은 그 시기와 순서에 따라 2012 DA14와 같은 임시 이름을 부여받는다. 앞의 2012은 발견된 연도이며, 첫 번째 로마자는 발견된 달을 전반기와 후반기로 구분해서 24개 문자 중 하나로 표시된다. ‘A’는 1월 전기이며, ‘D’는 2월 후기, ‘Y’는 12월 후기이다. 단, 문자 ‘I’는 사용되지 않고 ‘H’에서 ‘J’로 건너뛴다. 뒤에 붙은 문자와 숫자는 해당되는 보름의 기간 안에서 그 소행성이 발견된 순서를 나타낸다. 첫 번째 발견된 소행성은 ‘A’가, 25번째 발견된 소행성에게는 ‘Z’가 붙는다. 이 경우에도 ‘I’는 건너뛴다. 26번째부터는 숫자가 붙기 시작하여, A1, B1, ..., Z1, A2, B2와 같은 순서대로 진행된다. 따라서 앞의 2012 DA14는 2012년 2월 후반기(D)에, 351번째(A14)로 발견되었음을 알 수 있다.
소행성 이름 짓기 및 번호 붙이기
이 후 궤도가 확정된 소행성에게는 고유한 번호와 이름이 조합된 소행성명이 주어지며, 발견자가 원하는 경우 새로운 이름을 붙일 수 있다. 고유 번호는 대개 순서대로 붙지만, 간혹 예외도 존재한다. 위에서 예를 든 2012 DA14는 367943 두엔데라는 정식 명칭이 붙었다. 초기에 발견된 소행성에게는 대부분 새로운 이름을 붙였으나, 발견되는 소행성들의 수가 급격히 늘어남에 따라, 따로 이름을 만들지 않고 임시 이름을 유지하는 경우가 많아졌다. 현재 임시 이름을 유지하고 있는 소행성 중 가장 고유 번호가 낮은 소행성은 (3708) 1974 FV1이다.
한국과 관련 있는 소행성 목록 미국에서 발견해서 한국인 이름을 붙인 소행성
로웰 천문대(Lowell Observatory)의 앤더슨 메사 기지(Anderson Mesa Station)에서 발견된 소행성 6개에 2021년 6월 11일 한국인의 이름이 붙었다.
오카야마번
오카야마 번(일본어: 岡山藩 오카야마한[*])은 일본 에도 시대 비젠국 전역 및 빗추국 내의 일부 지역을 지배했던 대형 번으로, 지금의 오카야마현 오카야마시에 속해 있었다. 비젠 번(備前藩)으로 표기하는 경우도 많으며, 에도 시대 전 기간에 걸쳐서 도자마 다이묘인 이케다 가문(池田氏)이 지배하였다. 번청은 오카야마성이다.
오카야마번 역대 번주
고바야카와 가문
이케다 가문(데루마사-다다쓰구,다다카쓰 계통)
이케다 가문(종가. 데루마사-도시타카-미쓰마사 계통)
오카야마번 지번
이케다가 - 2만 5천석 도자마
이케다가 - 2만 5천석 도자마
이케다가 - 1만 5천석 도자마
아코번
아코 번(일본어: 赤穗藩 아코한[*])은 일본 에도 시대 하리마국 아코군(지금의 효고현 아코시·아이오이시·가미고리정) 주변을 지배했던 번으로, 주신구라(忠臣蔵)의 전설로 유명하다. 번청은 아코성이다.
아코번 번의 역사
하리마 1국의 국주(国主)인 이케다 데루마사의 5남 이케다 마사쓰나는 겐나 원년 (1615년) 3만 5천 석을 분봉받았고, 이에 따라 아코 번이 세워졌다. 간에이 8년(1631년) 마사쓰나가 후사 없이 사망하면서, 사요군 히라후쿠번 2만 5천 석의 번주였던 이케다 데루오키가 상속을 인정받았다. 그러나 데루오키는 쇼호 2년(1645년) 갑자기 발광하여 정실과 시녀 수 명을 참살했기 때문에, 영지가 몰수되어 본가인 오카야마번주 이케다 미쓰마사에게 맡겨졌다.
아코번 번의 역사
그 해 대신 히타치국 가사마번으로부터 아사노 나가나오가 5만 3천 석으로 들어왔다. 나가나오는 고쿠다카의 실태에 맞지 않게 굉장한 아코성을 구 성터의 남쪽에 축성하였는데, 준공까지 13년이 걸렸다. 이어서 조카마치의 건설도 추진하였다. 전봉과 이와 같은 공사로 인해 재정은 악화되었다. 이케다 가문(池田氏)의 대부터 시작된 염전 개발을 장려하였고, 이를 정비하면서 소금을 아코의 특산품으로 삼았다. 이후 소금은 아카호의 특산품으로써 번의 재정을 지탱해 나가게 되었다(당시에는 「아카호 소금(赤穂塩)」이라는 통칭으로 불리고 있었다. 현재 현지 유적의 발굴로, 그 기원은 야요이 시대에까지 거슬러 올라간다고 하는 연구 결과도 있다).
아코번 번의 역사
2대 번주 아사노 나가토모는 간분 11년(1671년) 의형과 의제에게 각각 3천 5백 석과 새로 개간한 농지 3천 석을 분봉해 주었고, 이에 따라 고쿠다카는 5만 석이 되었다. 3대 번주 아사노 나가노리는 일본 역사상 가장 유명한 다이묘의 한 사람이다. 겐로쿠 14년(1701년), 에도성 내에서 하타모토 기라 요시히사(吉良義央)를 베어 부상을 입히고 할복하였기 때문에 아사노 가문의 영지는 몰수되었다. 그리고 그 이듬해의 겐로쿠 15년(1703년[1702년 아님]) 가신들에 의한 겐로쿠아코 사건(元禄赤穂事件)이 일어났다. 이 사건이 있었던 겐로쿠 14년(1701년), 아사노 가문을 대신하여 시모쓰케국 가라스야마번으로부터 나가이 나오히로가 3만 2천 석으로 들어왔다. 그러나 5년 후인 호에이 3년(1706년) 시나노국 이야마번으로 전봉되었다.
