우주 혜성: 위험 또는 강제 근접. 혜성 정보

혜성
행성간 공간을 이동하며 태양에 접근할 때 가스를 풍부하게 방출하는 작은 천체. 얼음의 승화(건식 증발)부터 플라즈마 현상까지 다양한 물리적 과정이 혜성과 관련되어 있습니다. 혜성은 성간 물질로의 전환 단계인 태양계 형성의 잔재입니다. 혜성의 관찰과 발견조차도 아마추어 천문학자들에 의해 수행되는 경우가 많습니다. 때때로 혜성은 너무 밝아서 모든 사람의 관심을 끌 때가 있습니다. 과거 밝은 혜성의 출현은 사람들에게 두려움을 불러일으키고 예술가와 만화가들에게 영감의 원천이 되기도 했습니다.
이동 및 공간 분포.모든 또는 거의 모든 혜성은 태양계의 구성 요소입니다. 그들은 행성처럼 중력의 법칙을 따르지만 매우 독특한 방식으로 움직입니다. 모든 행성은 거의 동일한 평면(황도)에 있는 거의 원형 궤도에서 같은 방향("역방향"이 아닌 "전진"이라고 함)으로 태양을 중심으로 회전하며, 혜성은 고도를 따라 앞뒤 방향으로 모두 이동합니다. 길쭉한(편심) 궤도는 황도에 대해 서로 다른 각도로 기울어져 있습니다. 즉각적으로 혜성을 내어주는 것이 무브먼트의 본질이다. 장주기 혜성(궤도 주기가 200년 이상)은 가장 먼 행성보다 수천 배 더 먼 지역에서 오고, 그 궤도는 모든 종류의 각도로 기울어져 있습니다. 단주기 혜성(주기 200년 미만)은 외행성 지역에서 나타나 황도에 가까운 궤도를 따라 앞으로 이동합니다. 태양으로부터 멀리 떨어진 혜성에는 일반적으로 "꼬리"가 없지만 때로는 "핵" 주위에 거의 눈에 띄지 않는 "혼수상태"가 있습니다. 함께 그들은 혜성의 "머리"라고 불립니다. 태양에 가까워질수록 머리가 커지고 꼬리가 나타난다.
구조.혼수 상태의 중앙에는 코어가 있습니다. 단단한 몸체 또는 직경이 수 킬로미터에 달하는 몸체의 대기업입니다. 혜성의 거의 모든 질량은 핵에 집중되어 있습니다. 이 질량은 지구의 질량보다 수십억 배 작습니다. F. Whipple의 모델에 따르면, 혜성의 핵은 다양한 얼음의 혼합물로 구성되어 있으며, 주로 얼음과 얼어붙은 이산화탄소, 암모니아 및 먼지가 혼합되어 있습니다. 이 모델은 1985년부터 1986년까지 혜성 Halley와 Giacobini-Zinner의 핵 근처에서 천문학적 관측과 우주선의 직접 측정을 통해 확인되었습니다. 혜성이 태양에 접근하면 핵이 가열되고 얼음이 승화됩니다. 녹지 않고 증발한다. 생성된 가스는 핵에서 모든 방향으로 흩어지며 먼지 입자와 함께 혼수상태를 만듭니다. 햇빛에 의해 파괴된 물 분자는 혜성의 핵 주위에 거대한 수소 코로나를 형성합니다. 태양 인력 외에도 반발력은 혜성의 희박 물질에도 작용하여 꼬리가 형성됩니다. 중성 분자, 원자 및 먼지 입자는 햇빛의 압력에 영향을 받는 반면, 이온화된 분자와 원자는 태양풍의 압력에 더 강하게 영향을 받습니다. 꼬리를 형성하는 입자의 행동은 1985~1986년에 혜성을 직접 연구한 이후 훨씬 더 명확해졌습니다. 대전 입자로 구성된 플라즈마 꼬리는 극성이 다른 두 영역으로 구성된 복잡한 자기 구조를 가지고 있습니다. 태양을 향한 혼수상태 쪽에서는 정면 충격파가 형성되어 높은 플라즈마 활동을 보입니다.

꼬리와 혼수상태는 혜성 질량의 100만분의 1 미만을 포함하지만 빛의 99.9%는 이러한 가스 형성에서 나오고 0.1%만이 핵에서 나옵니다. 사실 코어는 매우 콤팩트하고 반사 계수(알베도)도 낮습니다. 혜성에 의해 손실된 입자는 궤도를 따라 움직이며 행성의 대기로 들어가 유성("유성")을 형성합니다. 우리가 관찰하는 대부분의 유성은 혜성 입자와 관련이 있습니다. 때로는 혜성의 파괴가 더 재앙적일 때도 있습니다. 1826년에 발견된 비젤라 혜성은 1845년 관찰자들 앞에서 두 부분으로 갈라졌습니다. 이 혜성이 1852년에 마지막으로 관측되었을 때, 그 핵의 조각들은 서로 수백만 킬로미터 떨어져 있었습니다. 핵분열은 일반적으로 혜성의 완전한 붕괴를 예고합니다. 1872년과 1885년에 비젤라 혜성이 아무 일도 일어나지 않았다면 지구 궤도를 넘어갔을 때 유난히 무거운 유성우가 관찰되었습니다.
또한보십시오
유성;
운석. 때때로 혜성은 행성에 접근할 때 파괴됩니다. 1993년 3월 24일 캘리포니아 팔로마 산 천문대에서 천문학자 K.와 Y. 슈메이커는 D. 레비와 함께 목성 근처에서 핵이 이미 파괴된 혜성을 발견했습니다. 계산에 따르면 1992년 7월 9일 Shoemaker-Levy-9 혜성(그들이 발견한 9번째 혜성)은 표면에서 행성 반경의 절반 거리에 있는 목성 근처를 통과했으며 중력에 의해 더 많은 혜성으로 찢어졌습니다. 20개 이상의 부품. 파괴되기 전, 코어의 반경은 대략 100mm였습니다. 20km.

1 번 테이블.
혜성의 주요 가스 구성 요소

고대부터 사람들은 하늘에 숨겨진 비밀을 밝히려고 노력해 왔습니다. 최초의 망원경이 만들어진 이후로 과학자들은 무한한 우주에 숨겨진 지식의 알갱이를 점차 수집해 왔습니다. 이제 우주에서 온 메신저(혜성과 운석)가 어디서 왔는지 알아볼 시간입니다.

혜성이란 무엇입니까?

"혜성"이라는 단어의 의미를 살펴보면 고대 그리스어에 해당하는 단어가 나옵니다. 말 그대로 '긴 머리'라는 뜻이다. 따라서 "머리"와 긴 "꼬리"(일종의 "머리카락")가있는이 혜성의 구조를 고려하여 이름이 붙여졌습니다. 혜성의 머리는 핵과 핵주위 물질로 구성됩니다. 느슨한 코어에는 물뿐만 아니라 메탄, 암모니아 및 이산화탄소와 같은 가스가 포함될 수 있습니다. 1969년 10월 23일에 발견된 추류모프-게라시멘코 혜성은 동일한 구조를 가지고 있다.

