수천 년의 주기를 가진 혜성을 무엇이라 하나요?
혜성
보통은 헤일-밥 혜성이나 햐쿠타케 혜성처럼 한 번 태양에 접근 했다가 멀리 사라지는 수천 년에서 수만 년의 주기를 돌지만, 목성 등 행성의 인력에 잡혀 핼리 혜성, 엥케 혜성처럼 짧은 주기를 돌게 된 혜성도 있다. 그런 혜성은 '단주기 혜성'이라 불리며, 반대로 수천 년의 주기를 가진 혜성은 '장주기 혜성'이라고 불린다. 태양에 매우 가깝게 접근하여 증발되는 혜성들이 있으며, 이들은 소호 태양 관측 위성에서 종종 관측된다.
반규칙 변광성
반규칙 변광성(半規則變光星, Semiregular variable star)은 거성, 초거성의 중간단계이고 분광형의 후반부에 분포하는 어느 정도의 주기를 가지고 밝기가 변하는 별을 일컫는다. 20 ~ 2,000일 이상의 주기를 갖는데, 각각의 주기마다 광도곡선이 조금씩 다르며, 변한다.  오르트 구름
장주기 혜성은 그렇다 하고, 오르트 구름에 해당할지도 모른다고 암시되는 오직 네 개의 알려진 물체(90377 세드나, 2000 CR, 2006 SQ, 2008 KV)만이 궤도를 가진다. 처음 두 개는 흐트러진 원반 모형의 물체와는 달리, 해왕성의 중력장 범위 밖에 근일점을 가진다. 그래서 그들의 궤도는 가스로 구성된 거대한 행성으로부터의 섭동에 의해 설명되지 않을 수도 있다. 만약 그들이 그들의 현재 위치에서 형성되었다면, 그들의 궤도는 원래 원형이었음에 틀림없다. ; 만약 그렇지 않으면, 융합(작은 물체들이 합쳐져서 하나의 큰 물체가 되는 것)은 가능하지 않았을 것이다. 왜냐하면 미행성체들 중에서 더 큰 상대적인 속도가 이들을 너무 분열시켰기 때문이다. 오늘날 타원 궤도는 몇 가지 가정들을 통해 설명할 수 있다.: 이러한 별들의 분열과 “lift"가설은 관찰과 더불어 대부분을 동의하는 것처럼 보인다. 일부 천문학자들은 90377 Sedna, 2000 CR105이 중심 오르트 구름보다는 “확장된 흐트러진 원반 모형”에 속한다고 언급하는 것을 선호한다. 밀란코비치 주기
세차운동은 지구 자전축의 방향이 멀리 떨어진 별에 대해 원형으로 회전하는 현상으로 약 26,000년의 주기를 가지고 있다. 이러한 회전 운동은 회전하는 강체인 지구에 작용하는 태양과 달의 조력 때문에 일어나며, 이러한 현상은 지구가 완벽한 구가 아닌 살짝 찌그러진 모양이기 때문에 발생한다. 태양과 달이 세차운동에 끼치는 영향은 거의 비슷하다. HE 1523-0901
이 별의 나이는 유럽 남방 천문대(ESO)의 초대형 망원경(Very Large Telescope)이 측정한 바에 의하면 132억 살이며, 알려진 우주의 나이(WMAP에 의하면 137억 살)에 근접해 있다. 그러나 2013년 기준으로 가장 나이가 많은 항성이자 천체는 HD 140283로 변경되었다. HE 1523-0901은 여러 중성자 포획 과정에서 나타나는, 방사성 원소 우라늄과 토륨 붕괴를 통해 나이를 알아낸 최초의 항성이다. 이 별은 1세대 항성들이 우주 탄생 후 얼마 지나지 않아, 생의 끝에 다다른 뒤 초신성 폭발로 일생을 마감하고 난 잔해에서 곧장 생겨난 것으로 생각된다. 화가자리 베타
베타별의 주위에는 먼지와 가스가 막대하게 존재한다.[28] 여기에서 이 행성계가 젊음을 알 수 있는데, 베타가 이미 주계열 단계에 진입했는지 아니면 아직도 전주계열성에 머무르고 있는지 논쟁을 불러왔다.[29] 히파르코스 위성이 최초로 잰 화가자리 베타까지의 거리는 다소 멀게 나왔으며 따라서 이 별은 예상보다 밝은 것으로 여겨졌었다. 그러나 수정된 거릿값으로 별의 광도는 조금 내려갔으며, 여기에서 베타는 전주계열 단계가 아니라 영년 주계열에 가까운 상태인 것으로 드러났다.[1] 화가자리 베타 이동성군 내 베타와 동료 별들을 분석한 결과 이들의 나이는 1200만 년 정도였다.[2] 다만 오차가 있음을 고려하면 최소 800만 년에서 최대 2000만 년으로 잡을 수 있다.[2] 황소자리 T형 항성
대략 황소자리 T형 항성들의 절반 정도가 별주위 원반을 거느리고 있는데, 이들을 다른 이름으로 원시 행성계 원반이라고도 부른다. 그 이유는 이들 원반은 태양계와 같은 행성계로 진화할 후보로 여겨지기 때문이다. 별주위 원반의 수명은 약 1천만 년 정도로 추측된다. 대부분의 황소자리 T형 항성은 쌍성계의 일원이다. 황소자리 T형 항성은 진화 과정 중 여러 단계에서 젊은 항성체로 불리기도 한다. 이들의 활발한 자기장과 강한 알펜파 항성풍은 항성의 각운동량이 원시 행성계 원반으로 옮겨가는 수단 중의 하나로 생각된다. 이론적으로 우리 태양이 황소자리 T형 항성이었을 적에 수축하는 태양의 각운동량이 원시 행성계 원반(종국적으로 현재의 8개 행성으로 된다)으로 이동한 것으로 보고 있다. 행성상성운
행성상성운(行星狀星雲, ; PN; 복수형 PNe)은 발광성운의 일종으로, 늙은 적색거성의 외피층이 팽창하여 형성된 전리 기체들로 이루어져 있다. "행성상성운"이라는 용어는 1780년대에 윌리엄 허셜이 고안한 것으로, 망원경으로 들여다보았을 때 행성처럼 원반 모양의 상을 나타낸다고 하여 만들어진 용어인즉, 엄밀히는 틀린 용어이다. 하지만 허셜의 용어는 널리 사용되었고, 지금까지 그대로 사용되고 있다. 행성상성운의 수명은 수만 년 정도로, 별의 수명이 수십억 년 정도인 바, 우주적 규모에서는 상대적으로 짧게 지속되는 현상이다. 위성 거주가능성
위성의 궤도가 안정하기 위해서 위성이 모행성을 공전하는 주기 P는 모행성이 항성을 공전하는 주기 "P"의 1/9이하여야 한다. 예를들어 행성이 90일 주기로 항성을 돈다면 위성의 궤도가 안정한 공전주기는 10일이다. 시뮬레이션은 태양같은 모항성에서 1AU 떨어져서 공전하는 거대 목성형 행성이나 갈색왜성에 안전하게 묶여서 도는 위성의 공전 주기는 45에서 60일 이하여야 된다고 제안한다.
