태양계의 외행성계 (혜성 . 센타우루스 군)

 혜성은 휘발성 얼음 혼합물로 수 킬로미터 정도 크기의 태양계 천체이다. 혜성은 태양에 가장 가까워질 때는 내행성 궤도까지 들어오고, 멀어질 경우 명왕성 바깥까지 멀어지는 경우가 많은 만큼 혜성의 궤도는 이심률이 매우 크다. 대부분의 혜성은 약 15킬로미터 이하의 크기인 핵을 가지고, 약 150만 킬로미터의 핵을 둘러싼 먼지와 가스인 코마라는 이름의 꼬리처럼 생긴 구조를 형성한다. 몇몇 혜성의 꼬리는 1억 5천만 킬로미터에 이른다고 한다. 코마는 천문학에서 혜성의 핵 주위의 성운과 같은 덮개이며, 혜성이 태양에 가까이 통과할 때 혜성이 따뜻해짐에 따라 핵의 일부가 승화하여 생성된다.

 코마는 고대로부터 인류가 혜성을 표현할 때 사용된 강력한 특징이며, 맨눈으로도 볼 수 있다. 혜성의 핵은 얼음과 암석, 먼지 입자들로 이루어진 둥근 형태이며, 이것은 더러운 눈 덩어리로 비유되기도 한다. 혜성의 핵 주변에는 코마가 존재하는데, 혜성이 태양 가까이에 가면 코마의 물질이 태양 빛과 태양에서 날아오는 입자에 의해 뒤로 밀려 나가는 꼬리를 형성한다. 혜성의 꼬리는 이온 꼬리와 먼지 꼬리로 나뉘며, 이온 꼬리는 푸른빛으로 태양 반대 방향을 가리키며, 분자와 전자가 이온화되어 나타난다. 먼지 꼬리는 태양열을 받아 타 버린 규산염 먼지들이다. 여기서 이온 꼬리는 푸른색을 띠며, 항성 태양의 반대편으로 생긴다. 이는 기체와 먼지보다 태양풍과 태양의 자기장에 영향을 받기 때문에 태양 반대편에 거의 수직으로 뻗는다. 먼지 꼬리는 대부분 흰색을 띠며, 궤도 방향의 반대로 휘어져서 생긴다. 이는 태양의 복사압에 의해 반대편으로 밀려난 입자들이 혜성의 운동으로 휘어지는 것이다.

 혜성의 궤도는 거의 행성과 같은 타원 궤도이다. 그러나 때로는 타원이 무한히 길어서 포물선이나 쌍곡선의 형태이다. 그리고 짧은 타원 궤도를 가지는 혜성이 있는데 이것은 토성이나 목성의 중력에 이끌려 궤도가 작아지기 때문이다. 혜성 중에는 궤도의 모양과 방향을 설명하는 여섯 개의 궤도 요소 중 하나로, 궤도가 중심 천체에 대하여 기울어진 정도를 말하며, 기준면과 궤도면 사이의 각도, 또는 기준면과 자전축 사이의 각도로 정의되는 궤도 경사 각 값이 큰 개체가 많은데, 그중 공전 주기가 백 년이 되지 않는 단주기 혜성의 경사각은 중간 정도이다. 혜성이 내행성 궤도에 진입하면, 태양에 가까워지고 일사량이 증가하여 얼음 상태로 존재하던 휘발성 물질이 증발하여 전하적으로 중성인 분자를 양 또는 음의 전하를 가진 이온으로 만드는 조작인 이온화이다.  

 단주기 혜성은 태양을 공전하는 데 2백 년이 걸리지 않지만 장 주기 혜성은 공전에 걸리는 시간이 평균 수천 년이 된다. 이론의 여지는 있지만 20세기 중 가장 널리 관측된 혜성이며, 10년 동안 가장 밝은 천체 중 하나에 놓여 있을지 모른다는 가설이 세워진 구상 모형 혜성의 구름을 말한다. 당시 암흑 체 중 하나인 헤일 밥 혜성과 같은 장 주기 혜성은 오르트 구름에서 생겨났고, 단주기 혜성은 카이퍼 대에서 생겨났다. 오르트 구름은 태양으로부터 약 1광년 떨어진 곳에 아무 에너지 관찰 데이터에서 43억 킬로미터 거리에 있는 이 천체를 발견한 펜실베이니아대 천문학자 게리 번스타인과 워싱턴대 박사 후 연구원 페드로 베르나 디 넬리는 이후 4년간 추적을 계속하면서, 이 천체가 움직이고 있다는 걸 확인했다. 이후 아마추어 천문학자들이 혜성의 증거인 가스와 먼지를 포착했다. 베르나 디 넬리 혜성의 고향은 지구와 태양 거리의 0.03광년에서 0.8광년에 이르는 광대한 우주공간에서 태양계를 둘러싸고 있는 것으로 추정되는 오르트 구름이다. 오르트 구름은 공 모양의 외부 오르트 구름과 그 안에 도넛 모양의 중심 오르트 구름으로 이뤄져 있다. 이 가운데 태양 쪽으로 약하게 묶여 있는 외부 오르트 구름이 핼리 혜성 같은 장 주기 혜성들을 태양계 쪽으로 보내주는 것으로 과학자들은 추정한다. 오르트 구름을 형성하고 있는 물질은 암모니아, 물, 메탄 등의 얼음 조각이다. 이 조각들이 혜성의 핵을 이룬다. 오르트 구름에는 이런 얼음 물체들이 수십억 ~ 수조 개에 이를 것으로 본다. 연구진은 혜성의 빛 반사율과 혜성의 핵에서 방출되는 마이크로파 복사 측정을 통해 혜성의 크기를 알아낼 수 있었다. 연구진은 베르나 디 넬리 혜성은 이 방식을 이용해 측정한 가장 먼 거리의 천체라고 밝혔다. 혜성은 태양에 가까워질수록 얼음이 증발하며 꼬리가 길어지고 본체는 작아진다. 이 공간은 태양계 밖의 가장 가까운 별인 프록시마 센터우리 별까지 거리의 25퍼센트에 해당한다. 크로이츠 선 그 레인저스와 같은 혜성 군은 하나의 덩어리였던 천체가 쪼개져 생겨난 것으로 추측된다. 공전궤도가 타원형인 일부 혜성은 태양계 바깥에서 태어나 태양계를 찾아온 경우도 있고, 이들의 정확한 궤도를 알아내기는 쉽지 않다. 태양 주위를 많이 돌면서 휘발성 물질이 거의 다 증발한 늙은 혜성은 소행성으로 분류되기도 한다. 궤도 긴반지름이 목성형 행성들 사이에 있는 태양계 소천체를 말하며, 궤도가 목성형 행성의 궤도와 한 번 이상 교차하기 때문에 궤도가 수백만 년 정도밖에 유지되지 않을 만큼 불안정한 소천체를 센타우루스 군이라고 한다. 센타우루스군의 궤도 반경은 목성보다 크고 해왕성보다 작다. 혜성은 비슷하며 얼음으로 이루어진 천체이다. 최초로 발견된 센타우루스 족은 외태양계의 소행성체로, 토성과 천왕성 사이에 위치하는 2060 키론은 혜성으로도 분류되어 왔고, 지금까지 알려진 가장 거대한 센타우루스 족은 센타우루스군의 소행성체이며, 2014년 고리가 발견된 10199 카이 클로이다. 10199 카이클로의 지름은 약 250킬로미터이다.