이전에 혜성이 어떻게 표현되었는가

고대에 우리 조상들은 그녀를 존경하고 다양한 미신을 창안했습니다. 지금도 혜성의 출현을 유령적이고 신비한 것과 연관시키는 사람들이 있습니다. 그런 사람들은 자신이 다른 영혼의 세계에서 온 방랑자라고 생각할 수도 있습니다. 이것이 어디에서 왔습니까? 아마도 요점은 이 천상의 생물들의 출현이 어떤 불친절한 사건과 일치했다는 것입니다.

그러나 시간이 지나면서 어떤 혜성이 크고 작은지에 대한 생각이 바뀌었다. 예를 들어, 아리스토텔레스와 같은 과학자는 그 성질을 연구하면서 그것이 빛나는 가스라고 결정했습니다. 얼마 후, 로마에 살았던 세네카라는 또 다른 철학자는 혜성은 궤도를 따라 움직이는 하늘의 물체라고 제안했습니다. 그러나 연구의 실질적인 진전은 망원경이 만들어진 후에야 이루어졌습니다. 뉴턴이 중력의 법칙을 발견했을 때 모든 일이 시작되었습니다.

혜성에 대한 현재 생각

오늘날 과학자들은 혜성이 단단한 핵(두께 1~20km)으로 구성되어 있다는 사실을 이미 확립했습니다. 혜성의 핵은 무엇으로 구성되어 있나요? 얼어붙은 물과 우주 먼지의 혼합물에서 나옵니다. 1986년에 혜성 중 하나의 사진이 촬영되었습니다. 불 같은 꼬리는 지구 표면에서 관찰할 수 있는 가스와 먼지 흐름의 방출이라는 것이 분명해졌습니다. 이 "불 같은" 방출이 발생하는 이유는 무엇입니까? 소행성이 태양에 매우 가깝게 날아가면 표면이 뜨거워져 먼지와 가스가 방출됩니다. 태양 에너지는 혜성을 구성하는 고체 물질에 압력을 가합니다. 결과적으로 불 같은 먼지 꼬리가 형성됩니다. 이 잔해와 먼지는 우리가 혜성의 움직임을 관찰할 때 하늘에 보이는 흔적의 일부입니다.

혜성의 꼬리 모양은 어떻게 결정되나요?

아래 혜성에 대한 게시물은 혜성이 무엇인지, 어떻게 작동하는지 더 잘 이해하는 데 도움이 될 것입니다. 그들은 모든 종류의 모양의 꼬리를 가지고 다양한 종류로 나옵니다. 이 꼬리 또는 저 꼬리를 구성하는 입자의 자연적인 구성에 관한 것입니다. 매우 작은 입자는 태양으로부터 빠르게 날아가고, 반대로 큰 입자는 별을 향하는 경향이 있습니다. 이유는 무엇입니까? 전자는 태양에너지에 의해 멀어지고, 후자는 태양의 중력에 영향을 받는 것으로 밝혀졌습니다. 이러한 물리적 법칙의 결과로 우리는 꼬리가 다른 방식으로 구부러진 혜성을 얻습니다. 주로 가스로 구성된 꼬리는 별에서 멀어지는 반면, 미립자 꼬리(주로 먼지로 구성됨)는 반대로 태양을 향하게 됩니다. 혜성 꼬리의 밀도에 대해 무엇을 말할 수 있나요? 구름 꼬리는 일반적으로 수백만 킬로미터, 어떤 경우에는 수억 킬로미터를 측정할 수 있습니다. 이는 혜성의 몸체와는 달리 꼬리가 대부분 밀도가 없는 방출된 입자로 구성되어 있음을 의미합니다. 소행성이 태양에 접근하면 혜성의 꼬리가 갈라져 복잡한 구조를 갖게 됩니다.

혜성 꼬리의 입자 이동 속도

혜성 꼬리의 움직임 속도를 측정하는 것은 쉽지 않습니다. 왜냐하면 우리는 개별 입자를 볼 수 없기 때문입니다. 그러나 꼬리에 있는 물질의 이동 속도를 결정할 수 있는 경우도 있습니다. 때로는 가스 구름이 그곳에서 응축될 수 있습니다. 이들의 움직임을 통해 대략적인 속도를 계산할 수 있습니다. 따라서 혜성을 움직이는 힘은 너무 커서 그 속도는 태양 중력의 100배에 달할 수 있습니다.

혜성의 무게는 얼마입니까?

혜성의 전체 질량은 혜성 머리의 무게, 더 정확하게는 핵의 무게에 크게 좌우됩니다. 아마도 작은 혜성의 무게는 몇 톤에 불과했을 것입니다. 반면, 예측에 따르면 대형 소행성의 무게는 1,000,000,000,000톤에 달할 수 있습니다.

유성이란 무엇입니까?

때때로 혜성 중 하나가 지구의 궤도를 통과하여 그 흔적에 잔해의 흔적을 남깁니다. 우리 행성이 혜성이 있었던 곳을 지나갈 때, 그 잔해와 우주 먼지는 엄청난 속도로 대기권으로 들어갑니다. 이 속도는 초당 70km 이상에 이릅니다. 혜성의 파편이 대기권에서 타오르면 우리는 아름다운 흔적을 보게 됩니다. 이러한 현상을 유성(또는 운석)이라고 합니다.

혜성의 나이

거대한 크기의 새로운 소행성은 우주에서 수조 년 동안 생존할 수 있습니다. 그러나 혜성은 다른 혜성과 마찬가지로 영원히 존재할 수 없습니다. 태양에 더 자주 접근할수록 구성을 구성하는 고체 및 기체 물질이 더 많이 손실됩니다. "젊은" 혜성은 표면에 일종의 보호 껍질이 형성되어 추가 증발과 연소를 방지할 때까지 무게가 많이 줄어들 수 있습니다. 그러나 "젊은" 혜성은 나이가 들고 핵이 쇠퇴하고 무게와 크기가 줄어듭니다. 따라서 표면 껍질에는 많은 주름, 균열 및 파손이 발생합니다. 가스 흐름, 연소, 혜성의 몸체를 앞뒤로 밀어서 이 여행자에게 속도를 제공합니다.

핼리혜성

또 다른 혜성인 추류모프(Churyumov) 혜성과 동일한 구조를 가진 게라시멘코(Gerasimenko)는 소행성으로 발견되었으며, 그는 혜성이 큰 시간 간격으로 움직이는 긴 타원형 궤도를 가지고 있다는 것을 깨달았습니다. 그는 1531년, 1607년, 1682년에 지구에서 관측된 혜성을 비교했습니다. 그것은 약 75년의 시간이 지난 후 궤도를 따라 이동한 동일한 혜성인 것으로 밝혀졌습니다. 결국 그녀는 과학자 자신의 이름을 따서 명명되었습니다.