그해 빗추국 니시에바라번에서 모리 나가나오가 2만 석으로 들어왔다. 이후 모리 가문(森氏)은 폐번치현까지 12대 165년 동안 아코 번주로서는 가장 오랫동안 번을 지배하였다. 모리 가문의 지배 기간을 통해서 번의 재정은 곤궁해져 갔고, 시대가 지나서 악화 일로를 걸어가게 되었다. 이에 5대 번주 모리 다다히로는 재정 개혁을 단행하여, 번주 자신이 질소 검약을 행하였고 저축을 장려하였다. 이어서 염전 개발 및 양초의 원료가 되는 거먕옻나무의 식수 등 식산흥업에도 힘썼다. 그러나 재정의 재건은 마음대로 되지 않았다. 이에 10대 번주 모리 다다노리는 분카 6년(1809년) 드디어 소금을 전매제로 했다.
안세이 4년(1857년, 막말) 이후, 번정 개혁을 둘러싸고 보수파와 혁신파 간에 대립이 발생하면서 번 내부는 분열되었다. 이때 일부 혁신파 번사들이 탈번(脫藩)하여 조슈번으로 달아났다. 분큐 2년(1862년)에는 양이파가 보수파의 중신을 암살한 사건이 일어났고, 이후 번은 내부 여론이 분열된 상태에서 메이지 유신을 맞이하게 되었다. 메이지 4년(1871년)의 폐번치현으로 아코 현이 되었고, 그 후 히메지 현(姫路県)・시카마 현(飾磨県)을 거쳐 효고현에 편입되었다. 번주 가문이었던 모리 가문은 메이지 17년(1884년) 자작이 되어 화족의 반열에 올랐다.
아코번 역대 번주
이케다 가문
아사노 가문
나가이 가문
모리 가문(森氏)
근지구 천체
근지구천체(近地球天體, 영어: Near-Earth object, NEO)는 근일점거리가 1.3AU이내인 천체로 정의한다. 주로 지구근접소행성과 혜성이다.
1999년 6월, 토리노에서 열린 지구접근천체에 관한 국제회의에서 천체의 지구와의 충돌 위협을 정량화한 토리노 척도가 공식화되었다.
2011년 11월 8일 직경 400m 크기의 소행성 2005 YU55가 지구에서 32만km 떨어져서 통과하였다.
2013년 2월 15일 19시 20분 경에 (협정 세계시 기준) 367943 두엔데가 지표에서 2만 7700km 떨어진 곳을 통과하였다. 이는 정지 궤도 보다도 낮은 고도다.
근지구 천체 토리노 척도
토리노 척도는 근지구천체(NEO)가 지구에 충돌할 확률 및 충돌했을 경우의 예측 피해 상황을 나타내는 척도이다. 색과 수치로 표시된다. 매사추세츠 공과대학교의 Binzel 교수가 제안하여 이탈리아의 토리노에서 개최된 국제천문연맹 회의에서 채택되었고, 2005년에 설명문이 개정되었다.
근지구 천체 충돌 가능성
잘못된 경보를 제외해도 그 수는 지구에 충분히 위협적인 것으로 판명되었다. 소행성 (29075) 1950 DA는 약 1.1km의 지름을 가진 아폴로 소행성군으로, 관측 결과 2880년 3월 충돌 가능성이 300분의 1에 달하는 것으로 추산되었다. 그러나 추가적인 관측 결과 실제 충돌 가능성은 2만분의 1로 감소되었다.
천문단위
천문단위(天文單位, 영어: astronomical unit)는 천문학에서 사용되는 길이의 단위로 지구와 태양 사이의 평균 거리이다. 2013년 기준으로 약 149,597,870,700 m(약 149,597,870.7 km)로 정의되어 있다. 주로 태양계의 천체(행성) 간 거리에 사용되며, 특히 천문 단위계는 우주적 관점에서 태양 질량 단위만큼이나 길이의 단위로서 중요하다. 국제단위계(SI)에 속하는 단위는 아니지만, 병용이 인정되는 단위이다.
천문단위 정의
천문단위의 정의는 '태양과 지구의 거리'이다. 하지만 지구(정확하게는 지구와 달의 중심)의 궤도는 완전한 원형이 아닌 타원형이다. 따라서 ‘지구 궤도의 길이 반경 (타원의 장축의 절반)’을 평균 거리로 간주해도 무방하다.
2012년 8월 제28회 IAU(국제천문연맹) 총회 결의에 따라 다음과 같이 권장하고 있다.
단위 표기는 ‘천문단위’로 표시 되며 ‘AU'라는 기호가 사용되지만 국가별로 다르다.
프랑스는 천문단위를 프랑스어로 천문단위인 ‘unité astronomique’를 줄인 단위기호 ‘UA’를 쓰고 있지만 한국이나 영어권에서 사용은 적다. 이 외에도 독일에서는 ‘AE’를 사용한다. 하지만 향후 ‘AU’에 수렴할 것으로 보인다.
천문단위 천문단위의 의의
천문단위는 단지 길이의 단위일 뿐만 아니라 천문학에서 중요한 상수이다.
태양계내의 행성이나 혜성 등의 천체 사이의 거리는 천문단위를 이용함으로써, 취급하기 쉬운 크기의 값으로 나타낼 수 있다. 예를 들어, 화성이 지구에 가장 가까이 접근할 때, 화성과 지구사이의 거리는 0.37AU정도 이고, 태양에서 토성까지는 약 9.5AU, 가장 먼 행성 해왕성까지는 약 30AU가 된다. 30AU부터 100AU까지에는 명왕성을 비롯한 태양계 외부 천체가 분포하고 있다.
태양계의 경계이며 혜성의 고향이라고 여겨지는 ‘오르트 구름’은 수만 천문단위에 퍼지고 있다고 여겨지며, 천문단위가 사용되는 한계이다. 항성사이의 거리를 나타내는 단위로는 파섹(pc)과 광년(ly, 빛이 1년 동안 움직이는 거리)이 사용된다. 태양계에서 가장 가까운 별인 프록시마 센타우리 알파성까지의 거리는 4.2 광년이며, 천문단위로 나타내면 약 27만AU가 된다.