대기는 생명이 출현하고 지속되기 위해 필수적이다. 태양계의 위성은 타이탄을 제외하고 대기가 없거나 옅다. 스퍼터링은 자연 위성에 치명적이다. 목성형 행성의 자기권에서 이동하는 입자가 지구형 위성의 대기를 수백만 년 만에 벗겨낼 수 있다. 화성과 같은 밀도를 갖는 위성을 가정할 때 46억년간 지구같은 대기를 유지하기 위해서는 지구 질량의 7%는 되어야 한다. 태양계
태양계(太陽系, , , )는 대략 46억 년 전 분자운의 중력붕괴로 형성된 태양과, 항성인 태양의 중력에 이끌려 있는 주변 천체가 이루는 체계를 말한다. 태양을 중심으로 공전하는 행성은 소행성대를 기준으로 안쪽에 있는 네 개의 고체 행성인 수성, 금성, 지구, 화성, 즉 지구형 행성과, 바깥쪽에 있는 네 개의 유체 행성인 목성, 토성, 천왕성, 해왕성, 즉 목성형 행성으로 알려져 있다. 에드먼드 핼리
1757년, 파리 천문대의 감독관이었던 프랑스의 수학자 알렉시스 클레로와 프랑스의 천문학자 제롬 랑랄드는 핼리 혜성에 대한 표를 개선시켰다. 프랑스의 훌륭한 수학자이자 천문학자인 Nicole-Reine Hortense Lepaute는 목성과 토성이 혜성을 끌어 당기는 중력의 정도와 혜성이 돌아 오는 정확한 시간을 결정지었다. 혜성의 귀환에 대한 핼리의 생각이 맞다면 Lepaute에게는 엄청나게 많고 세밀함을 요구하는 계산을 해낼 시간이 거의 없었다. 그녀는 6개월 동안 밤낮을 가리지 않고 하루 종일 일했다. 결국 그녀는 토성의 중력은 혜성의 이동을 100일동안 지연시키고, 목성의 중력은 518일 동안 지연시킨다는 것을 계산해냈다. 이 세명의 과학자들은 핼리가 범한 계산 실수를 발견하였지만 혜성이 돌아올 것이라는 핼리의 예상은 완벽하게 옳다는 것을 밝혀냈다. 그들은 혜성이 1759년 4월 13일에 근일점에 올 것이라고 예상했다. 실제로 혜성은 1759년 3월 13일에 근일점에 위치했기 때문에 그들의 결과와는 한 달의 차이가 있었다. 이에 대해 제롬 랑랄드는 Lepaute에게 모든 영예를 안긴 반면, 알렉시스 클레로는 공식적으로 Lepaute이 한 공헌의 중요성을 깨닫지 못했다. HD 98800
천문학자들은 행성은 눈덩이가 굴러서 덩치가 커지는 것과 마찬가지로 수백만 년에 걸쳐 몸집을 불린다고 믿고 있다. 행성의 재료가 되는 이들 미행성들은 서로 부딪혀 지구와 같은 암석 행성이 되거나, 또는 목성의 중심핵과 같이 질량 큰 가스 행성의 씨앗으로 되기도 한다. 행성이 되지 못한 덩치 큰 바위들은 소행성이나 혜성이 된다. 이들 암석 천체들이 격렬하게 충돌하면서 미세한 먼지 조각들은 우주 공간으로 퍼져 나가게 된다. 베가
지구가 자전하기 때문에 별들은 천구를 가로지르는 것처럼 우리 눈에 보이게 된다. 그런데 어떤 별이 지구의 자전축과 나란한 방향에 놓여 있을 경우 그 별은 하늘에서 움직이지 않는 것처럼 보일 것이고, 이 별을 극성이라고 부른다. 지구의 자전축 방향은 시간이 지나면서 서서히 바뀌는데 이를 세차 운동이라고 한다. 세차 운동의 1주기는 25770년인데 이 기간 동안 자전축의 양 극점은 천구 위에 길을 둥근 모양으로 그리게 된다. 이 길은 근처에 있는 여러 밝은 별들 근처를 지나가는데 경로가 별들과 가깝게 또는 거의 일치하는 순간 지구에 거주하는 사람들은 그 별을 극성으로 인식하게 된다. 현 시점에서 극성은 폴라리스이나 기원전 1만 2천 년 경만 해도 천구 북극과 베가 사이 거리는 5도가 채 되지 않았다. 서기 14000년 경 북극점은 다시 베가 근처에 접근하게 될 것이다. 베가는 북극성의 후보가 될 수 있는 별들 중 가장 밝다. 그물자리 제타
원래 은하 헤일로의 항성종족 II 준왜성으로 생각되었으나 현재 제타의 구성원인 두 별은 은하 원반의 별들보다 젊은 것으로 알려져 있다.(그럼에도 80억 살 정도로, 태양보다는 나이가 더 많다) 이들은 허큘리스자리 제타 이동성군의 일원이다. 두 별은 고유 운동이 같고 거리도 가까운 편이라서 서로 멀리 떨어진 쌍성으로 생각된다. 두 별은 9,000 천문단위 떨어져 있다. 멀리 있는 만큼 자전 주기는 무려 1백만 년 정도나 된다. 날씨가 충분히 좋을 경우 맨눈으로도 이 두 별이 떨어져 있는 모습을 관찰할 수 있다. 점성술의 별자리
항성 주기는 (태양계 밖의 고정된 한 점에서 관측될 때) 태양계 내의 한 천체가 항성에 대하여 한번의 공전을 완료하는데 소요되는 시간이다. 만일 (태양과 지구에 대하여 같은 상대적인 위치로 복귀하는데 걸리는 시간인) 한 행성의 회합주기가 알려져 있다면, 그것의 항성 주기는 계산될 수 있다. 지구의 달과 인공위성의 항성 주기는 배경 항성에 대해서 같은 위치로 복귀하는데 걸리는 시간이다. 만일, 지구가 태양에 대해서 고정된 위치에서 자전하고 있었다면, 한 해 동안에 모든 항성은 같은 시간에 뜨고 졌을 것이다. 미라 (항성)
요하네스 홀버다는 이 별이 사라졌다가 나타나는 주기를 11개월로 측정했다. 한편 요하네스 헤벨리우스도 동시에 이 별을 관측했으며 1662년 Historiola Mirae Stellae에서 이 별에 `미라'라는 이름을 붙였다. 여기서 미라는 '멋지다, 놀랍다'라는 의미로, 예전 어떤 별도 이런 존재는 없었음을 표현한 것이다. 은하년
은하년은 우리 은하를 태양계가 한번 공전하는데 걸리는 시간이다. 2억2500만년 ~ 2억5천만 태양년으로 1궤도 범위의 길이로 예측하고 있다. 미국 항공우주국(나사, NASA)에 따르면, 태양계가 828,000km/h(230km/s)정도의 평균 속도로 은하의 중심을 공전하는데, 빛의 속도는 이 속도의 약 1304배다. 만약 제트 항공기가 이 속도로 이동할 수 있다면, 2분 54초면 전 세계를 돌아 볼 수 있다. 태양계가 은하의 중심을 공전하는데 약 2억 3천만년이 걸린다고 한다. 에드먼드 핼리