태양계의 혜성

우리는 태양계에 있습니다. 우리 근처에서 적어도 1000개의 혜성이 발견되었습니다. 그들은 두 가족으로 나뉘며 차례로 수업으로 나뉩니다. 혜성을 분류하기 위해 과학자들은 혜성의 특성, 즉 궤도에서 전체 경로를 이동하는 데 걸리는 시간과 궤도로부터의 기간을 고려합니다. 앞서 언급한 핼리 혜성을 예로 들면, 200년이 채 안 되어 태양 주위를 완전히 공전합니다. 주기혜성에 속합니다. 그러나 훨씬 더 짧은 시간에 전체 경로를 커버하는 소위 단주기 혜성도 있습니다. 우리 태양계에는 우리 별 주위를 공전하는 수많은 주기 혜성이 있다는 것을 확신할 수 있습니다. 그러한 천체는 천왕성, 해왕성, 명왕성을 뒤로하고 우리 시스템의 중심에서 멀리 이동할 수 있습니다. 때때로 그들은 행성에 매우 가까이 접근하여 궤도를 변경할 수 있습니다. 예는 다음과 같습니다

혜성 정보: 장기간

장주기 혜성의 궤적은 단주기 혜성과 매우 다릅니다. 그들은 모든면에서 태양 주위를 돌아 다닙니다. 예를 들어 Heyakutake와 Hale-Bopp이 있습니다. 후자는 마지막으로 우리 행성에 접근했을 때 매우 장관을 이루었습니다. 과학자들은 다음 번에 지구에서 이 모습을 볼 수 있는 때는 수천 년 후가 될 것이라고 계산했습니다. 우리 태양계 가장자리에는 오랜 주기로 움직이는 혜성이 많이 있습니다. 20세기 중반에 네덜란드의 한 천문학자는 혜성 집단의 존재를 제안했습니다. 시간이 지남에 따라 혜성 구름의 존재가 입증되었으며, 오늘날 "오르트 구름"으로 알려져 있으며 이를 발견한 과학자의 이름을 따서 명명되었습니다. 오르트 구름에는 몇 개의 혜성이 있나요? 일부 가정에 따르면 최소 1조 달러입니다. 이 혜성 중 일부의 이동 기간은 수 광년이 될 수 있습니다. 이 경우, 혜성은 10,000,000년 후에 전체 경로를 커버하게 됩니다!

혜성 슈메이커-레비 9의 파편

전 세계의 혜성에 대한 보고는 연구에 도움이 됩니다. 천문학자들은 1994년에 매우 흥미롭고 인상적인 광경을 목격할 수 있었습니다. Shoemaker-Levy 9 혜성에서 남은 20개 이상의 파편이 엄청난 속도(시속 약 200,000km)로 목성과 충돌했습니다. 소행성은 섬광과 거대한 폭발과 함께 행성의 대기로 날아갔습니다. 뜨거운 가스로 인해 매우 큰 불 구체가 형성되었습니다. 화학 원소가 가열되는 온도는 태양 표면에 기록된 온도보다 몇 배 더 높았습니다. 그 후 망원경을 통해 매우 높은 가스 기둥을 볼 수 있었습니다. 그 높이는 3200km라는 엄청난 크기에 도달했습니다.

혜성 비엘라 - 이중 혜성

우리가 이미 배웠듯이, 혜성이 시간이 지나면서 부서진다는 증거는 많이 있습니다. 이로 인해 그들은 그 빛과 아름다움을 잃어버리게 됩니다. 고려될 수 있는 그러한 사례의 단 하나의 예는 비엘라(Biela) 혜성이다. 1772년에 처음 발견되었습니다. 그러나 이후 이 혜성은 1815년, 1826년, 1832년에 두 번 이상 발견되었습니다. 1845년에 발견되었을 때 혜성은 이전보다 훨씬 더 크게 보였다는 것이 밝혀졌습니다. 6개월 후, 나란히 걷고 있는 것은 하나가 아니라 두 개의 혜성이라는 것이 밝혀졌습니다. 무슨 일이에요? 천문학자들은 1년 전에 비엘라 소행성이 두 개로 갈라졌다는 사실을 알아냈습니다. 과학자들이 이 기적의 혜성의 출현을 기록한 것은 이번이 마지막이다. 그것의 한 부분은 다른 부분보다 훨씬 더 밝았습니다. 그녀는 다시는 볼 수 없었습니다. 그러나 시간이 지남에 따라 궤도가 비엘라 혜성의 궤도와 정확히 일치하는 유성우가 두 번 이상 눈을 사로 잡았습니다. 이 사건은 혜성이 시간이 지나면서 붕괴될 수 있다는 것을 증명했습니다.

충돌 중에 일어나는 일

우리 행성의 경우 이러한 천체와의 만남은 좋은 징조가 아닙니다. 1908년 6월, 약 100미터 크기의 큰 혜성이나 운석 조각이 대기권에서 폭발했습니다. 이 재난으로 인해 많은 순록이 죽었고 타이가 2천 킬로미터가 파괴되었습니다. 만약 뉴욕이나 모스크바 같은 대도시 위에서 이런 암석이 폭발한다면 어떻게 될까요? 이는 수백만 명의 생명을 앗아갈 것입니다. 직경 수km의 혜성이 지구에 충돌하면 어떻게 될까요? 위에서 언급했듯이 1994년 7월 중순에 슈메이커-레비 9 혜성의 파편으로 "폭격"되었습니다. 수백만 명의 과학자들이 무슨 일이 일어나고 있는지 지켜보았습니다. 우리 행성에서는 그러한 충돌이 어떻게 끝날까요?

혜성과 지구 - 과학자들의 아이디어

과학자들에게 알려진 혜성에 관한 정보는 그들의 마음에 두려움을 심어줍니다. 천문학자와 분석가는 혜성과의 충돌이라는 공포로 마음속에 끔찍한 그림을 그립니다. 소행성이 대기권에 진입하면 우주체 내부가 파괴될 것입니다. 귀청이 터질 듯한 소리와 함께 폭발하고 지구에서는 먼지와 돌과 같은 운석 파편 기둥을 볼 수 있습니다. 하늘은 불타는 듯한 붉은 빛으로 뒤덮일 것입니다. 폭발과 파편으로 인해 모든 숲, 들판, 초원이 파괴되기 때문에 지구에는 초목이 남지 않을 것입니다. 대기가 햇빛을 통과할 수 없게 되므로 급격히 추워지고 식물은 광합성을 할 수 없게 됩니다. 이는 해양 생물의 먹이주기를 방해합니다. 오랫동안 음식을 먹지 못하여 그들 중 많은 사람이 죽게 될 것입니다. 위의 모든 사건은 자연 순환에도 영향을 미칩니다. 널리 퍼진 산성비는 오존층에 해로운 영향을 미쳐 지구에서 숨을 쉬는 것을 불가능하게 만듭니다. 혜성이 바다 중 하나에 떨어지면 어떻게 될까요? 그러면 이는 토네이도와 쓰나미의 형성이라는 재앙적인 환경 재해로 이어질 수 있습니다. 유일한 차이점은 이러한 대격변이 우리가 수천 년의 인류 역사에서 경험할 수 있었던 것보다 훨씬 더 큰 규모로 일어날 것이라는 점입니다. 수백, 수천 미터에 달하는 거대한 파도가 가는 길에 있는 모든 것을 휩쓸어 버릴 것입니다. 마을과 도시에는 아무것도 남지 않을 것입니다.