천문단위 천문단위의 의의
기원전 3세기, 아리스타쿠스(Aristachus)는 계산과 관찰에 의해 태양은 달의 18 ~ 20배 멀리 있다고 결론지었다. 관측 장비의 정확성이 나빠서 값은 실제와는 크게 달랐지만, 기하학적 계산은 맞았다. 이러한 비율만으로는 천체까지의 구체적인 거리를 알 수 없다. 그러나 태양까지의 거리의 단위를 천문단위로 간주한다면, 아리스타쿠스는 달까지의 거리를 처음으로 구한 것이 된다.
17세기, 요하네스 케플러는 관측 데이터와 기하학적 관계를 이용하여 시행착오와 복잡한 계산을 반복하면서 화성의 궤도를 거의 정확하게 재구성했다. 케플러의 노력으로 행성 사이 운동의 상대적 관계를 잘 설명할 수 있었고, 머지않아 뉴턴역학에 의해 역학적 구조도 밝혀졌다. 역학적 구조가 밝혀져 케플러의 운동과 미세한 오차를 알 수 있게 되자, 수세기에 걸쳐 천체 역학에서는 놀라운 발전이 있게 되었다.
천문단위 천문단위의 의의
이렇게 행성의 움직임은 정밀하게 예측할 수 있게 되었지만, 그 천체가 지구에서 얼마나 떨어져있는지, 태양과 지구가 어느 정도의 질량을 가지는지를 m과 kg같은 우리가 사용하는 단위를 사용하여 정밀하게 알기에는 역시 어려움이 따랐다. 그러나 그 구체적인 값을 정밀하게 알 필요도 없었다. 아리스타르쿠스와 마찬가지로 지상의 단위에 의지하지 않아도 태양계 자체를 기준으로 하면, 즉 미터 대신 천문단위를, 킬로그램 대신에 태양질량을 사용하면 행성의 움직임은 매우 정확히 측정 할 수도, 예측도 가능했다. 예를 들어, 19세기 전반에 천문학자들이 각도의 1분(1°의 1/60)에 못 미친 천왕성의 위치 예측과의 차이에 골머리를 썩고 있을 때, 행성의 질량과 행성까지 거리가 일상의 단위에서 얼마인지는 무관한 문제라는 것을 알았으며, 천문학자들은 이로 인해 해왕성을 발견 할 수 있었다. 따라서 천문학에 길이 단위로 천문단위처럼 지상과는 다른 단위를 사용하는 것은 자연스러운 일이기도 필연이기도 했다. 여기에 천문단위가 천문학에서 사용되어 온 첫 번째 의의가 있다.
천문단위 천문단위의 의의
1809년 가우스는 지구의 궤도 장축 반경을 길이단위, 태양질량을 질량단위, 지구의 하루를 시간단위로 하는 단위계를 통해 태양계의 운동을 기술하는 기초 작업을 했다. 이때 도입된 가우스중력상수 k는 이 단위계로 나타낸 만유인력상수의 제곱근이 되면서 하루 지구가 태양을 둘러싼 평균 각도를 라디안 단위로 설정되었다. 이 단위계가 보안된 뒤, 현재 국제천문연맹에 의해 1976년의 천문단위계와 천문단위의 개념에 직접 도입되고 있다. 천문단위계에서는 길이의 천문단위외에 질량과 시간의 천문단위를 정하고있다. 이들은 가우스와 마찬가지로 질량의 천문단위 Ms로 태양질량, 시간의 천문단위 D로 1일, 즉 24×60×60=86,400초를 가리킨다. 그러나 보통은 질량과 시간의 천문단위는 천문단위의 이름으로 부르지 않고, 천문단위의 경우엔 길이의 천문단위를 가리킨다.
천문단위 천문단위의 의의
천문단위는 태양계뿐만 아니라 더 먼 별까지의 거리를 결정하는 기준 중 하나가 되었다. 거리를 측정하기 위한 가장 단순 명쾌한 방법은 서로 다른 두 지점에서 대상을 관찰하고 그 방향의 차이(시차)와 두 점 사이의 거리에서 삼각형의 기하학을 사용하여 대상까지의 거리를 결정하는 삼각측량의 방법이다. 천문학에서 비교적 가까운 거리에 있는 별까지의 거리를 측정하는 방법으로 이 방법을 사용한다. 같은 항성을 지구에서 1년간 계속 관측하면 지구의 위치가 달라지기 때문에 더 멀리 있는 배경 천체에 대해 항성의 위치가 움직이는 것처럼 보인다.(연주시차). 이 별의 겉보기 운동의 최대 각도는 지구 궤도의 크기와 별까지의 거리로 결정되며, 지구궤도의 크기에 거의 대응하는 천문단위를 이용하여 별까지의 거리를 측정 할 수 있다. 이 관계를 이용하여 별까지의 거리의 단위로 사용되는 파섹(pc)이 정의되어있다.
그러나 연주시차에서 거리를 구할 수 있는 것은 근거리 천체에 한정되기 때문에 더 먼 거리의 천체를 측정할 때에는 다양한 다른 방법을 사용하게 된다. 그 때, 각각의 방법에는 사용할 수 있는 거리 역시 제한되어 있기 때문에, 연주시차로 측정 할 수 없는 거리에 A라는 방법으로, A로 측정 할 수 없는 거리는 B의 방법으로, B에서 측정 할 수 없는 거리는 C의 방법을 사용하는 것처럼, 별도의 방법을 사용한다. 이러한 방법은 측정 기술을 향상시키고 사다리의 단처럼 각각의 방법을 이어 먼 거리를 측정해 나갈 수 있게 되었다.
천문단위 천문단위 증가의 수수께끼
천문단위의 정의가 태양질량 Ms에 의존하기 때문에 태양질량의 변화와 함께 천문단위의 값은 변화할 수 있다. 태양은 핵융합에 의해 질량의 일부를 에너지로 바꾸고, 에너지를 빛으로 방출하기 때문에 1년에 대략 10조분의 1의 비율로 질량을 잃고 있다고 보고되고 있다. 이러한 감소는 태양에서 중력의 감소를 의미하고 모든 행성의 궤도 반지름과 공전 주기를 증가시킨다. 이 천문단위 크기의 증가는 이론상 100년당 0.4m 정도에 해당한다고 한다.