후에 이 예측이 사실로 밝혀지면서 이 혜성을 핼리 혜성이라고 부르게 되었다. 그는 혜성이 나타났던 1758년 12월 25일보다 15년이나 먼저 죽었지만, 그가 죽은 후에도 지속적인 명성을 얻었다. 이 날짜는 실제로 핼리가 예상했던 것보다 단지 며칠 후였다. 이것은 혜성이 지금까지 믿어져 왔던 것처럼 기상 현상이 아닌 천체라는 확정적인 증거가 되었다.[1] 헤제
2010년 헤제의 짝별 헤제 B가 발견되었다(헤제 B의 존재로 기존의 주성(主星) 헤제는 헤제 A로 표기할 수 있다). 이 별의 관측기간은 그리 길지 않아 정확한 궤도요소는 아직까지 입수하지 못했다. 그러나 두 별은 평균거리 24.9 천문단위만큼 떨어져 있고 궤도이심률은 0.16 이상으로 보인다. 둘의 공전 주기는 최소 124년이다. 짝별의 정체는 이 천체로부터 X선 플럭스가 관측된바 있기 때문에 적색 왜성일 가능성이 있다. 태양 주기
최근까지 태양 주기는 1699년과 2008년도의 309년 동안 28개의 주기가 있으며 평균적으로 11.04년 이었다고 여겨졌으나, 다시 최근의 연구 결과는 이 기간들 중 가장 길었던 것 (1784년-1799년)이 실제로는 두 번의 주기 [1][2]였던 것으로 보인다고 하여 태양 주기의 평균 길이는 겨우 10.66년 정도라고 한다. 9년만큼의 짧은 주기들과 14년만큼의 긴 주기들이 관측되어 왔고, 1784년에서 1799년까지의 이중 주기 동안의 한 주기는 8년보다는 짧아야 했다. 태양 주기는 또한 그 진폭에서 상당한 변화가 나타난다. 태양 활동 극대기와 극소기는 각각 흑점의 개수가 최대, 최소인 시기인 태양 극대기,태양 극소기를 가리킨다. 개개의 흑점 주기는 한 극소기에서 다음 극소기까지로 구분된다. 슈메이커-레비 제9혜성
목성이 태양계에서 제일 큰 행성이기 때문에 목성이 천체를 포획하는 일은 자주 일어나지만, 슈메이커-레비 제9혜성 정도 크기의 천체는 흔하지 않다. 한 연구 결과에 따르면, 지름 0.3 km 정도의 혜성은 500년에 한 번 목성에 충돌하지만, 1.6 km 정도만 되도 기간이 6,000년 이상으로 늘어난다. 땅꾼자리 제타
제타는 젊은 별로 예상 나이는 300만 년 정도에 불과하다. 밝기는 주기적으로 변하며 변광 형태는 세페우스자리 베타형 변광성에 해당된다. 그러나 그 주기성은 복잡하여 대략 지구 시간으로 하루에 10개 이상의 다른 변광 주기를 1회~10회에 걸쳐 보여준다. 1979년 이 별의 스펙트럼을 연구하여 헬륨선 프로파일에 '움직이는 둔덕'이 있음을 찾아냈다. 이 특징은 이후 다른 별에서도 계속 발견되었으며 이를 '뱀주인자리 제타형 항성'이라고 부른다. 이 스펙트럼 수치는 비방사 맥동의 결과로 보인다. 유성
혜성에서 나온 유성체는 초기에는 잘 모여서 띠를 이루다가 시간이 지남에 따라 햇빛에 의한 압력, 해와 목성과 같은 태양계 안의 큰 천체에 의한 중력 건드림(섭동)에 의해 원래 궤도를 이탈하여 태양계의 황도면에 퍼지게 된다. 나이가 젊은 유성류 속에는 혜성이 한 번 해에 접근할 때 함께 나온 젊은 유성체 띠가 존재하는데, 이 띠를 지구가 관통할 때면 1초당 1개 정도로 별똥이 매우 많이 나타나며 그것들은 하늘의 한 점에서 나오는 것으로 보인다. 이것을 별똥만발(meteor outburst)이라고 한다. 혜성으로부터 나온 지 어느 정도 오래된 유성체들은 느슨한 형태로 유성체 흐름을 이루고 있다. 그 속을 지구가 관통할 때면 1분당 1개 정도의 유성을 볼 수 있다. 이것을 유성우라고 한다. 또한 모혜성에서 떨어져 나온 지 많은 시간이 흘러 원래 궤도에서 벗어난 유성체들이 지구 대기 속으로 돌입하여 생기는 유성은 산발유성이라고 한다. 아이손 혜성
2012년 이 혜성이 발견된 이후, 몇몇 언론에서는 이 혜성을 "세기의 혜성"(Comet of the Century)이라 이름붙이며 보름달보다 더 밝아질 것으로 예상했다. "Astronomy Now" 칼럼니스트는 2012년 9월에 "만약 예상이 실현될 경우 아이손 혜성은 인류 역사상 최고의 혜성 중 하나가 될 것이다."라고 썼다. 2013년 10월에는 "데일리 메일" 칼럼니스트가 아이손 혜성을 "세기의 혜성"이라 묘사하면서 보름달보다 15배 이상 밝아질 것으로 기대한다고 썼다. 혜성
장주기 혜성: 이심률이 큰(길게 늘어난) 궤도와 200년 ~ 수천 년(또는 수백만 년)의 주기를 갖는 혜성이다. 이들의 궤도는 그 원일점이 외행성 바깥쪽 먼 곳에 있으며, 궤도는 황도면에 가깝지 않을 수 있다. 1577년 대혜성
튀코가 발견한, 혜성이 천체라는 사실은 17세기 내내 천문학계의 뜨거운 논쟁거리였으며 여기에 대해 많은 이론들이 제기되었다. 갈릴레오는 튀코의 이론에 동의하지 않은 대표적 인물이었는데, 그는 혜성이 천체가 아닌 시각적 현상에 불과하며 그 때문에 혜성의 시차를 재는 것은 불가능하다는 주장을 했다. 그러나 그의 가설은 널리 인정받지 못했다. 자연철학의 수학적 원리
에드먼드 핼리도 이 책을 바탕으로 1530년, 1607년, 1682년에 나타났던 혜성들의 궤도를 계산해, 이 혜성 모두가 동일한 하나의 천체일 가능성이 높다는 사실을 발견했고 일정한 주기에 따라 1750년대 말에 다시 나타나리라고 예견했다. 뉴턴도 핼리도 죽은 뒤인 1758년에 수수께끼 같은 천체가 발견되었는데 그것이 다름 아닌 핼리 혜성이다.[1] 양자리 30
양자리 30은 양자리 방향으로 지구로부터 약 133 광년 떨어진 곳에 있는 사중성계이다. 밝기는 6등급으로 맨눈으로는 볼 수 없으며 망원경을 이용해야 관측할 수 있다. 이 항성계는 복잡한 구조를 보이는데 양자리 A와 B는 각자가 하나의 별이 아니라 쌍성계로, A와 B가 질량중심을 다시 긴 주기에 걸쳐 공전하는 형태이다. 이 중 A는 분광쌍성으로 둘의 공전주기는 1.1 일에 불과하다. 쌍성계 A와 B는 밤하늘에서 38.1초 떨어져 있으며 이는 지구로부터의 거리를 고려할 때 약 1,500 천문단위 간격이다. 둘 다 F형 주계열성으로 중심핵에서 수소를 태우는 과정에 있다. 이 계의 나이는 9억 1천만 년으로 태양의 5분의 1 수준이다. 태양계