"걱정할 필요 없어"

반면에 다른 과학자들은 그러한 대격변에 대해 걱정할 필요가 없다고 말합니다. 그들에 따르면 지구가 천상의 소행성에 가까워지면 하늘이 밝아지고 유성우가 쏟아질 뿐입니다. 우리는 지구의 미래에 대해 걱정해야 합니까? 날아다니는 혜성과 우리를 만날 가능성이 있나요?

혜성 가을. 두려워해야합니까?

과학자들이 제시하는 모든 것을 믿을 수 있습니까? 위에 기록된 혜성에 관한 모든 정보는 검증할 수 없는 이론적인 가정일 뿐이라는 점을 잊지 마세요. 물론 그러한 환상은 사람들의 마음에 공포를 심을 수 있지만 비슷한 일이 지구에서 일어날 가능성은 무시할 수 있습니다. 우리 태양계를 연구하는 과학자들은 태양계의 모든 것이 얼마나 세심하게 설계되었는지 보고 놀랐습니다. 지구는 거대한 방패로 보호되어 있기 때문에 운석과 혜성이 지구에 도달하는 것은 어렵습니다. 목성은 그 크기로 인해 엄청난 중력을 가지고 있습니다. 따라서 종종 소행성과 혜성 잔해가 통과하지 못하도록 지구를 보호합니다. 우리 행성의 위치로 인해 많은 사람들은 전체 장치가 미리 고려되고 설계되었다고 믿게 됩니다. 그리고 이것이 사실이고 당신이 열성적인 무신론자가 아니라면, 당신은 평화롭게 잠을 잘 수 있습니다. 왜냐하면 창조주께서는 의심할 여지 없이 지구를 창조하신 목적에 맞게 지구를 보존하실 것이기 때문입니다.

가장 유명한 이름

전 세계 다양한 과학자들의 혜성에 관한 보고서는 우주체에 관한 거대한 정보 데이터베이스를 구성합니다. 특히 잘 알려진 것 중에는 여러 가지가 있습니다. 예를 들어, Churyumov-Gerasimenko 혜성이 있습니다. 또한, 이 기사에서는 Fumeaker-Levy 9 혜성과 Encke 및 Halley 혜성에 대해 알아볼 수 있습니다. 그 외에도 Sadulayev 혜성은 하늘 연구자들뿐만 아니라 아마추어들에게도 알려져 있습니다. 이 기사에서 우리는 혜성, 그 구조 및 다른 천체와의 접촉에 대한 가장 완전하고 검증된 정보를 제공하려고 노력했습니다. 그러나 우주의 모든 광활한 공간을 포용하는 것이 불가능한 것처럼, 현재 알려진 혜성을 모두 기술하거나 나열하는 것도 불가능할 것입니다. 태양계의 혜성에 대한 간략한 정보가 아래 그림에 나와 있습니다.

하늘 탐험

물론 과학자들의 지식은 여전히 ​​​​존재하지 않습니다. 지금 우리가 알고 있는 것은 약 100년, 심지어 10년 전에도 우리에게 알려지지 않았습니다. 우리는 광대한 우주를 탐험하려는 인간의 지칠 줄 모르는 열망이 운석, 혜성, 소행성, 행성, 별 및 기타 더 강력한 물체와 같은 천체의 구조를 이해하려고 계속 노력할 것이라고 확신할 수 있습니다. 이제 우리는 그 광대함과 알 수 없음을 생각하는 것이 경외심을 불러일으킬 만큼 광대한 공간 속으로 침투했습니다. 많은 사람들은 이 모든 것이 목적 없이 저절로 나타날 수 없다는 데 동의합니다. 이렇게 복잡한 디자인에는 의도가 있어야 합니다. 그러나 공간의 구조와 관련된 많은 질문은 여전히 ​​답이 없습니다. 더 많이 배울수록 더 탐구해야 할 이유가 더 많아지는 것 같습니다. 사실, 우리가 더 많은 정보를 얻을수록 우리는 태양계, 은하계, 심지어 우주에 대해서도 모른다는 사실을 더 많이 이해하게 됩니다. 그러나 이 모든 것이 천문학자들을 멈추게 하는 것은 아니며, 그들은 계속해서 존재의 신비와 씨름하고 있습니다. 근처에서 날아다니는 각 혜성은 그들에게 특별한 관심을 불러일으킵니다.

컴퓨터 프로그램 “우주 엔진”

다행스럽게도 오늘날에는 천문학자들뿐만 아니라 호기심이 많은 일반 사람들도 우주를 탐험할 수 있습니다. 얼마 전 '스페이스 엔진'이라는 컴퓨터용 프로그램이 출시됐다. 대부분의 최신 중급 컴퓨터에서 지원됩니다. 인터넷 검색을 통해 완전 무료로 다운로드하고 설치할 수 있습니다. 이 프로그램 덕분에 혜성에 관한 정보는 어린이들에게도 매우 흥미로울 것입니다. 그것은 오늘날 현대 과학자들에게 알려진 모든 혜성과 천체를 포함하여 전체 우주의 모델을 제시합니다. 예를 들어 혜성과 같이 관심 있는 우주 물체를 찾으려면 시스템에 내장된 지향 검색을 사용할 수 있습니다. 예를 들어 Churyumov-Gerasimenko 혜성이 필요합니다. 그것을 찾으려면 일련 번호 67 R을 입력해야합니다. 예를 들어 Sadulayev 혜성과 같은 다른 물체에 관심이 있다면. 그런 다음 라틴어로 이름을 입력하거나 특수 번호를 입력해 보세요. 이 프로그램 덕분에 우주 혜성에 대해 더 많이 배울 수 있습니다.

혜성(고대 그리스의 털이 많고 털이 많은 혜성)은 흐릿한 모양의 작은 천체로, 매우 확장된 궤도를 가진 원뿔형 단면을 따라 태양 주위를 회전합니다. 혜성이 태양에 접근하면서 혼수상태를 형성하고 때로는 가스와 먼지 꼬리를 형성하기도 합니다.

혜성은 궤도 주기에 따라 다음과 같이 분류됩니다.

1. 단기
현재까지 400개 이상의 단주기 혜성이 발견되었습니다. 이 중 약 200개는 한 번 이상의 근일점 통과 동안 관찰되었습니다. 단주기 혜성(주기 200년 미만)은 외행성 지역에서 나타나 황도에 가까운 궤도를 따라 앞으로 이동합니다. 태양으로부터 멀리 떨어진 혜성에는 일반적으로 "꼬리"가 없지만 때로는 "핵" 주위에 거의 눈에 띄지 않는 "혼수상태"가 있습니다. 함께 그들은 혜성의 "머리"라고 불립니다. 태양에 가까워질수록 머리가 커지고 꼬리가 나타난다. 그들 중 다수는 소위 가족에 속해 있습니다. 예를 들어, 대부분의 단주기 혜성(태양 주위를 도는 완전한 회전은 3~10년 지속)은 목성족을 구성합니다. 토성, 천왕성, 해왕성 계열은 그 수가 약간 적습니다(특히 후자에는 유명한 핼리 혜성이 포함됩니다).