그러나 2004년 러시아의 크라신스키와 부룬베루쿠는 측정된 천문단위의 값이 실제로는 100년당 15±4 m의 비율로 증가하는 것으로 보인다고 보고했다. 이와 비슷한 사례는 미국의 스탠디시(E.M.Standish)와 러시아 삐체봐(Е. В. Питьев)에 의해 확인되었다.
천문단위 천문단위 증가의 수수께끼
이 천문단위의 증가라는 새로운 수수께끼는 2010년 기준으로 원인불명이며, 그 의미도 파악하기 어렵다. 크라신스키의 보고는 레이다 등을 이용한 화성, 금성, 수성 등의 거리측정에 의해 얻어진 미터와 천문단위의 관계 데이터에서 밝혀온 것이다. 레이다 거리측정은 전파의 왕복 시간을 정밀하게 측정하는 것으로, 이 왕복시간이 매우 천천히 증가하는 것으로 포착되어 행성의 궤도가 확대되고 있는 것으로 보인다. 그러나 행성의 움직임 자체는 천문단위 시스템에 표시된 것과 잘 일치하고 있으며, 천문단위로 보면 행성의 궤도도 운동도 확대를 보여주고 있지 않다. 따라서 이상하게도 천문단위가 미터단위로 매우 천천히 확대 하고 있다. 지금까지 태양질량 과 중력상수의 변화, 우주 팽창의 영향 등이 검토 되어 왔지만, 모두 그 효과는 있었다고 해도 충분히 작다고 생각할 수 있어 만족한 설명에 이르지는 못하고 있다. 원인에 대해 다양한 논의가 계속 있다.
천문단위 천체의 거리 탐구
태양이나 달까지의 거리를 측정하려는 시도는 고대 그리스 시대부터 행해져 왔지만, 하늘의 단위와 지상의 단위를 결부시키는 것은 쉬운 일이 아니었다. 태양과 달 사이의 거리의 비율을 구한 아리스타르쿠스도 지상의 단위로 값을 얻고 있지 않다.
프톨레마이오스는 기원전 2세기 그리스의 히파르코스가 일식의 모습이 지역마다 다른 것을 이용하여 지구의 반지름을 기준으로 달이나 태양까지의 거리를 추정했다. 히파르코스가 계산한 태양까지의 거리는 지구 반지름의 490배 이상이었다.(실제 값은 약 23,500배) 히파르코스의 구체적인 산출 방법은 전해지고 있지 않지만, 그 성공적인 기하학적 방법이 현재 비슷하게 재구성 되고 있다.
천문단위 천체의 거리 탐구
기록은 손실되었지만 , 쿠레오메데스의 저서에 따르면 포세이도니오스는 기원전 90년경에 달과 태양까지의 거리를 추정하고 있다. 포세이도니오스는 지구의 그림자를 원주라고 생각하고, 월식의 그림자크기에서 달이 지구의 절반 직경을 가진다고 생각했다. 또한 달의 겉보기 크기와 알려져 있던 지구의 크기에서 지상 단위로 달까지의 거리를 추정했다. 그 5백만 디온값은 실제보다 2.1-2.6배 과대 추정되었다. 이것은 지구의 그림자 원뿔이라고 생각 하고, 달을 실제 약 2배의 크기라고 추정했기 때문이다. 한편 태양까지 거리의 추정은 근거가 부족한 추측에 그치고 있다.
2세기 프톨레마이오스는 ‘알마게스트’(프톨레마이오스가 천동설에 기초하여 저술한 천문학 저서)에서 천구에 둘러싸인 천동설에 기초한 우주이미지를 구축했다. 프톨레마이오스는 아리스 타르코스와 히파르코스의 관측과 기하학적 추론, 또한 자신의 추측을 섞어 태양과 달뿐만 아니라 행성까지의 거리를 추정하고 있다. 예를 들면, 달의 평균거리가 지구 반경의 48배, 태양이 1,210 배, 토성은 17,026 배 등이다. 이렇게 설립된 우주이미지는 그리스와 헬레니즘 문화를 계승한 아라비아 로 전해졌다. 이러한 우주상은 다음 유럽으로 전해져, 중세에 걸쳐 큰 권위를 갖게 되었다.
혜성
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혜성(彗星, 영어: comet, 문화어: 살별, 취성(箒星)), 꼬리별, 살별은 태양에 가까워짐에 따라 기체를 방출하는 태양계 소천체로, 태양풍의 영향을 받아 코마와 꼬리가 생기는 특징이 있다. 혜성의 핵은 작은 얼음, 먼지, 돌가루로 이루어져 있으며, 크기는 수백 미터부터 수십 킬로미터까지 다양하다. 코마의 크기는 지구 지름의 15배를 넘어가기도 하며, 혜성 꼬리의 길이는 1 천문단위 이상으로 늘어지기도 한다. 혜성이 충분히 밝아지면 지구에서 망원경의 도움 없이 관측할 수 있으며, 하늘에서 30° (보름달 60여 개) 크기까지 펼쳐진다. 혜성은 고대 시대부터 계속 관측되어 왔으며, 여러 문화권과 종교에서 관련된 기록을 찾아볼 수 있다.
혜성
혜성의 궤도는 보통 이심률이 큰 찌그러진 모양을 하고 있으며, 공전 주기 또한 수 년에서 수천만 년까지 다양하다. 단주기 혜성은 해왕성 궤도 너머 카이퍼대와 산란원반이 기원이며, 장주기 혜성은 가장 가까운 별까지의 절반 정도인 오르트 구름에서 오는 것으로 추정하고 있다. 장주기 혜성은 오르트 구름에서 지나가는 항성의 섭동이나 은하 조석의 영향을 받아 태양계 안쪽으로 들어온다. 쌍곡선 혜성도 태양계 바깥 성간 공간으로 나가기 전 내태양계를 한 번 지나갈 가능성이 있다.