단주기 혜성은 태양을 1회 도는 데 2백 년이 걸리지 않는다. 반면 장주기 혜성은 1회 공전에 걸리는 시간이 보통 수천 년은 된다. 단주기 혜성은 카이퍼 대에서 태어나며[64], 헤일-밥 혜성과 같은 장주기 혜성은 오르트 구름에서 태어난다고 여겨진다. 크로이츠 선그레이저스와 같은 혜성군(群)은, 하나의 덩어리였던 천체가 쪼개져 생겨난 것으로 보인다[65]. 공전궤도가 타원형인 일부 혜성은 태양계 바깥에서 태어나 태양계를 찾아온 경우도 있는데, 이들의 정확한 궤도를 알아내기는 쉽지 않다[66]. 태양 주위를 많이 돌면서 휘발성 물질이 거의 다 증발한 늙은 혜성은 종종 소행성으로 분류되기도 한다[67]. 궤도 공명
영년 공명에 관한 주요 예시 몇가지는 토성과 연관되어 있다. 토성이 큰 자전축 경사(26.7˚)를 갖는 이유는 토성의 자전축 세차와 해왕성의 공전축 세차 사이의(둘 다 약 187만 년 주기의) 공명으로 밝혀졌는데,[10][11][12] 토성은 처음에 목성의 자전축 경사(3.1˚)에 가까운 자전축 경사를 가지고 있었을 것이다. 카이퍼벨트 천체의 점진적인 개체수 감소율이 해왕성 궤도의 세차운동 속도를 감속시키게 만들고, 결과적으로 두 주기가 일치하게 되면서 토성의 자전축 세차는 회전-공전 공명(spin-orbit resonance)에 빠지게 되어 토성의 자전축 경사를 증가시키게 만들었을 것이다.(해왕성의 공전 각운동량은 토성의 자전 각운동량보다 만 배 크기 때문에 이 상호작용을 주도하는 역할을 하였다) 혜성
이같이 불길한 징조로 여겨지던 혜성은 18세기에 들어서야 실체가 조금씩 밝혀지기 시작했다. 천문학자였던 에드먼드 핼리는 혜성에 대해 의구심을 품게 되는데 그의 친구인 아이작 뉴턴이 새로운 주장을 내놓았기 때문이다. 뉴턴은 1680년 10월과 11월에 관측된 혜성이 태양 뒤로 사라졌다가 12월에 나타나자 두 혜성이 같은 것이며 태양을 중심으로 궤도를 그리고 있다고 주장했다. 그 이야기를 들은 핼리는 1705년 24개 혜성의 궤도를 계산하여 1531년과 1607년, 1682년에 출연한 세 개의 혜성이 같은 혜성임을 밝혀낸다. 그리고 1758년 이 혜성이 또 나타날 것이라고 예측했다. 즉 이 혜성이 75~76년을 주기로 지구에 접근한다고 주장한 것이다. 핼리의 예측대로 1758년 긴 꼬리를 드리운 혜성이 밤하늘에 나타났다. 이로써 갑자기 나타났다 사라지는 혜성에 주기가 있다는 것이 밝혀졌으며, 혜성은 그의 이름을 따 핼리혜성이라 이름을 붙이게 됐다. 이후 다양한 연구를 통해 혜성은 주기적으로 지구를 지나간다는 것과, 태양 주위를 공전한다는 사실이 밝혀졌다.[1] 점성술의 행성
많은 점성가들에게 해왕성()은 물고기자리의 주인 행성이다. 로마 신화에서, 넵투누스는 바다의 신이며, 그행성 해왕성의 깊고 푸른 색이 그것을 반영한다. 이것은 한자어로써 바다의 왕의 행성이라는 뜻의 해왕성(海王星)이라는 이름이 붙여졌다. 이것의 기호는 물질의 십자가가 관통하는 영적 존재의 곡선을 상징하는 넵투누스의 삼지창에서 직접적으로 인용되었다. 해왕성은 황도대의 각각의 별자리에서 거의 14년(13.75년)씩을 보내며 태양을 공전하는데 165년이 걸린다. 해왕성은 1846년에 발견되었다. 성운설
강착원반의 수명은 약 1천만 년이다. 항성이 전형적인 황소자리 T형 단계에 이르면 원반은 얇아지고 차가워진다. 휘발성이 약한 물질은 원반 중심부 근처에서 응축하기 시작하여 결정질 규산염을 포함한 0.1 ~ 1 μm 크기의 먼지입자를 생성한다. 바깥쪽 원반으로부터 물질이 이동해 오면서 이 새로 형성된 먼지입자들과 원래 있던 원소들(유기물질과 기타 휘발성 물질을 포함)을 섞을 수 있다. 이 혼합작용으로 원시 운석에 성간먼지 입자가 있거나 혜성에 내화성 물질이 섞인 것과 같이 태양계 천체들의 조성물에 나타나는 몇몇 특이성들을 설명할 수 있다. 전리수소영역
20세기에, 전리수소영역이 뜨겁고 밝은 항성들을 품고 있는 경우가 많다는 것이 알려졌다. 이러한 별들은 태양에 비해 몇 배 더 질량이 많으며, 적은 나이 즉 단지 수 백 만년의 나이를 가진 별이다(반면 태양과 같은 별은 수십억년을 살았다). 그러므로 H II 영역은 새로운 별이 생겨나는 영역이라는 추측을 할 수 있다. 수 백 만년동안, 성단이 H II 영역으로부터 생겨났으며, 뜨겁고 젊은 별로부터의 복사압으로 인해 성운은 흩어진다. 플레이아데스 성단은 스스로가 형성 되었던 장소인 H II 영역을 '날려버린' 성단의 예이며, 반사성운의 흔적만이 남아있다. 점성술의 역사
그러한 실행의 초기 증거는 이미 25,000년 전에 달의 주기가 기록되고 있었음을 보여주는 뼈와 동굴 벽화에서 나타나는데, 그 첫 번째 걸음마는 조수와 강에 미치는 달의 효력을 기록하는 것으로 향했다. 밤하늘에서 계절과 함께 변하는 별자리의 출현은 특정 별무리의 출몰이 매년의 범람 또는 계절적 활동을 예고할 수 있게 하였고, 이러한 별자리에 대한 지식의 증가에 의해 농경의 욕구가 채워지기도 하였다. 기원전 삼천년 경에 널리퍼진 문명들은 천체 주기에 대해 고도로 세련된 의식을 발전시켰고, 의식적으로 별들의 태양과 함께 출몰과 정렬 되도록 그들의 신전을 향하게 해야 한다고 믿었다. 홈스 혜성
홈스 혜성(17P/Holmes)은 에드윈 홈스(Edwin Holmes)가 1892년 발견한 주기혜성이다. 2007년 10월 말, 수 시간 만에 17등급에서 2.8등급으로 급격히 밝아졌다. 2014년에 볼 수 있었고 다음에 볼 수 있는 때는 2021년으로 예상된다. 이 결과를 통해 7년 주기로 지구로 돌아온다는 사실을 알 수 있다.