가족들:
- 목성의 가족
- 토성 가족
- 천왕성 가족
- 해왕성 가족

혜성이 태양 근처를 지나가면 중심부가 뜨거워지고 얼음이 증발하여 가스 혼수상태와 꼬리가 형성됩니다. 수백 또는 수천 번의 비행 후에는 핵에 가용성 물질이 남아 있지 않으며 더 이상 보이지 않습니다. 정기적으로 태양에 접근하는 단주기 혜성의 경우, 이는 100만 년 이내에 그 개체군이 보이지 않게 되어야 함을 의미합니다. 그러나 우리는 그것들을 관찰하므로 "신선한" 혜성으로부터의 보충이 끊임없이 도착하고 있습니다.
단주기 혜성의 보충은 주로 목성과 같은 행성에 의한 "포획"의 결과로 발생합니다. 이전에는 오르트 구름에서 나오는 장주기 혜성이 포착된 것으로 생각되었으나, 현재는 그 근원이 '내부 오르트 구름'이라고 불리는 혜성 원반인 것으로 믿어지고 있습니다. 원칙적으로 오르트 구름의 개념은 변하지 않았지만, 계산에 따르면 은하계의 조석 영향과 성간 가스의 거대한 구름의 영향으로 인해 은하계가 매우 빠르게 파괴될 것으로 나타났습니다. 보충 소스가 필요합니다. 이러한 소스는 이제 조수 영향에 훨씬 더 강하고 Oort가 예측한 외부 구름보다 훨씬 더 많은 혜성을 포함하는 내부 Oort 구름으로 간주됩니다. 태양계가 거대한 성간 구름에 접근할 때마다 외부 오르트 구름의 혜성은 성간 공간으로 흩어지고 내부 구름의 혜성으로 대체됩니다.
혜성이 거의 포물선 궤도에서 단주기 궤도로 전환하는 것은 혜성이 뒤에서 행성을 따라잡을 때 발생합니다. 일반적으로 혜성을 새로운 궤도로 포착하려면 행성계를 여러 번 통과해야 합니다. 혜성의 궤도는 일반적으로 낮은 경사와 높은 이심률을 갖습니다. 혜성은 혜성을 따라 앞쪽 방향으로 움직이며 궤도의 원일점(태양에서 가장 먼 지점)은 혜성을 포착한 행성의 궤도에 가깝습니다. 이러한 이론적 고려 사항은 혜성 궤도 통계에 의해 완전히 확인됩니다.

2. 장기간
아마도 장주기 혜성은 엄청난 수의 혜성 핵을 포함하는 오르트 구름에서 우리에게 올 것입니다. 태양계 외곽에 위치한 몸체는 일반적으로 태양에 접근할 때 증발하는 휘발성 물질(물, 메탄 및 기타 얼음)로 구성됩니다. 장주기 혜성(궤도 주기가 200년 이상)은 가장 먼 행성보다 수천 배 더 먼 지역에서 오고, 그 궤도는 모든 종류의 각도로 기울어져 있습니다.
많은 혜성이 이 클래스에 속합니다. 이들의 공전 주기는 수백만 년이므로, 100년 동안 태양 근처에 나타나는 것은 그 중 1만분의 1에 불과합니다. 20세기에는 그러한 혜성이 약 250개 관찰되었습니다. 따라서 총 수백만 개가 있습니다. 또한 모든 혜성이 눈에 보일 만큼 태양에 접근하는 것은 아닙니다. 혜성 궤도의 근일점(태양에 가장 가까운 지점)이 목성 궤도 너머에 있으면 이를 알아차리는 것이 거의 불가능합니다.
이를 고려하여 1950년 Jan Oort는 태양 주변의 공간이 20~100,000AU 거리에 있다고 제안했습니다. (천문 단위: 1 AU = 1억 5천만 km, 지구에서 태양까지의 거리)은 혜성 핵으로 채워져 있으며 그 수는 10 12로 추정되며 전체 질량은 지구 질량 1~100입니다. 오르트 "혜성 구름"의 외부 경계는 태양으로부터 이 거리에 있는 혜성의 움직임이 이웃 별과 기타 거대한 물체의 인력에 의해 크게 영향을 받는다는 사실에 의해 결정됩니다. 별은 태양을 기준으로 움직이며 혜성에 미치는 영향이 변하고 이로 인해 혜성 궤도가 진화합니다. 따라서 우연히 혜성은 태양에 가까운 궤도에 도달할 수 있지만 다음 공전에서는 궤도가 약간 바뀌고 혜성은 태양에서 멀어질 것입니다. 그러나 그 대신에 "새로운" 혜성은 오르트 구름에서 태양 근처로 끊임없이 떨어질 것입니다.

깊은 우주에서 도착하는 혜성은 뒤에 꼬리가 달린 성운 물체처럼 보이며 때로는 길이가 수백만 킬로미터에 이릅니다. 혜성의 핵은 혼수상태라고 불리는 흐릿한 껍질로 둘러싸인 고체 입자와 얼음 덩어리입니다. 직경이 수 킬로미터인 핵은 그 주위에 직경 8만 킬로미터의 혼수상태를 가질 수 있습니다. 햇빛의 흐름은 혼수상태에 있는 가스 입자를 밀어내고 다시 던져 우주에서 그녀의 뒤에서 움직이는 긴 연기 꼬리로 끌어당깁니다.
혜성의 밝기는 태양으로부터의 거리에 따라 크게 달라집니다. 모든 혜성 중에서 아주 작은 부분만이 육안으로 볼 수 있을 만큼 태양과 지구에 가까이 다가옵니다. 이들 중 가장 눈에 띄는 것은 때때로 "대혜성"이라고 불립니다.
우리가 관찰하는 많은 유성("유성")은 혜성에서 유래되었습니다. 이것은 혜성이 잃어버린 입자들이 행성의 대기에 들어갈 때 타버리게 됩니다.

궤도와 속도

혜성의 핵의 움직임은 전적으로 태양의 인력에 의해 결정됩니다. 혜성의 궤도 모양은 태양계의 다른 천체와 마찬가지로 속도와 태양으로부터의 거리에 따라 달라집니다. 물체의 평균 속도는 태양까지의 평균 거리(a)의 제곱근에 반비례합니다. 속도가 항상 태양에서 몸체를 향하는 반경 벡터에 수직인 경우 궤도는 원형이고 거리 a에서의 속도를 원형 속도(υc)라고 합니다. 포물선 궤도(υp)를 따라 태양의 중력장에서 탈출하는 속도는 이 거리에서의 원형 속도보다 √2배 더 빠릅니다. 혜성의 속도가 υp보다 작으면 타원 궤도로 태양 주위를 돌며 결코 태양계를 떠나지 않습니다. 그러나 속도가 υp를 초과하면 혜성은 태양 옆을 한 번 지나가고 영원히 떠나 쌍곡선 궤도를 따라 이동합니다. 대부분의 혜성은 타원 궤도를 가지므로 태양계에 속합니다. 사실, 많은 혜성의 경우 이것은 포물선에 가까운 매우 긴 타원입니다. 그들과 함께 혜성은 태양으로부터 아주 멀리 그리고 오랫동안 멀어집니다.