혜성
혜성과 소행성의 대표적인 차이는 주변을 덮고 있는 대기의 존재 유무에 있다. 대기는 혜성의 핵을 직접 덮고 있는 부분인 코마와 태양풍에 의해 혜성 뒤 직선 모양으로 뻗은 꼬리로 나뉜다. 하지만 태양을 여러 번 지나쳐 휘발성 물질을 다 잃은 사혜성은 소행성과 매우 비슷하게 생겼을 것으로 추정하고 있다. 현재 소행성은 목성 궤도 안쪽 내태양계에서 주로 형성된 반면, 혜성은 외태양계에서 형성되어, 형성 지역 자체가 아에 다른 별개의 천체로 보고 있으나, 소행성대 혜성과 센타우루스군의 발견으로 인해 소행성과 혜성 사이의 구별이 매우 모호해진 상태이다. 21세기 초 맹크스 혜성이라고 부르는, 내태양계 소행성처럼 생겼지만 궤도는 장주기 혜성의 궤도와 같은 천체가 발견되었다. 맹크스 혜성은 아직까지 혜성으로 분류하고 있으며, 2017년까지 총합 27개가 발견되었다.
2021년 11월 기준 발견된 혜성은 모두 4584개가 있다. 하지만 이 숫자는 혜성의 극히 일부에 불과하다고 여겨지며, 오르트 구름에 있을 것으로 추정하는 혜성의 수만 1조 개에 달한다. 평균적으로 1년에 혜성 한 개 정도를 육안으로 볼 수 있지만, 이 중 다수는 어두워 관측하기 쉽지 않다. 특별히 밝은 혜성은 대혜성이라고 부른다. 여러 무인 탐사선이 혜성을 탐사하였는데, 이 중 대표적으로 혜성에 충돌한 딥 임팩트와, 처음으로 혜성에 착륙한 로제타 탐사선이 있다.
혜성 어원
혜성(彗星)에 쓰는 혜(彗)에는 그 자체로 혜성이라는 뜻이 있으나, 비라는 뜻도 있는데, 아마 비와 혜성 꼬리가 유사하게 생긴 점을 들어 혜성을 가리키는 한자로 쓰이게 된 것으로 보고 있다. 문화어 이름인 취성(箒星)의 취(箒)도 같은 원리이다.
순우리말 이름인 살별은 화살과 닮았다는 뜻에서 유래하였으며, 비슷하게 꼬리가 달렸다는 뜻에서 꼬리별이나 길을 쓰는 모습과 유사하다고 하여 길쓸별이라고 부른다.
라틴어에서는 혜성을 comēta 코메타[*] 또는 comētēs 코메테스[*]라고 불렀는데, 이는 긴 머리라는 뜻의 그리스어 κομήτης 코메테스[*]를 라틴 문자로 표기한 것이다. 그리스어 단어는 κόμη 코메[*]→머리털라는 단어에서 유래하였는데, 이 단어는 혜성의 꼬리를 표현하는 데 사용했다. 영어 단어 comet 코멧[*]은 고대 영어 cometa 코메타[*]에서 유래했는데, 이는 라틴어에서 유래하였다.
혜성의 천문 기호는 U+2604 ☄ comet로, 작은 원에 선 3개가 그려진 형태이다.
혜성 물리적 성질
혜성 중심부의 고체 부분을 핵이라고 부르며, 암석, 먼지, 얼음, 고체 이산화 탄소, 일산화 탄소, 메테인, 암모니아로 이루어져 있어, '더러운 눈덩이'라는 별칭으로 불리기도 한다. 2005년 7월 딥 임팩트가 템펠 1 혜성을 관측한 이후로, 먼지 비율이 높은 혜성은 농담을 섞어 '눈 섞인 흙덩이'라고 부르며, 2014년 진행한 연구에서는 표면은 유기물과 얼음 결정이 고밀도로 뭉쳐 있는 데 반해, 핵 내부의 얼음 밀도는 낮다는 점에서 혜성을 '아이스크림 튀김'이라고 불러야 한다는 의견을 내놓았다.
핵의 표면은 보통 먼지나 돌로 덮여 있으며 수분은 거의 없고, 얼음은 수 미터 두께의 표면 지각 밑에 감춰져 있다. 핵에는 메탄올, 사이안화 수소, 폼알데하이드, 에탄올, 에테인 등 여러 유기물이 포함되어 있으며 탄화수소나 아미노산 등 더 복잡한 분자가 존재할 가능성도 있다. 2009년에는 스타더스트가 채취한 표본에서 아미노산의 일종인 글리세롤이 발견되었으며, 2011년 8월에 출판된 운석 연구 보고서에서는 소행성이나 혜성에서 아데닌, 구아닌 등 DNA와 RNA의 구성 물질이 형성되었을 가능성이 있다고 적었다.
혜성 물리적 성질
핵 표면의 반사율은 매우 낮아, 태양계 천체 중에서도 반사율이 제일 낮은 편이다. 지오토 탐사선은 핼리 혜성의 핵이 빛을 4%만 반사하며, 딥 스페이스 1호는 보렐리 혜성의 핵이 빛을 3% 미만밖에 반사하지 않는다는 사실을 발견했다. 참고로, 아스팔트의 반사율은 7%가량이다. 태양이 핵을 가열하며 가벼운 휘발성 화합물이 날아가 타르나 원유와 유사한, 어두운 유기물이 남게 된다. 핵의 표면이 어둡기 때문에 열을 잘 흡수하여 기체 방출이 더 쉽게 일어난다.
핵의 크기는 30 km에 달하지만, 정확히 크기를 재는 것은 쉽지 않다. 또한, 장비의 성능이 발전하고 있지만 크기가 작은 혜성은 거의 발견되지 않는다는 점에서, 지름 100 m 이하인 혜성이 실제로 거의 존재하지 않는 것일 가능성이 제기되고 있다. 현재 발견된 혜성의 평균 밀도는 0.6 g/cm3 (0.022 lb/cu in) 정도로 보며, 질량이 매우 작기 때문에 구형으로 붕괴하지 않고 불규칙한 모양을 유지하고 있다.