1892년 11월 6일 에드윈 홈스는 안드로메다 은하를 정기적으로 관측하던 중 이 혜성을 발견하였다. 1892년 처음 발견된 것은 이 혜성이 갑자기 밝기가 4~5등급까지 밝아졌기 때문이다. 몇 주 안에 홈스 혜성은 어두워졌으나, 발견된 지 두 달 반 정도 후에 다시 밝기 증가를 보이기도 했다. 이 혜성은 홈스 외에도 11월 8일 토마스 데이비드 앤더슨(Thomas David Anderson), 11월 9일 존 이웬 데이비드슨(John Ewen Davidson)에 의해서 각각 독립적으로 발견되었다. 헤르츠스프룽빈틈
정확히는 헤르츠스프룽빈틈에도 별이 존재하기는 하지만, HR도표상에서 별이 이 영역에 머무르는 시간(수천 년 정도)은 별의 전체 수명(수천만 년 이상)과 비교해서 매우 짧기에, 이 영역에는 별의 밀도가 매우 낮아 별이 없는 것처럼 보이는 것이다. 히파르코스 인공위성이 관측한 11,000개 별을 HR도표 위에 뿌린 결과 헤르츠스프룽빈틈에 떨어진 별은 겨우 한 움큼 정도에 불과했다. 금성
금성(金星, 라틴어: Venus)은 태양계의 두 번째 행성이다. 샛별, 새별로 불리기도 했다. 태양 주위를 224일 주기로 돌고 있으며 달에 이어서 밤하늘에서 두 번째로 밝은 천체이다. 가장 밝을 때의 밝기는 -4.5등급이다. 금성의 명칭은 오행 중 하나인 '금(金)'에서 유래하였으며, 태백성(太白星)으로도 불렸다. 금성은 그 출현 시간에 따라 다른 이름으로 불렸는데 저녁 무렵에 나타나는 금성을 장경성라고 부르고 새벽 무렵에 나타나는 금성을 샛별 혹은 명성(계명성)이라 불렀다. 서양에서는 로마 신화의 미를 상징하는 여신의 이름을 따라 비너스 (영어:Venus)라 부른다. 코후테크 혜성
코후테크 혜성()은 1973년 체코의 천문학자 루보시 코후테크(Lubos Kohoutek)가 발견한 장주기 혜성이다. 1973년 12월 28일 근일점에 도달했다. 처음 이 혜성이 발견되고 나서 언론에서는 이 혜성을 "세기의 혜성"(Comet of the Century)이라고 불렀다. 그러나 이후 이 혜성의 밝아지는 속도가 느려지면서 처음과 달리 최대밝기 -3등성을 기록했다. 그렇지만 이 혜성은 그래도 육안으로 쉽게 볼 수 있을 정도의 밝기를 유지했다. 또 코후테크 혜성은 최고길이 25도(보름달 50개 분)에 이르는 긴 꼬리를 자랑했다.(반향꼬리 포함) 햐쿠타케 혜성
혜성에서 방출된 물질들을 조사함으로서, 햐쿠타케 혜성의 자전 주기를 알아낼 수 있었다. 혜성이 지구를 지나갈 무렵, 대형 입자 무리가 태양 방향으로 매 6.23시간마다 방출되었으며, 작은 분출 몇 개를 더 조사한 결과 이 숫자가 햐쿠타케 혜성의 자전 주기임이 확인되었다. 이케야-세키 혜성
혜성에 대한 예측은 빗나가기 쉬우나 이케야-세키 혜성은 예측대로의 결과가 나왔다. 근일점에 가까워오면서 관찰자는 대낮에도 잘 보인다고 보고했다. 근일점을 통과하는 시간에 정오였던 일본에서는 겉보기 등급으로 보름달의 60배 밝기인 -17 등급으로 관측되었다. 지난 수천년간 가장 밝은 혜성에 속하며, "1965년 대혜성"이라고 불리기도 한다. 햐쿠타케 혜성
햐쿠타케 혜성은 장주기 혜성으로, 태양계 내부에 들어오기 전까지는 공전 주기가 17,000년이었지만 목성형 행성들의 섭동으로 인해 궤도 주기가 7만 년 가량으로 늘어났다. 티케 (행성)
머티지, 위트머, 위트맨은 1999년 장주기 혜성의 궤도가 흩뿌려진 모습이 등방성을 띄고 있다는 관측 자료를 근거로 하여 처음으로 티케의 존재를 제기하였다. 혜성은 휘발성 성분으로 이루어져 있고 시간이 지남에 따라 소멸되며, 하늘에서 무작위적인 방향으로 날아오기 때문에 천문학자들은 수천 천문단위 바깥에 혜성으로 이루어진 구(오르트 구름)에서 장주기 혜성이 올 것이라고 추정하고 있었다. 하지만 머티지와 위트머는 혜성이 무작위적인 방향에서 날아온다고 여겨지지만 사실 특정 지역에서 날아오므로 혜성들은 띠 형태의 뭉친 지역에서 날아올 것이라고 얘기하였고, 이러한 뭉친 대역은 오르트 구름 바깥에 목성만한 보이지 않는 행성(갈색 왜성등)이 존재하면 설명할 수 있다고 하였다. 또한 행성의 존재를 통하여 해왕성 바깥 천체 90377 세드나의 특이한 궤도 또한 설명할 수 있다고 하였다. 하지만 분석 표본이었던 오르트 구름발(發) 혜성들의 숫자는 적었고, 이론을 결정적으로 뒷받침하지 못했다. 1680년 대혜성
C/1680 V1, 1680년 대혜성, 키르히 혜성, 뉴턴 혜성은 망원경으로 그 차이를 관측한 첫 번째 혜성이다. 이 혜성은 1680년 11월 14일 로트프리드 키르히가 발견한 것으로 낮에도 관측이 가능하고 화려하고 큰 꼬리를 가져 17세기에서 가장 밝은 혜성이 되었다. 1680년 11월 30일 지구로부터 0.42AU 거리로 지나갔으며, 1680년 12월 18일에는 0.0062AU(93만 km)의 근일점에 도달해 가장 가까운 거리를 기록했고 이후 태양으로부터 멀어지면서 12월 29일 최대 밝기로 밝아졌다. 이 혜성은 1681년 3월 19일 마지막으로 관측되었다. 2014년 1월 현재, 혜성은 태양으로부터 252.1 AU 떨어져 있는 거리에 위치해 있다. 점성학적 통과
특별히 중요한 통과는 행성의 복귀이다. 그것은 통과 행성이 출생 순간에 있었을 때와 하늘의 같은 위치로 복귀할 때 발생한다. 그것은 그 행성이 하늘에서 한 번의 완전한 주기를 마쳤음을 뜻하며, 그 사람의 새로운 주기가 시작됨을 의미한다. 가장 중요한 복귀는 외행성인 목성과 토성의 것이다. 목성의 복귀는 거의 12년 마다 한 차례씩 일어나며, 성장과 발전의 새로운 국면을 알린다. 토성의 복귀는 거의 30년 마다 한 차례씩 일어나며, 반드시 새로운 현실과 책임에 직면하게 되는 노화의 새로운 국면을 알린다. 오르트 구름
단주기 혜성에 두 개의 주된 다양성이 있다.: 목성과(科) 혜성들과 핼리과(科) 혜성들. 그들의 표준인 핼리 혜성의 이름을 따서 지은 핼리과(科) 혜성들은 그들이 단주기 혜성임에도 불구하고 그들의 궁극적인 기원은 흐트러진 원반모형이 아니라 오르트 구름에 놓여있다는 점이 독특하다. 그들의 궤도에 기초하여, 그들은 거대한 행성의 중력에 의해 포획되고 태양계 중심으로 보내진 장주기 혜성이라고 믿어진다. 이러한 과정은 비록 목성과(科) 혜성의 대다수가 흐트러진 원반모형에서 유래했을 것이라고 생각될지라도, 목성과(科) 혜성의 중요한 파편의 궤도를 현재와 같은 궤도를 만들었는지도 모른다. 행성
행성(行星, planet) 또는 떠돌이별은 항성의 둘레를 도는 천체의 한 부류이다. 대체로 갈색왜성보다는 작지만, 지름이 수천 킬로미터 이상의 천체를 행성이라 부른다. 20세기 이전에는 태양계 안에 있는 여덟 개 행성만이 알려져 있었지만, 태양계 밖의 행성도 관측이 가능해짐에 따라 2012년 기준으로 적어도 200개 이상의 외계 행성이 알려져 있다. 혜성
비주기 혜성: 장주기 혜성과 유사하나, 쌍곡선 또는 포물선의 궤도를 그리며, 태양 곁을 지나간 후에는 태양계를 떠나 돌아오지 않게 된다. 항성진화