태양계의 혜성

혜성의 명칭

P/ - 단주기 혜성(즉, 주기가 200년 미만이거나 두 개 이상의 근일점 통로에서 관찰된 혜성)
C/ - 장주기 혜성;
X/ - 신뢰할 수 있는 궤도를 계산할 수 없는 혜성(보통 역사적인 혜성의 경우)
D/ - 혜성이 붕괴되었거나 사라졌습니다.
A/ - 실수로 혜성으로 간주되었지만 실제로는 소행성으로 판명된 물체입니다.

예를 들어, Hale-Bopp 혜성은 C/1995 O1로 지정되었습니다. 일반적으로 두 번째로 관측된 근일점 통과 후 주기 혜성은 일련 번호를 받습니다. 따라서 핼리 혜성은 1682년에 처음 발견되었습니다. 현대 시스템에 따른 외관상의 명칭은 1P/1682 Q1입니다. 소행성으로 처음 발견된 혜성은 문자 명칭을 유지합니다. 예를 들어 P/2004 EW38(Catalina-LINEAR)입니다.

혜성의 구조

혼수 상태의 중앙에는 코어가 있습니다. 단단한 몸체 또는 직경이 수 킬로미터에 달하는 몸체의 대기업입니다. 혜성의 질량 대부분은 핵에 집중되어 있습니다. 이 질량은 지구의 질량보다 수십억 배 작습니다. F. Whipple의 모델에 따르면, 혜성의 핵은 다양한 얼음의 혼합물로 구성되어 있으며, 주로 얼음과 얼어붙은 이산화탄소, 암모니아 및 먼지가 혼합되어 있습니다. 이 모델은 1985년부터 1986년까지 핼리 혜성과 지아코비니-지너 혜성의 핵 근처에서 우주선을 통한 직접적인 측정과 천문 관측을 통해 확인되었습니다.
혜성 핵은 원시 행성 원반을 구성하는 태양계의 주요 물질의 잔재입니다. 따라서 그들의 연구는 지구를 포함한 행성 형성의 그림을 복원하는 데 도움이 됩니다. 원칙적으로 일부 혜성은 성간 공간에서 우리에게 올 수 있지만 지금까지 그러한 혜성은 단 하나도 확실하게 식별되지 않았습니다.
혜성이 태양에 접근하면 핵이 가열되고 얼음이 승화됩니다. 녹지 않고 증발한다. 생성된 가스는 핵에서 모든 방향으로 흩어지며 먼지 입자와 함께 혼수상태를 만듭니다. 햇빛에 의해 파괴된 물 분자는 혜성의 핵 주위에 거대한 수소 코로나를 형성합니다. 태양 인력 외에도 반발력은 혜성의 희박 물질에도 작용하여 꼬리가 형성됩니다. 중성 분자, 원자 및 먼지 입자는 햇빛의 압력에 영향을 받는 반면, 이온화된 분자와 원자는 태양풍의 압력에 더 강하게 영향을 받습니다.

꼬리를 형성하는 입자의 행동은 1985~1986년에 혜성을 직접 연구한 이후 훨씬 더 명확해졌습니다. 대전 입자로 구성된 플라즈마 꼬리는 극성이 다른 두 영역으로 구성된 복잡한 자기 구조를 가지고 있습니다. 태양을 향한 혼수상태 쪽에서는 정면 충격파가 형성되어 높은 플라즈마 활동을 보입니다.
꼬리와 혼수상태는 혜성 질량의 100만분의 1 미만을 포함하지만 빛의 99.9%는 이러한 가스 형성에서 나오고 0.1%만이 핵에서 나옵니다. 사실 코어는 매우 콤팩트하고 반사 계수(알베도)도 낮습니다.

핵심

핵은 거의 모든 질량이 집중되어 있는 혜성의 단단한 부분입니다. 혜성의 핵은 지속적으로 형성되는 발광 물질에 숨겨져 있기 때문에 현재 망원경 관측으로는 접근할 수 없습니다.
가장 일반적인 Whipple 모델에 따르면, 핵은 유성 물질 입자가 산재된 얼음의 혼합물입니다(“더러운 눈덩이” 이론). 이 구조에서는 얼어붙은 가스 층이 먼지 층과 번갈아 나타납니다. 가스가 가열되면 증발하여 먼지 구름을 운반합니다. 이것은 혜성에서 가스와 먼지 꼬리가 형성되는 것을 설명합니다.
2005년에 출시된 미국의 자동 스테이션 Deep Impact를 사용하여 수행된 연구에 따르면 코어는 매우 느슨한 물질로 구성되어 있으며 부피의 80%를 차지하는 기공이 있는 먼지 덩어리입니다.
혜성의 핵은 우주 먼지와 얼어붙은 휘발성 화합물(일산화탄소와 이산화물, 메탄, 암모니아)이 첨가된 얼음으로 구성됩니다.

태양계의 혜성

혜성의 핵 크기는 혜성이 태양에서 멀리 떨어져 있고 가스와 먼지 봉투에 가려져 있지 않을 때의 관측을 통해 추정할 수 있습니다. 이 경우 빛은 코어의 고체 표면에서만 반사되며 겉보기 밝기는 단면적과 반사율(알베도)에 따라 달라집니다.
승화 - 물질이 고체에서 기체 상태로 전이하는 것은 혜성의 물리학에 중요합니다. 혜성의 밝기와 방출 스펙트럼을 측정한 결과, 얼음이 주로 물로 구성되어 있는 경우와 마찬가지로 주 얼음이 녹는 것은 2.5~3.0 AU 거리에서 시작되는 것으로 나타났습니다. 이것은 Halley 혜성과 Giacobini-Zinner 혜성을 연구하여 확인되었습니다. 혜성이 태양에 접근할 때 처음으로 관찰된 가스(CN, C 2)는 아마도 얼음에 용해되어 가스 수화물(포접물)을 형성할 것입니다. 이 "복합" 얼음이 승화되는 방식은 주로 얼음의 열역학적 특성에 따라 달라집니다. 먼지-얼음 혼합물의 승화는 여러 단계로 발생합니다. 표면의 인력이 매우 약하기 때문에 가스 흐름과 이들이 집어 올린 작고 푹신한 먼지 입자가 코어를 떠납니다. 그러나 가스 흐름은 조밀하거나 서로 연결된 무거운 먼지 입자를 제거하지 않으며 먼지 껍질이 형성됩니다. 그런 다음 태양 광선이 먼지 층을 가열하고 열이 통과하고 얼음이 승화되고 가스 흐름이 뚫고 먼지 껍질이 깨집니다. 이러한 효과는 1986년 핼리 혜성을 관찰하는 동안 명백해졌습니다. 승화와 가스 유출은 태양이 비추는 혜성 핵의 일부 영역에서만 발생했습니다. 이 지역에서는 얼음이 노출되었고 나머지 표면은 지각으로 덮여 있었을 가능성이 높습니다. 방출된 가스와 먼지는 혜성의 핵 주위에 관찰 가능한 구조를 형성합니다.

혼수

먼지 알갱이와 중성 분자 가스는 혜성의 거의 구형 혼수상태를 형성합니다. 일반적으로 혼수상태는 핵으로부터 10만km에서 100만km까지 뻗어 있습니다. 가벼운 압력은 혼수상태를 변형시켜 태양 ​​반대 방향으로 늘릴 수 있습니다.