14827 히프노스나 3552 돈키호테를 포함해 근지구 소행성의 6%가량이 더 이상 기체를 방출하지 않는 사혜성인 것으로 추정하고 있다.
혜성 물리적 성질
로제타와 필레 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 자기장을 발견하지 못했는데, 이를 통해 미행성 형성 당시에는 자기장이 큰 영향을 주지 않은 것으로 추정할 수 있다. 또한, 로제타 탐사선의 ALICE 장비는 혜성에서 방출된 물과 이산화 탄소 분자가 분해되는 원인이 기존 이론처럼 광자가 아닌, 물 분자가 광이온화되며 생겨난 전자에 의한 것임을 밝혀냈다. 필레 탐사선은 혜성 표면에서 유기물 16종을 감지했는데, 이 중 아세트아마이드, 아세톤, 아이소사이안화 메틸, 프로피온알데하이드는 혜성 표면에서 최초로 발견된 것이었다.
혜성 주변에 기체와 먼지로 이루어진 매우 옅은 대기를 코마라고 부르며, 이 코마가 태양풍의 복사압을 받아 태양 반대 방향으로 흘러나가며 긴 꼬리를 형성한다.
코마의 주요 구성성분은 물 분자와 먼지로, 혜성이 3 ~ 4 AU 거리에 들어왔을 때부터는 물이 증발하는 물질의 90% 이상을 차지한다.  H2O 분자는 광분해와 광이온화 과정을 거치며 분해되고, 큰 먼지 입자는 혜성의 궤도 상에 그대로 남게 되며, 작은 먼지 입자는 광복사압을 받아 꼬리로 들어간다.
혜성 물리적 성질
혜성의 핵 크기 자체는 60 km를 넘지 않지만, 코마의 크기는 수백만 킬로미터 이상으로 커질 수 있으며, 간혹 태양보다 커진다. 대표적으로 홈스 혜성은 2007년 10월 대규모 물질 방출이 일어난 후 약 1개월 간 태양보다 코마가 컸으며, 1811년의 대혜성의 코마 크기도 대략 태양과 비슷하였다. 코마의 크기는 화성 궤도상인 1.5 AU 지점을 통과하면 태양풍의 강도가 강해져 감소하며, 대신 꼬리의 크기가 더욱 커진다. 이온 꼬리의 길이는 1 AU 이상 늘어나기도 한다.
코마와 꼬리 모두 태양빛을 반사해 빛나며, 기체는 태양풍에 의한 이온화로 직접 빛을 낸다. 혜성이 내태양계로 진입하면 코마와 꼬리 모두 관측할 수 있는데 대부분은 망원경 없이는 볼 수 없을 정도로 어둡지만 간혹 육안으로 볼 수 있는 혜성이 나타나는 경우도 있다. 가끔 혜성에서 기체와 먼지가 대규모로 방출되며 잠시 동안 밝아지는데, 대표적으로 2007년 홈스 혜성의 사례가 있다.
혜성 물리적 성질
1996년 혜성에서 엑스선이 방출된다는 사실이 알려졌는데, 엑스선은 고온의 물체에서만 방출된다는 점에서 천문학계에 상당한 충격으로 다가왔다. 엑스선은 태양풍에 포함된 고전하 이온이 코마를 통과하는 과정에서 코마의 분자와 충돌하여, 전자가 일시적으로 들뜬상태가 되었다가 다시 바닥상태로 돌아가는 과정에서 방출된다.
활모양충격파는 태양풍과 혜성 코마 내 이온이 형성한 전리층 간의 상호작용으로 발생한다. 혜성이 태양에 가까워지면 핵에서 방출되는 기체가 많아짐에 따라 코마도 커지는데, 태양풍이 이 코마를 통과하는 과정에서 활모양충격파가 생겨난다.
1980년대와 1990년대 여러 탐사선이 자코비니-지너 혜성, 핼리 혜성, 그리그-스켈러럽 혜성을 통과하며 초기 관측이 이루어졌으며, 이 때 혜성의 활모양충격파는 행성에서 나타나는 충격파보다 더 넓고 부드러운 모양으로 형성된다는 것이 밝혀졌다. 이 때까지 혜성의 활모양충격파는 전부 근일점 근처에서 충격파가 완전히 형성된 상태에서 관측이 이루어졌다.
혜성 물리적 성질
로제타 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 기체 방출량이 증가하며 활모양충격파가 형성되기 시작할 때를 관측하였는데, 이 시기 충격파는 비대칭했으며, 완전히 발달한 충격파보다 더 넓었다.
외태양계에서 혜성은 얼어붙어 비활동 상태로 존재하며, 크기가 작기 때문에 지구에서 관측하기 매우 어렵다. 허블 우주망원경을 이용해 카이퍼대에서 비활동 혜성 핵을 찾아냈다는 연구 결과는 존재하지만 확실한지에 대한 의문이 지속적으로 제기되고 있다. 혜성이 내태양계로 접근하면 태양풍으로 인해 혜성에 있는 휘발성 물질이 증발하고, 이 과정에서 먼지가 같이 딸려 나가게 된다.
먼지와 기체는 각각 꼬리를 형성하며 서로 다른 방향을 향한다. 2형 꼬리라고도 부르는 먼지 꼬리는 혜성이 지나간 궤도에 먼지가 그대로 남는 방식으로 형성되어, 굽은 모양이 된다. 반면 기체로 인해 형성되는, 1형 꼬리라고도 부르는 이온 꼬리는 태양풍의 영향을 더 크게 받아 항상 태양 반대 방향을 향하는 직선 모양을 띈다. 이온 꼬리는 궤도가 아닌, 태양에서 뻗어나오는 자기력선의 방향대로 형성된다. 간혹 지구가 혜성의 궤도면을 지날 때 반꼬리라고 부르는 반대 방향을 향한 꼬리가 보이는 경우도 있다.
