요약 : 태양계(太陽系) 내에서 태양 둘레를 타원 또는 포물선 궤도를 따라 도는 긴 꼬리를 가진 천체(天體).
본문 :
살별이라고도 한다. 긴 꼬리를 가지고 있기 때문에 옛날에는 전란 ·역병(疫病) ·천재지변 등의 흉조를 예고하는 것으로 간주되었다. 서양에서는 중세까지 혜성이 지구대기권 안에서 일어나는 현상이라 믿었으나, 16세기에 이르러서야 T.브라헤가 달궤도보다 먼 거리를 지나는 천체임을 밝혀내었다. 그러나 한국과 중국에서는 고대부터 혜성이 천체의 하나임을 알았고, 그 모양에 따라 혜성(彗星) ·패() ·치우기(蚩尤旗) 등으로 구별하여 불렀다. 혜성의 관측기록은 BC 3000년까지 거슬러 올라가는데, 지금까지 약 1,600여 개가 알려졌고, 그 중 약 600개에 대해서는 궤도요소(軌道要素)가 계산되어 있다.

망원경이나 사진관측에 의하면 매년 10∼20개 정도 발견되는 혜성의 명명법은 발견된 순서에 따라 발견연도에 영문자 소문자를 덧붙인다. 궤도가 확실히 알려진 것들은 근일점(近日點) 통과 순서에 따라 근일점 통과연도에 로마숫자를 첨가하고 거기에 발견자의 이름과 발견횟수를 붙인다. 혜성의 궤도는 보통 타원 ·포물선 ·쌍곡선 등 이차곡선을 그리는데, 그 중에서도 포물선궤도가 가장 일반적이다. 궤도요소가 알려진 혜성의 16%가 궤도이심률 e＜0.96이고, 84%가 0.96＜e＜1.004에 속해 있으며, e＞1.004인 혜성은 없다.

쌍곡선궤도를 가진 대부분의 혜성이 행성의 섭동(攝動)으로 인해 포물선궤도로 변질된 것이다. e=1(포물선궤도)에 가까운 혜성들은 장주기(長週期) 혜성으로, 원일점(遠日點)은 104∼106AU(천문단위)의 범위에 있고, 100만∼3000만 년의 공전주기를 가진다. 반면에 타원궤도를 가지고 있는 단주기(短週期) 혜성은 원일점이 대부분 큰 행성들의 궤도 근처에 있다. 특히 목성궤도 근처에 원일점을 두고 있는 약 68개의 목성족(木星族) 혜성은 목성에 의해 포획된 것들로 6~8년의 주기로 태양의 둘레를 공전한다. 단주기 혜성의 공전주기는 2∼200년으로 추정되는데, 지금까지 알려진 것 중 가장 짧은 주기를 가진 엥케혜성은 3.3년, 가장 긴 주기를 가진 리골렛혜성은 151년이다.

단주기 혜성의 가장 대표적인 예인 핼리혜성은 BC 239년에 최초로 발견된 이래 76년마다 찾아오는데, 최근에는 1985∼86년 겨울에 나타났고, 2062년에 다시 나타날 예정이다. 혜성의 구조에 대한 모형은 그의 겉보기 모양과 분광관측(分光觀測) 자료에 기반을 두고 있다. ［그림 1］은 혜성의 궤도운동과 꼬리의 변화를 보여주고 있으며, ［그림 2］는 오늘날 가장 널리 받아들여지는 혜성구조에 관한 모형이다. 혜성이 태양으로부터 멀리 떨어져 있을 때에는 태양빛을 반사시키는 핵(核)만 보이지만, 점차 가까워짐에 따라 꼬리가 커지고 일몰(日沒) 직후 또는 일출(日出) 직전에 태양의 반대방향으로 뻗친 꼬리를 볼 수 있게 된다.