혼수상태는 가스와 먼지로 구성된 가볍고 안개가 자욱한 컵 모양의 껍질입니다. 혼수상태는 핵과 함께 혜성의 머리를 구성합니다. 대부분의 경우 혼수상태는 세 가지 주요 부분으로 구성됩니다.
- 내부 혼수상태(분자, 화학 및 광화학). 가장 강렬한 물리적, 화학적 과정이 여기에서 발생합니다.
- 눈에 보이는 혼수상태(급진적 혼수상태).
- 자외선 혼수상태(원자).

혜성 C/2001 Q4의 이미지(NEAT)

태양계의 혜성

꼬리

혜성의 꼬리는 혜성이 태양에 접근할 때 형성되고 햇빛의 산란으로 인해 눈에 보이는 혜성 물질의 먼지와 가스의 길쭉한 흔적입니다. 일반적으로 태양에서 멀어지는 방향으로 향합니다.
혜성이 태양에 접근함에 따라 물, 일산화탄소, 일산화탄소, 메탄, 질소 및 기타 냉동 가스와 같은 끓는점이 낮은 휘발성 물질이 핵 표면에서 승화되기 시작합니다. 이 과정은 혼수상태를 초래합니다. 이 더러운 얼음이 증발하면 코어에서 가스로 배출되는 먼지 입자가 방출됩니다. 혼수상태에 있는 가스 분자는 햇빛을 흡수한 다음 이를 다른 파장으로 다시 방출하며(이 현상을 형광이라고 함), 먼지 입자는 파장을 바꾸지 않고 햇빛을 다른 방향으로 산란시킵니다. 이 두 과정 모두 혼수상태가 외부 관찰자에게 보이게 됩니다.
혜성 질량의 100만분의 1 미만이 꼬리와 혼수상태에 집중되어 있다는 사실에도 불구하고, 혜성이 하늘을 통과할 때 우리가 관찰하는 빛의 거의 99.9%는 이러한 가스 형성에서 비롯됩니다. 사실 코어는 매우 콤팩트하고 반사 계수(알베도)가 낮습니다.
혜성 꼬리는 길이와 모양이 다양합니다. 일부 혜성은 하늘 전체를 가로질러 뻗어 있습니다. 예를 들어 1944년에 나타난 혜성의 꼬리 길이는 2천만km였다. 그리고 혜성 C/1680 V1은 꼬리 길이가 2억 4천만 km에 달합니다. 혜성에서 꼬리가 분리된 사례도 기록되었습니다(C/2007 N3(Lulin)).
혜성의 꼬리는 윤곽이 뚜렷하지 않고 거의 투명합니다. 별은 그것을 통해 명확하게 볼 수 있습니다. 왜냐하면 혜성의 꼬리는 극도로 희박한 물질로 형성되기 때문입니다(밀도는 라이터에서 방출되는 가스의 밀도보다 훨씬 낮습니다). 그 구성은 다양합니다. 가스, 작은 먼지 입자, 또는 이 둘의 혼합물입니다. 대부분의 먼지 입자의 구성은 스타더스트 우주선의 혜성 81P/Wilda 연구에서 밝혀진 바와 같이 태양계의 소행성 물질과 유사합니다. 본질적으로 이것은 "눈에 보이지 않는 것"입니다. 사람은 가스와 먼지가 빛나기 때문에 혜성의 꼬리를 관찰할 수 있습니다. 이 경우 가스의 빛은 태양 표면에서 방출되는 자외선 및 입자 흐름에 의한 이온화와 관련이 있으며 먼지는 단순히 햇빛을 산란시킵니다.
혜성의 꼬리와 모양에 관한 이론은 19세기 말 러시아 천문학자 표도르 브레디킨(Fyodor Bredikhin)에 의해 개발되었습니다. 그는 또한 현대 천문학에서 사용되는 혜성 꼬리의 분류에 속합니다.

Bredikhin은 혜성 꼬리를 세 가지 주요 유형으로 분류할 것을 제안했습니다.
- 유형 I곧고 좁으며 태양으로부터 직접 향합니다.
- II 유형.넓고 약간 구부러져 있으며 태양으로부터 멀어지는 방향입니다.
- III 유형.짧고 중앙 발광체에서 크게 벗어났습니다.

천문학자들은 혜성 꼬리의 다양한 모양을 다음과 같이 설명합니다. 혜성을 구성하는 입자는 구성과 특성이 다르며 태양 복사에 다르게 반응합니다. 따라서 이러한 입자의 경로는 우주에서 "분산"되고 우주 여행자의 꼬리는 다른 모양을 갖습니다.
혜성의 핵에서 방출되는 입자의 속도는 태양의 작용의 결과로 얻은 속도로 구성됩니다. 이는 태양에서 입자로 향하는 속도와 벡터가 접하는 혜성의 이동 속도입니다. 따라서 특정 순간에 방출되는 입자는 일반적으로 직선이 아닌 신디너미(sydynamy)라는 곡선에 위치하게 됩니다. 신디나는 그 순간의 혜성의 꼬리 위치를 대표하게 됩니다. 개별적인 날카로운 방출 중에 입자는 싱크로라고 불리는 각도로 신다인에 세그먼트 또는 선을 형성합니다. 혜성의 꼬리가 태양에서 혜성으로 향하는 방향과 얼마나 다른지는 입자의 질량과 태양의 작용에 따라 달라집니다.