혜성 물리적 성질
태양풍의 발견에는 반꼬리 관측이 크게 기여하였다. 이온 꼬리는 코마 내 입자가 태양에서 오는 자외선으로 인해 이온화되어 발생하는데 이로 인해 혜성 주변에는 유도 자기권이 생기게 된다. 혜성과 혜성 주변의 유도 자기권은 태양계 바깥으로 나가는 태양풍 입자를 방해하게 되는데, 혜성과 태양풍 입자 간의 상대 속도는 초음속이기 때문에, 혜성 앞쪽에 태양풍에 대한 활모양충격파가 생기게 된다. 활모양충격파 내부에 존재하는 혜성발 이온 입자는 한 곳으로 모인 다음 태양에서 나오는 자기력선을 따라가는데, 이에 따라 혜성 바깥으로 새는 이온 입자가 이온 꼬리를 만들게 된다.
만약 이온 꼬리 내의 이온 양이 충분하면, 자기력선은 서로 압축되어 이온 꼬리 내에서 자기 재결합이 일어나는데, 이 때 '꼬리가 끊어지는 현상'이 일어난다. 꼬리가 끊어지는 모습은 여러 번 관측되었는데 이 중 가장 유명한 사건은 2007년 4월 20일 엥케 혜성의 꼬리가 코로나 질량 방출을 통과하며 완전히 끊어지는 모습이 STEREO에 찍힌 사건이었다.
2013년 유럽 우주국의 연구자들은 금성의 전리층이 벗겨져 나가는 현상이 혜성의 이온 꼬리가 혜성에서 뻗어나가는 것과 같은 현상이라는 사실을 밝혀냈다고 발표하였다.
혜성 표면이 불균일하게 가열되면 표면의 약한 부분에서 새로 발생한 기체가 간헐천과 유사한 형태로 솟아난다. 기체와 먼지의 방출이 발생하면 핵이 돌게 되고, 심해지면 핵이 쪼개진다. 2010년에는 드라이아이스(고체 이산화탄소)가 제트의 동력으로 작용하기도 한다는 사실이 밝혀졌다. 하틀리 2 혜성을 적외선으로 촬영한 사진에서는 제트가 먼지 입자를 코마로 운반하는 모습이 찍힌 적도 있었다.
혜성 궤도 성질
대부분 혜성은 태양계 소천체로서, 잠시 동안 태양에 접근했다가 나머지 기간을 태양계 바깥쪽에서 보내는 찌그러진 타원 궤도를 돈다. 혜성은 흔히 공전 주기에 따라 나눈다.
흔히 단주기 혜성이라고 부르는 주기 혜성은 공전 주기가 200년 이하인 혜성을 가리키며, 다른 행성과 비슷하게 황도면에 가까운 궤도를 돈다. 단주기 혜성의 원일점은 외행성의 궤도가 있는 지역에 있다. 대표적으로, 핼리 혜성의 원일점은 해왕성 궤도 약간 바깥쪽에 위치한다. 혜성의 원일점이 같은 행성의 궤도 근방이면 해당 행성이 장주기 혜성에 섭동을 가한 것으로 보아, 해당 혜성을 묶어 '족'이라고 부른다.
혜성 궤도 성질
극단적인 예시로, 엥케 혜성의 원일점은 목성 궤도에조차 닿지 않는데, 엥케 혜성과 비슷한 혜성을 묶어 엥케형 혜성(Encke-type comet)이라고 부른다. 공전 주기가 20년 이하이고 궤도 이심률이 30° 이하이면 목성족 혜성(Jupiter-family comets)으로 칭하며, 핼리 혜성처럼 공전 주기가 20년~200년, 궤도 이심률이 0°~90° 사이이면 핼리형 혜성(Halley-type comets)이라고 부른다. 2022년 기준, 발견된 핼리형 혜성은 94개, 목성족 혜성은 744개가 있다.
최근에는 소행성대 근방에서 원 궤도를 도는 소행성대 혜성도 발견되었다.
단주기 혜성의 궤도가 거대 기체 행성 근처이기 때문에 섭동이 추가로 일어날 가능성 또한 존재한다. 단주기 혜성은 원일점이 기체 행성의 궤도 긴반지름과 점차 같아지는 경향을 보이며, 이 중 목성이 다른 행성을 전부 합친 수치의 2배를 차지할 정도로 섭동을 많이 발생시킨다. 혜성의 궤도가 짧아져 단주기 혜성으로 변하는 이유가 바로 이 중력적 섭동으로 인한 것이라고 추정하고 있다.
혜성 궤도 성질
단주기 혜성의 기원은 궤도 모양으로 보아 센타우루스군이나 해왕성 너머 카이퍼대-산란원반에 있는 천체로 추정하고 있으며, 이와 달리 장주기 혜성의 기원은 더 멀리서 태양계를 구형으로 감싸는 오르트 구름으로 보고 있다. 간혹 외행성의 중력(단주기 혜성)이나 주변 별의 중력(장주기 혜성)으로 인해 카이퍼대나 오르트 구름에 있는 천체가 내태양계로 진입해, 혜성으로 관측되는 것이며, 다시 나타나는 시점을 예측할 수 있는 주기 혜성과 달리, 새 혜성은 일정한 규칙을 따라 나타나지 않는다. 혜성이 태양 근처로 접근하면 혜성에서 물질이 방출되는데, 여기서 방출되는 양이 많을수록 혜성의 수명이 짧아진다.
혜성 궤도 성질
장주기 혜성의 궤도는 이심률이 매우 큰 궤도를 돌며, 공전 주기는 200년 이상으로 정의하나 수백만 년에 달하기도 한다. 궤도 이심률이 1이 넘는다고 혜성이 반드시 태양계를 떠나는 것은 아닌데, 예를 들어 맥노트 혜성은 근일점 기준 궤도 이심률이 1.000019에 달했으나 태양에서 멀어지며 이심률이 감소해, 공전 주기 92,600년 궤도에 진입하였다. 장주기 혜성의 궤도는 행성의 궤도를 모두 벗어난 후 태양계의 질량중심에 대한 접촉 궤도를 계산하는 방식으로 정하며, 정의상 태양계를 벗어나는 혜성은 '공전 주기'가 없기 때문에, 장주기 혜성에 속하지 않는다. 장주기 혜성의 원일점은 외행성보다 더 바깥에 위치하며, 궤도면과 황도면이 일치하지 않는 경우가 많다. C/1999 F1 등 일부 장주기 혜성은 원일점이 70,000 AU에 달해, 공전 주기가 600만 년에 달한다.