혜성의 핵과 꼬리는 태양빛을 반사할 뿐만 아니라 기체의 형광작용(螢光作用)에 의해서도 빛을 낸다. 혜성의 핵은 반지름이 1∼50km 정도이며, 밀도는 대략 1g/cm3 정도로 운석(隕石) 물질과 수소 ·탄소 ·질소 ·산소의 화합물로 이루어진 얼음과 티끌입자가 뭉친 덩어리로 이루어져 있다고 추정된다. 혜성이 접근하여 태양으로부터 수 AU 거리에 이르게 되면 핵의 온도가 상승하여 H2O, C2N2, CH4, NH3 등의 분자들이 핵으로부터 약 1km/s 의 속도로 증발하여 지름이 105km 정도의 코마(coma)를 만든다. 코마로 증발된 분자들은 태양복사에 기인된 광학적 작용에 의해 더 쪼개져서 CN, C2, CH, NH, NH2, OH 등의 기(基) 상태로도 존재하게 된다. 혜성의 핵과 코마를 혜성의 머리라고 하는데, 몇개의 혜성에서는 머리 주위에 태양보다 큰 지름의 수소구름에 둘러싸여 있는 것이 인공위성에 의해 관측되었다.

혜성이 근일점 근처에 있을 때에는 나트륨 ·철 ·산소 ·크롬 ·니켈 등과 같은 원자의 선스펙트럼이 관측된다. 혜성이 보통 화성궤도 안으로 들어오게 될 때에 태양의 복사압에 의해 혜성의 머리에 있는 물질들이 태양과 반대쪽으로 약 30km/s의 속도를 가지고 불려나감으로써 생성되는 꼬리는 길이가 106∼108km에 이르는데, 두 가지 종류로 나뉠 수 있다. 주로 태양풍(太陽風)에 의해 혜성의 머리로부터 태양의 반대쪽으로 길고 가늘게 밀려나가며 곧게 뻗친 가스꼬리는 혜성이 태양으로부터 1.5AU 이내에 있을 경우 CO+, N2+, OH+, CO2+, CH+와 같은 이온화된 분자스펙트럼을 방출한다. 혜성의핵에서 나온 콜로이드성 입자들이 태양복사압과 태양중력이 거의 같은 크기가 되어 힘을 받지 않은 상태에서 뒤쳐짐으로써 공전궤도 쪽으로 이탈해 나가는 티끌꼬리는 넓고 확산되어 있으며 구부러져 있다.

혜성의 겉보기밝기 l은 태양과 혜성간의 거리 R와, 지구와 혜성간의 거리 r에

l ∝ R-nr-2

와 같은 형식으로 관계한다. 여기서 n은 혜성의 구성물질과 태양으로부터의 거리에 의존하는 값으로 2∼6의 범위를 가지고 있다. 단주기 혜성들은 자체 내부의 현상, 행성에 의한 섭동, 그리고 근일점을 지날 때 받는 강한 태양열과 조석력(潮汐力)에 의해 가스 ·티끌 등을 차차 잃어버리고 결국은 붕괴되어 사라진다. 이미 몇몇 단주기 혜성이 붕괴된 경우가 관측된 일이 있는데, 비엘라(Biela)혜성이 대표적인 예이다. 1772년에 발견된 비엘라혜성은 공전주기 6.6년의 단주기 혜성이었다. 이 혜성은 1845년에 2개의 핵을 가지고 나타났고, 1852년에는 두 핵 사이의 거리가 2.5×106km인 쌍혜성이 되어 출현하였는데, 그 이후에는 더 이상 관측되지 않았다. 그 후 지구가 비엘라 혜성의 궤도를 지나치는 매년 11월 14일에는 찬란한 유성우(流星雨)가 관측되는데, 이를 현재는 안드로메다 유성우라고 부른다.

이와 같이 혜성은 다른 천문학적 시간 척도에 비하여 비교적 짧은 기간에 소멸되므로, 현재와 같은 빈도로 관측이 되기 위해서는 외부로부터 계속적으로 혜성이 공급되어야 한다. 그래서 J.오트는 태양으로부터 3×104∼105AU 근처에 존재하는 구형의 혜성운(彗星雲) 속에 약 1011개의 혜성핵이 존재하고, 여기에서 언제나 105개 중 1개의 비율로 태양에 접근하여 온다는 가설을 주장하였다. 그러나 기원에 대하여는 알려진 것이 거의 없는 상태이며, 부분적으로나마 타당한 이론 역시 거의 없는 실정이다.