혼수 상태에 대한 태양 복사의 영향으로 인해 혜성의 꼬리가 형성됩니다. 그러나 여기에서도 먼지와 가스는 다르게 행동합니다. 태양에서 나오는 자외선은 가스 분자의 일부를 이온화하고, 태양에서 방출되는 전하 입자의 흐름인 태양풍의 압력은 이온을 밀어내며 혼수 상태를 1억 개 이상 확장할 수 있는 긴 꼬리로 늘립니다. 킬로미터. 태양풍 흐름의 변화는 꼬리 모양의 급격한 변화를 관찰할 수 있으며 심지어 전체 또는 부분 파손까지 초래할 수 있습니다. 이온은 태양풍에 의해 초당 수십, 수백 킬로미터의 속도로 가속되며, 이는 혜성의 궤도 이동 속도보다 훨씬 빠릅니다. 따라서 그들의 움직임은 그들이 형성하는 유형 I 꼬리와 마찬가지로 거의 정확히 태양 방향을 향합니다. 이온 꼬리는 형광으로 인해 푸른 빛을 띕니다. 태양풍은 혜성 먼지에 거의 영향을 미치지 않습니다. 혜성 먼지는 햇빛의 압력에 의해 혼수 상태에서 밀려납니다. 먼지는 태양풍에 의한 이온보다 훨씬 약한 빛에 의해 가속되므로 먼지의 움직임은 초기 궤도 이동 속도와 빛 압력의 영향에 따른 가속도에 의해 결정됩니다. 먼지는 이온 꼬리 뒤에 지연되어 궤도 방향으로 구부러진 유형 II 또는 III 꼬리를 형성합니다. 유형 II 광미는 표면에서 먼지가 균일하게 흘러 형성됩니다. 유형 III 꼬리는 대규모 먼지 구름이 단기적으로 방출된 결과입니다. 가벼운 압력의 영향으로 다양한 크기의 먼지 입자에 의해 획득된 가속도의 확산으로 인해 초기 구름도 꼬리로 늘어나며 일반적으로 유형 II 꼬리보다 훨씬 더 강하게 구부러집니다. 먼지 꼬리는 확산된 붉은 빛으로 빛납니다.
먼지 꼬리는 일반적으로 균일하며 수백만에서 수천만 킬로미터에 걸쳐 뻗어 있습니다. 이는 태양광의 압력에 의해 핵에서 태양 반대 방향으로 던져진 먼지 입자에 의해 형성되며, 먼지 입자가 단순히 햇빛을 산란시키기 때문에 노란색을 띤다. 먼지 꼬리의 구조는 중심부에서 먼지가 고르지 않게 분출되거나 먼지 입자가 파괴되는 것으로 설명할 수 있습니다.
수천만, 심지어 수억 킬로미터 길이의 플라즈마 꼬리는 혜성과 태양풍 사이의 복잡한 상호 작용을 가시적으로 표현한 것입니다. 핵을 떠나는 일부 분자는 태양 복사에 의해 이온화되어 분자 이온(H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +)과 전자를 형성합니다. 이 플라즈마는 자기장이 침투하는 태양풍의 움직임을 방해합니다. 혜성이 혜성과 충돌하면 자기장 선이 혜성을 둘러싸서 머리핀 모양을 취하고 반대 극성의 두 영역을 만듭니다. 분자 이온은 이 자기 구조에 포착되어 중앙의 가장 밀도가 높은 부분에 가시적인 플라즈마 꼬리를 형성합니다. 이 부분은 CO+의 스펙트럼 밴드로 인해 파란색을 띕니다. 플라즈마 꼬리 형성에서 태양풍의 역할은 1950년대 L. Biermann과 H. Alfven에 의해 확립되었습니다. 그들의 계산은 1985년과 1986년에 Giacobini-Zinner 혜성과 Halley 혜성의 꼬리를 통과하여 비행한 우주선의 측정값을 확인했습니다.
그 밖에도 약 400km/s의 속도로 혜성에 부딪혀 그 앞에 충격파를 형성해 바람의 물질과 혜성의 머리가 압축되는 태양풍과의 상호작용 현상도 일어난다. 플라즈마 꼬리에서. '포획' 과정은 중요한 역할을 합니다. 그 본질은 혜성의 중성 분자가 태양풍 흐름을 자유롭게 관통하지만 이온화 직후 자기장과 적극적으로 상호 작용하기 시작하여 상당한 에너지로 가속된다는 것입니다. 사실, 때로는 표시된 메커니즘의 관점에서 설명할 수 없는 매우 강력한 분자 이온이 관찰됩니다. 포획 과정은 또한 핵 주변의 거대한 공간에서 플라즈마 파동을 자극합니다. 이러한 현상의 관찰은 플라즈마 물리학의 근본적인 관심사입니다.
"꼬리 브레이크"는 놀라운 광경입니다. 알려진 바와 같이, 정상 상태에서 플라즈마 꼬리는 자기장에 의해 혜성의 머리에 연결됩니다. 그러나 종종 꼬리가 머리에서 떨어져 나와 뒤쳐져 있으며 그 자리에 새로운 꼬리가 형성됩니다. 이것은 혜성이 반대 방향의 자기장을 갖는 태양풍 영역의 경계를 통과할 때 발생합니다. 이 순간 꼬리의 자기구조가 재배열되어 마치 끊어지고 새로운 꼬리가 형성되는 것처럼 보인다. 자기장의 복잡한 토폴로지는 하전 입자의 가속을 초래합니다. 이는 위에서 언급한 빠른 이온의 출현을 설명할 수 있습니다.
안티 테일혜성이 태양에 접근할 때 나타나는 세 가지 유형의 꼬리 중 하나를 설명하기 위해 천문학에서 사용되는 용어입니다. 이 꼬리의 특징은 다른 두 개의 꼬리인 먼지와 가스와는 달리 태양을 향하고 멀어지지 않으므로 다른 꼬리와 기하학적으로 반대라는 것입니다. 안티 테일은 질량과 크기로 인해 태양풍에 약하게 영향을 받고 일반적으로 혜성의 궤도 평면에 남아 궁극적으로 디스크 모양을 취하는 큰 먼지 입자로 구성됩니다. 먼지 입자의 농도가 다소 낮기 때문에 정상적인 조건에서 이 디스크를 보는 것은 거의 불가능합니다. 따라서 관찰할 수 있을 만큼 밝을 때만 가장자리에서 감지할 수 있습니다. 이것은 지구가 혜성의 궤도면을 가로지르는 짧은 시간 내에 가능해집니다. 결과적으로 디스크는 태양으로부터 멀어지는 작은 꼬리 형태로 보입니다.
먼지 입자가 원반 형태를 띠고 있기 때문에 혜성의 앞뿐만 아니라 뒤와 측면에도 안티 테일이 존재하는 것은 당연한 일이다. 그러나 혜성의 측면에서는 혜성의 핵 때문에 보이지 않으며, 그 뒤에는 더 조밀하고 밝은 먼지와 가스 꼬리 뒤에 숨어 있습니다.
대부분의 지나가는 혜성은 너무 작아서 반꼬리를 감지할 수 없지만, 1997년의 혜성 C/1995 O1(Hale-Bopp)과 같이 그렇게 할 만큼 큰 일부 혜성도 있습니다.

퇴화된 혜성

소행성과 혜성이 서로 다른 두 등급으로 나누어졌을 때, 이들 등급 간의 주요 차이점은 오랫동안 공식화되지 않았습니다. 이 문제는 2006년 프라하 제26차 총회에서야 해결되었습니다. 소행성과 혜성의 주요 차이점은 혜성이 태양에 접근할 때 태양 복사의 영향으로 표면 근처의 얼음이 승화되어 자기 주위에 혼수상태를 형성하는 반면, 소행성은 결코 혜성을 형성하지 않는다는 것입니다. 혼수. 결과적으로 일부 물체는 처음에는 소행성으로 분류되었으므로 한 번에 두 가지 지정을 받았지만 혜성 활동이 감지되면 혜성 지정도 받았습니다. 또 다른 차이점은 혜성은 대부분의 소행성보다 더 긴 궤도를 갖는 경향이 있다는 것입니다. 따라서 궤도 이심률이 높은 "소행성"은 멸종된 혜성의 핵일 가능성이 더 높습니다. 또 다른 중요한 지표는 태양에 대한 궤도의 근접성입니다. 태양에 가까운 궤도에서 움직이는 대부분의 물체도 멸종된 혜성이라고 가정합니다. 지구에 가까운 모든 소행성의 약 6%는 이미 휘발성 물질 매장량이 완전히 고갈된 멸종된 혜성입니다. 조만간 모든 혜성이 모든 휘발성 물질을 잃고 소행성으로 변할 가능성이 높습니다.