항성진화(恒星進化) 또는 별의 진화(stellar evolution)는 항성의 일생에 걸쳐 일어나는 변화과정을 일컫는 말이다. 별의 일생을 결정하는 가장 중요한 변수는 질량이다. 질량의 크기에 따라 별은 짧게는 약 수백만 년, 길게는 약 수천억 년을 살아간다. 항성의 수명은 인간의 그것에 비하면 영원(永遠)에 가까울 정도로 길기 때문에, 인간이 항성을 지켜보면서 변화과정을 관찰하기란 불가능하다. 대신 천체 물리학자들은 우주 공간 항성들의 분포를 통하여 간접적으로 별의 일생을 예측한다. 또한 항성의 내부구조가 별의 일생에 걸쳐 어떻게 변화하는지를 컴퓨터로 시뮬레이션하여, 항성 진화 연구에 응용하고 있다. 점성술의 행성
왜행성 세레스 뿐만 아니라, 팔라스()와 베스타()와 같은 어떤 소행성들은 쌍안경으로도(베스타는 육안으로도) 관찰이 용하지만, 이것들은 행성으로 인정되지 않았는데, 아마도 19세기 초까지는 주목되지 않았다. 19세기 초에, 세레스와 유노() 그리고 앞에서 말한 다른 두개의 소행성이 잠시 행성으로 여겨졌다. 소행성은 200년이 넘는 기간 동안 천문학자들과 점성가들 모두에게 알려져 오고 있는데도 불구하고, 종종 점성가들에게는 무시된다. 일부 점성가들이 뽑은 소행성들이 있는 차트들의 전통은 이 소행성들에서 비롯되었다. 1970년대의 키론()의 발견 이래, 천군학자들이 새로운 "행성"을 센타우루스군(혜성과 소행성 사이의 중간적 객체 종류)으로 여기고 있음에도, 어떤 점성가들은 이것을 포함시켜오고 있다.[32] 메톤 주기
태양년(tropical year)은 지구가 태양 둘레로 자신의 궤도를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간으로 회귀년이라고도 한다. 다른 말로는 지구의 궤도주기(orbital period) 또는 항성주기(sidereal period)라고도 한다. 예를 들어, 봄에서 다음 봄까지 걸리는 시간이라고 할 수 있다. 태양년은 365일 5시간 48분 45.5초(365.24219일)이다. 혜성
혜성의 본체는 핵으로 불린다. 핵은 순수한 얼음이 아닌, 암석질 또는 유기질의 먼지를 포함하고 있다. 이로부터, 혜성의 핵은 '더러운 눈덩이'에 비유된다. 핵의 평균 직경은 수백 m 정도로, 작고 어두운 것이 수십 m, 특별히 큰 것이 드물게 50km 이 되기도 한다. 질량은 크기에 따라 다른데, 직경 1km 정도의 혜성이 수십억 t 단위, 직경 10km 정도의 혜성이 수조 t 의 단위라고 생각되고 있다. 이는, 지구의 산 하나 정도에 해당된다. 얼음의 구성성분은 분자수로 보면, 80% 이상이 물(H2O) 이며, 다음으로 일산화탄소(CO), 이산화탄소(CO2, 메탄(CH4)의 순서이며, 암모니아(NH3)와 시안화수소(HCN) 등이 미량 포함되어 있다. 쌍안경이나 천체망원경으로 관측할 때에 푸른색으로 보이는 것은, 이들의 적은 성분이 태양광으로 분해되어 생기는 C2와 CN 등의 라디칼(radical)의 스펙트럼이 강한 때문이다. 주기 혜성
단주기 혜성은 주기가 200년 이하인 혜성을 말한다. 그런 혜성은 주기가 20년 이하인 목성족 혜성과 20년 이상 200년 이하인 핼리형 혜성(Halley-type comet)으로 나뉜다. 장주기혜성인 주기혜성은 현재 이케야-장 혜성이 유일하다. 항성구조
별들은 거대한 기체 구(gas sphere)로서 질량이 지구의 수십만 내지는 수백만 배에 이른다. 태양과 같은 별들은 수십억 년 동안 계속해서 빛을 낼 수 있다. 지구의 역사에 관한 연구에서부터 과거 40억 년 동안 태양의 광도가 일정하게 유지되었음을 알고 있다. 그러므로 별들은 이와 같이 장구한 기간에 걸쳐서 평형상태를 유지해 왔음이 틀림없다.
항성의 내부 구조를 상세히 결정하려면, 알려진 모든 물리학법칙을 따르며 관측가능한 항성표면의 성질들과 궁극적으로 일치하는 컴퓨터 모형을 만들어야 한다. 비록 항성구조의 이론적인 기반의 많은 부분이 20세기 전반부에 알려졌지만, 1960년대 와서야 충분히 빠른 컴퓨터를 써서 필요한 계산을 수행할 수 있게 되었다. 아마도 이론천체물리학의 가장 큰 성공 가운데 하나가 항성의 구조와 진화에 대한 상세한 컴퓨터 모형의 수림일 것이다. 그러나, 이러한 계산을 성공적으로 수행했다고 하더라도 여전히 많은 의문이 남아있다. 이러한 문제들의 해답은 항성내부에서 일어나는 물리적 과정들을 더욱 상세히 이해해야하며, 더욱 거대한 규모의 수치계산이 필요하다.
항성내부평형조건 아이손 혜성
아이손 혜성은 2013년 11월 28일 태양 중심으로부터 0.0124AU (약 186만 km) 떨어진 지점(근일점)을 통과했다. 태양의 반지름을 고려하면, 아이손 혜성은 태양 표면으로부터 116만 5천 km 떨어진 지점을 통과한 셈이 된다. 궤도 특성은 쌍곡선 궤도이며, 때문에 이 혜성은 오르트 구름에서 갓 만들어진 새로운 혜성일 것으로 보인다. 근일점 부근의 태양-혜성 이체 문제의 궤도 해답에서, 이 혜성의 주기는 약 400,000년일 것으로 추측되었다. 허나, 이 혜성이 매우 높은 이심률을 가지고 있음에도 불구하고, 태양의 중심 좌표는 일심좌표에 비해 훨씬 안정하다. 장주기 혜성의 주기는 보통 혜성의 접촉 궤도가 혜성이 태양계의 중심을 떠나고 난 이후 계산될 때, 같이 계산된다. NASA의 제트추진연구소의 호라이즌 시스템을 사용한 결과, 2050년 1월 1일 역기점에서 쌍곡선 궤도의 해답을 내놓았다. 아이손 혜성은 2013년 10월 1일 화성으로부터 0.07248AU 떨어진 지점을 통과했고, 2013년 12월 26일 지구로부터 0.43AU 떨어진 곳을 통과했다. 궤도 이심률
혜성들의 이심률은 매우 다양하다. 주기 혜성들의 이심률은 대체로 0.2 ~ 0.7이며, 매우 궤도가 찌그러진 몇몇 혜성들의 이심률은 거의 1에 육박한다. 예시로, 핼리 혜성의 이심률은 0.967이다. 주기를 갖지 않는(거의 포물선 궤도를 도는) 혜성들은 더더욱 1에 가깝다. 예로 헤일-밥 혜성의 이심률은 0.995이고, 혜성 C/2006 P1 (맥나우트) 의 이심률은 1.000019 이다. 헤일-밥 혜성의 이심률은 1보다 작기 때문에, 타원 궤도를 돌고 언젠가는 돌아올 것이다. 맥나우트 혜성은 행성들의 영향권 안에 있을 때는 쌍곡선 궤도를 갖지만, 아직은 태양을 10년 주기로 돌고 있다. 현재의 2010년 역기점에서는 혜성 C/1980 E1이 현재까지 알려진 천체 중 가장 이심률이 크고, 이 혜성의 이심률은 1.057이다. 이 혜성은 영원히 태양계를 떠날 예정이다. 혜성
장주기 혜성은 태양계 외곽의 오르트 구름으로부터 생겨나는 것으로 여겨지고 있다. 이들이 중력의 작용으로 간섭을 일으켜 충분히 긴 타원 형태의 궤도를 갖게 되면 태양에 접근하게 된다는 것이다. 점성술의 행성
천왕성은 황도대의 각각의 별자리에서 약 7년 간을 보내며 84년에 걸쳐 태양을 공전한다. 천왕성은 1781년에 윌리엄 허셜에게 발견되었다. 소행성대 혜성
소행성대 혜성은 근일점에서 혜성의 먼지 꼬리를 보이며 한 달 이상 지속된다. 이러한 혜성들이 지구에 존재하는 물의 근원이라는 가설도 있었다. 