혜성 궤도 성질
주기가 없는 혜성의 궤도는 근일점 근처에서 포물선이나 쌍곡선 모양이기 때문에 장주기 혜성의 궤도와 비슷한 모양을 띈다. 또한 행성의 섭동으로 인해 궤도가 변해, 태양계를 아에 벗어날 수도 있다. 태양의 힐 권 경계는 230,000 AU (1.1 pc; 3.6 ly) 지점에 위치하고 있지만 경계 자체는 중력적으로 불안정한 상태이다. 현재까지 근일점 근처에서 궤도 이심률이 1을 넘어, 이체 계산법에 따라 태양계를 탈출할 것이라고 추정하고 있는 혜성은 수백 개가량이 있다.
혜성 궤도 성질
2022년 기준, 궤도 이심률이 1을 넘는 천체는 1I/오우무아무아와 2I/보리소프 두 개 뿐이며, 이 두 천체는 태양계 바깥에서 온 것으로 보고 있다. 이심률이 1.2였던 오우무아무아는 2017년 10월 내태양계 통과 당시 가시적인 혜성 활동을 보이지는 않았지만, 기체 분출이 원인으로 보이는 궤도 변동을 보여, 혜성에 해당하는 천체로 추정하고 있으며, 이심률이 3.36이었던 보리소프는 코마가 형성되는 모습이 관측되어, 최초의 성간 혜성으로 분류하고 있다. C/1980 E1 혜성은 원래 공전 주기 710만 년인 궤도를 돌고 있었지만, 1982년 근일점 통과를 앞두고 1980년 목성과 만났을 때 궤도 이심률이 1.057로 올라갔으며, 현재까지 태양계 혜성 중 가장 이심률이 큰 천체로 남아 있다. 현재까지 C/1980 E1, C/2000 U5, C/2001 Q4 (NEAT), C/2009 R1, C/1956 R1, C/2007 F1 등 여러 혜성이 다시 태양계로 돌아오지 않는 궤도를 보였다.
혜성 궤도 성질
일부는 '주기 혜성'이라는 용어를 주기를 가진 모든 혜성, 즉 단주기 혜성과 장주기 혜성을 모두 포괄하는 용어로 사용하는 반면, 한편에서는 단주기 혜성만을 가리키는 용어로 사용한다. 비슷하게, '비주기 혜성'이라는 용어는 통상 내태양계에 한 번만 나타나는 혜성에 사용하지만, 일부에서는 장주기 혜성까지 포함하는 용어로 본다.
혜성 관측 초기에는 궤도가 쌍곡선 형태인 혜성이 여럿 등장했지만 목성과의 섭동으로 인해 확실하게 특정된 경우는 없었다. 태양계 바깥에서 오는 성간 혜성은 태양과의 상대 속도가 주변 항성과의 상대 속도(초당 수십 킬로미터가량)와 비슷하며, 태양계 진입 시 고유 궤도 에너지가 양수가 되어 쌍곡선 초과 속도()가 양수가 된다. 목성 궤도 안쪽으로 진입한 쌍곡선 혜성의 수가 지난 100년 간 4개 정도라는 계산 결과가 존재한다.
오르트 구름은 2,000 ~ 5,000 AU (0.03 ~ 0.08 ly) 지점부터 50,000 AU (0.79 ly) 지점까지 넓게 뻗어 있다고 추정하고 있으며, 일부는 오르트 구름이 100,000 ~ 200,000 AU (1.58 ~ 3.16 ly) 지점까지 벋어 있다고 주장한다. 오르트 구름은 태양부터 카이퍼대 최외곽까지 태양계의 모든 천체를 둘러싸고 있다. 오르트 구름에는 태양계의 형성 당시 존재했던 미행성이 남아 있다.
오르트 구름은 안쪽 2,000 ~ 20,000 AU (0.03 ~ 0.32 ly) 지역의, 도넛 모양인 힐스 구름과, 바깥쪽 20,000 ~ 50,000 AU (0.32 ~ 0.79 ly) 지역의, 구형인 외부 오르트 구름으로 나눌 수 있다. 외부 오르트 구름은 태양으로부터 받는 중력적 영향이 매우 약하며, 해왕성 궤도 인근의 핼리형 혜성의 기원이 되는 지역이라고 추정하고 있다. 내부 오르트 구름에 해당하는 힐스 구름에는 외부 오르트 구름보다 혜성의 핵이 수천 배가량 많을 것으로 여겨지고 있으며, 수십억 년 동안 날아온 혜성 수에 비해 외부 오르트 구름에 있는 혜성의 수가 부족하다는 점에서 혜성 대부분의 기원은 힐스 구름일 것으로 보고 있다.
우리은하에 있는 외계 혜성 또한 실제 관측이 이루어졌다. 1987년 젊은 A형 주계열성인 화가자리 베타에서 최초로 외계 혜성이 관측된 이래, 2013년 기준 외계 혜성이 있는 항성계 11곳이 발견되었다. 외계 혜성은 혜성에서 나온 기체가 모항성 근처를 통과할 때 발생하는 흡수 스펙트럼을 이용하여 발견한다. 항성 앞을 통과하는 혜성은 2018년 2월 케플러 우주망원경이 기록한 광도곡선 자료를 분석하는 과정에서 처음 발견되었으며, 2018년 10월 케플러 우주망원경의 퇴역 이후 TESS 위성이 기록한 광도곡선 자료를 통해 화가자리 베타의 앞을 통과하는 혜성을 관측하였으며, 이후 여러 관측 사례를 통해 광도곡선이 대칭을 이루는 외계 행성과 달리 외계 혜성의 광도곡선은 혜성 꼬리로 인해 비대칭형이나 급격한 가감을 보인다는 것이 밝혀졌다.