제일 처음 발견된 소행성대 혜성은 1979년 발견된 7968 Elst-Pizarro이며 1996년 혜성 꼬리를 발견하고 혜성 번호 133P/Elst-Pizarro가 주어졌다. 비엘라 혜성
요세포프 요새에서 근무하던 군인 빌헬름 본 비엘라는 1826년 2월 27일 혜성이 접근한 것을 보고 궤도를 계산하였고, 주기 6.6년의 단주기 혜성임을 알아내었다. 당시에는 비엘라 혜성이 핼리 혜성과 엥케 혜성에 이어, 오로지 3개밖에 발견되지 않았던 주기 혜성 중 하나였다. 혜성의 이름은 비엘라의 이름을 땄으며, 이후 갬버트와 토마스 클로센 또한 독립적으로 혜성이 주기 혜성이라는 것을 밝혔다는 것이 알려져 논란이 되기도 하였다. 엥케 혜성
엥케 혜성(2P/Encke)은 1786년에 발견된 혜성이다. 가장 주기가 짧은 혜성으로 주기는 3년이다. 1786년 프랑스의 피에르 메생에 의하여 처음으로 관측되었다. 1818년 독일의 요한 프란츠 엥케는 이 해에 나타난 소혜성이 1786년, 95년, 1805년에 나타난 것과 같은 것으로 3.3년의 주기를 가지고 있음을 발견하였다. 성협
O 분광형(分光型)의 항성들의 수명은 매우 짧고 수백만 년 내로 초신성으로 일생을 마친다. 따라서 OB 성협들의 나이는 보통 수백만 년 내외이다. 성협 내의 푸른 별들은 길어봤자 천만 년 이내로 자신들이 지니고 있던 연료를 모두 태울 것이다.(우리 태양의 나이가 약 46억 살임을 생각하면 이들이 얼마나 짧은 생을 사는지 알 수 있다) 허큘리스자리 제타
허큘리스자리 제타는 허큘리스자리에 있는 쌍성이다. 주성은 태양보다 약간 더 크고 몇 배 밝은 준거성으로 주계열성을 떠나 진화하는 중이다. 주성 주위에는 좀 더 작고 어두운 반성이 약 1초각 거리에 존재한다. 주성과 반성은 서로를 34.5년 주기로 공전한다. 둘 사이의 거리는 14.65 천문단위로, 가까울 때는 8 에서 멀리 떨어지면 21.3 천문단위까지 멀어진다. 황소자리 유성군
황소자리 유성군은 엥케 혜성과 관련되어 있다. 유성군 조각들의 흐름이 넓게 퍼져 있어서 지구가 통과하는 시간은 수 주가 된다. 황소자리 유성군은 또한 다른 유성우보다 무거운 조각들로 구성되어 있다. 중국 점성술
다섯 개의 고대 행성은 다섯 원소인 오행(五行)과 연관된다.:중국 점성술에 의하면, 한 사람의 운명은 그 사람의 출생 때의 태양과 달, 주요 행성들 그리고 혜성의 위치와 그 사람의 출생 시간과 황도대 별자리에 의해서 결정될 수 있다. 동물의 별자리의 12년 주기 체계는 목성(간체자: 岁星, 정체자: 歳星, 한어 병음: "Suìxīng", 한글 표기: "수이싱", 한자어: 세성) 궤도의 관찰로 성립되었다. 중국의 점성가들은 태양을 공전하는 목성의 궤도를 따라서 천체의 주기를 열두 개의 구간으로 분할했으며, 그것을 (11.86년에서) 12년으로 둥글게 만들었다. 목성은 목동자리(간체자: 摄提, 정체자: 攝提, 한어 병음: "Sheti", 한글 표기: "서티", 한자어: 섭제)와 연관되며, 때때로 서티라고 불린다. 빌트 제2혜성
와일드 2 혜성의 45억 년 일생 대부분 동안은 더 원에 가까운 궤도를 돌고 태양에서 지금보다 더 멀었을 것이다. 1974년 9월, 혜성은 목성에서 100만 킬로미터 떨어진 곳을 지나갔고, 목성의 강력한 중력으로 인하여 혜성의 궤도가 섭동되어 혜성을 내태양계로 보내게 되었다. 혜성의 공전 주기는 43년에서 6년으로 바뀌었고, 근일점은 약 1.59 AU로 변화하였다.NASA의 스타더스트 탐사선은 1999년 2월 7일에 발사되어 2004년 1월 2일에 와일드 2 혜성 근처를 지나갔으며, 탐사선이 기존에 포획했던 성간 먼지뿐만 아니라 와일드 2 혜성에서 채취한 코마 표본을 지구로 보내왔다. 탐사선의 탐사를 통하여, 혜성의 표면이 함몰된 평평한 지형들로 꽉 차 있으며, 기타 크기가 2 km가 되지 않는 매우 작은 지형들로 이루어져 있음이 밝혀졌다. 이 지형들은 기체 분출이나 소행성 충돌로 인하여 생긴 것으로 추정되고 있다. 스타더스트가 혜성을 탐사할 동안, 최소 10개의 기체 분출구가 활동하고 있었다. 메크부다
메크부다는 주기-광도 관계를 확립시켜 준 천체이기도 하다(주기-광도 관계란 변광성의 광도가 높을수록 맥동 주기는 길어지는 것을 뜻한다). 밤하늘에서 볼 수 있는 세페이드 변광성은 몇 개 되지 않은데 이들은 겉으로 볼 때는 다들 비슷해 보이지만 밝기 변화 주기는 메크부다가 가장 길다. 주기-광도 관계에 따르면 메크부다는 넷 중 가장 강렬하게 빛나는 별임을 알 수 있다. 그러나 지구에서 멀리 떨어져 있기 때문에 우리 눈에는 메크부다는 북반구 하늘의 세페이드 중 세 번째로 밝게 보인다. 그런데 밝기와는 달리 시직경은 북반구 하늘 세페이드 중 가장 크며, 이 점 때문에 메크부다는 이전부터 천문학자들이 그 크기를 직접 재고자 하는 대상이었다. 공작자리
공작자리는 유성우 두 개, 즉 공작자리 델타 유성우(Delta Pavonids)와 공작자리 8월 유성우(August Pavonids)의 복사점이다. 공작자리 델타 유성우는 3월 21일부터 보이기 시작해 보통 4월 5일 내지 6일에 정점을 찍는다. 이 유성우는 그리그-멜리쉬(Grigg-Mellish) 혜성과 관계가 있는 것으로 생각된다.[34] 공작자리 델타 유성우는 호주 퍼스 출신의 마이클 부하기어(Michael Buhagiar)가 발견했다,[35] 부하기어는 1969년에서 1980년 사이 11년 동안 6번의 유성우를 관측했다.[36] 공작자리 8월 유성우는 8월 31일을 전후해서 정점을 찍으며, 핼리형 혜성인 레비 (P/1991 L3) 혜성과 관련이 있는 것으로 생각된다.[37] 천왕성
천왕성은 84년 주기로 태양을 30억 km ( 약 20 천문단위 ) 거리에서 한 바퀴 돈다. 천왕성에서 태양을 본다면 지구에서보다 400배 희미하게 보일 것이다. 궤도 요소들은 피에르-시몽 라플라스에 의해 1783년 처음으로 계산되었다. 이후 1841년 존 카우치 애덤스는 처음으로 천왕성의 중력적 영향에 의한 새로운 행성 예견을 하였으며, 1845년에 르 비에르는 천왕성의 궤도에 대한 독자적인 연구를 시작했다. 1846년 9월 23일, 요한 갓필드 갈레는 새 행성을 찾았으며, 이후 이름을 "해왕성"이라 지었다. 그것은 르 비에르가 예견했던 곳과 매우 비슷한 곳에서 발견된 것이다. 에드먼드 핼리
《혜성 천문학 총론》(A Synopsis of the Astronomy of Comets, 1705)는 1682년부터 1705년까지 핼리가 뉴턴의 운동법칙을 모든 가능한 혜성의 자료에 적용하여 출판한 책이다. 핼리는 《혜성 천문학 총론》에서 1705년, 1337년부터 1698년까지 관측된 24개 행성의 포물선 모양 궤도를 설명하였다. 《혜성 천문학 총론》에서 핼리는 1456년, 1531년, 1607년, 1682년에 나타났던 혜성이 모두 같은 혜성이라는 주장을 하였고, 이 혜성이 75~76년의 주기를 가지며, 1758년 다시 나타날 것이라고 예측하였다. 핼리는 1682년 출현한 대혜성을 관찰하고 그것을 1531년과 1607년에도 출현했었던 혜성의 회귀라고 주장하였다. 이 혜성은 지금 핼리 혜성이라 불린다. 그는 뉴턴의 역학을 적용하여 혜성의 궤도를 계산하여 《혜성 천문학 총론》을 출판하였다. 1577년 대혜성
1577년 대혜성(공식 명칭: C/1577 V1)은 1577년 지구 근처를 지나간 혜성이다. 저명한 덴마크 천문학자 튀코 브라헤를 포함, 당시 유럽 대륙에 살던 사람들은 이 혜성을 목격했다. 튀코는 혜성 관측 자료로부터 혜성 및 그와 유사한 천체들은 지구 대기 현상이 아닌, 대기보다 높은 곳을 지나가는 물체임을 알아냈다. 튀코는 1577년 11월 13일부터 이듬해 1월 26일까지 74일동안 24회에 걸쳐 관측 기록을 남겼으며, 이를 토대로 혜성의 궤도를 계산한 것에 따르면 이 혜성은 현재 태양으로부터 약 300 천문단위 떨어진 곳에 위치한다. 우주
스톤헨지나[6] 천체의 위치를 표시한 고인돌[7] 과 같은 선사시대의 유적을 통해 인류가 매우 오래전부터 천체를 관측하여 왔음을 확인할 수 있다. 고대 이집트에서는 주기적으로 범람하는 나일강의 범람을 예측하기 위해 달력을 제작하였고, 기원전 2900년 무렵 음력을 기준으로한 달력이 제작되었으며 기원전 2500년 무렵에는 1년을 365일로 계산한 태양력이 제작되었다.[8] 점성술의 행성
같은 방식으로, 행성 목성은 다른 행성들의 왕이며, 밝은 색상의 구름들과 격렬한 폭풍들로 장관을 이루며 그 크기에서 거대한 행성이다.[21] 몇몇 점성가들은 목성이 그 거대한 중력을 사용해서 많은 혜성들과 소행성들을 태양계로부터 포획하거나 추방시킴으로써, 그러지 않으면 그것들이 지구와 내행성들에게 위협이 되므로, 보호하는 중요한 역할을 한다고 믿는다.[22] 목성은 황도대의 각각의 별자리에서 거의 1년(361일)씩을 보내며 11.9년의 주기로 태양을 공전한다. 게다가, 목성은 하늘에서 (태양과 달, 금성 다음의) 네 번째로 밝은 객체이다. 웨스트 혜성
웨스트 혜성()은 장주기 혜성 중 하나이다. 지구 최근접거리 7,500만 마일, 궤도주기 55만 8300년(최고 650만 년), 최대속도 시속 33만 7600km이다. 아마추어 천문학자인 존 라보데(John Laborde)가 1976년 3월 9일에 찍은 사진에 의하면, 웨스트혜성은 푸른색과 흰색의 2개의 꼬리를 가지고 있다. 초신성
초신성(超新星, supernova)은 신성(nova)보다 에너지가 큰 별의 폭발을 의미한다. 초신성은 그 광도가 극도로 높으며, 폭발적인 방사선을 일으키기에, 어두워질 때까지 수 주 또는 수 개월에 걸쳐 한개 은하 전체에 필적하는 밝기로 빛난다. 이 짧은 기간 동안 초신성은 태양이 평생에 걸쳐 발산할 것으로 추측되는 에너지만큼의 방사선 복사를 발한다.[1] 폭발의 결과 항성은 구성 물질의 대부분 또는 전체를 토해낸다.[2] 이때 그 속도는 30,000km/s(광속의 10%) 까지 가속되며, 주위 성간 매질에 충격파를 일으킨다.[3] 충격파가 휩쓸고 간 자리에는 팽창하는 가스와 먼지의 껍질이 남게 되고, 이것을 초신성 잔해라고 부른다. 혜성
코마나 꼬리는, 핵에 비해 규모가 매우 커진다. 코마는 태양(직경 약 139만 km)보다도 크게 될 때가 있다. 또한, 꼬리도 1 천문단위(AU) 이상의 길이가 되기도 한다. 1996년 봄에 밝아졌던 관측 사상 가장 큰 꼬리를 길게 늘어뜨린 햐쿠타케(百武) 혜성은 꼬리의 길이가 3.8 천문단위(5억 7천만 km)가 되었다. 먼지는 태양빛을 직접 반사하고, 기체는 이온화되어 밝게 빛난다. 대부분의 혜성은 너무 어두워 망원경이 없으면 보이지 않지만, 10년에 몇 개 정도는 육안으로도 충분히 보일 수 있을 만큼 밝게 된다. 망원경이 발명되기 이전에는, 혜성은 밤하늘의 아무것도 없는 곳으로부터 나타나, 조금씩 보이지 않게 되어 사라지는 것으로 생각되었다. 원시 행성계 원반
원시별들은 보통 수소 분자로 이루어진 분자 구름 속에서 태어난다. 일정량의 수소 구름이 특정 질량, 크기, 밀도를 만족할 경우 자체 중력으로 인해 붕괴되기 시작한다. 태양 성운으로도 부르는 이 수축하는 가스 구름은 진화를 거치면서 더욱 빽빽해지며, 불규칙했던 가스들의 움직임은 성운의 순각운동량(net angular momentum) 방향을 따라 일정해진다. 각운동량 보존 법칙에 의해 태양 성운의 크기가 작아질수록 원반의 회전 속도는 증가한다. 이처럼 원반이 회전함으로 인하여 성운은 마치 밀가루 반죽을 돌려서 피자빵을 만드는 것처럼 점차 평평해지고, 여기서 원시 행성계 원반의 형태가 만들어지게 된다. 이 과정은 약 10만 년에 걸쳐 이루어진다. 원반이 형성된 뒤 중심부의 항성 표면 온도는 주계열성 단계까지 상승하게 되며 비로소 인간의 눈에 보이기 시작한다. 이 단계에서 중심부 항성은 황소자리 T형 항성의 단계에 도달한다. 항성 표면에 가스가 낙하하는 과정은 이후 1천만 년 이상 더 지속된다. 이 기간 동안 원시 행성계 원반은 사라지는데, 아마 중심 별의 항성풍에 의해 불려 나가거나, 항성 표면으로의 물질 낙하가 멈춘 후 항성주변 먼지에서의 적외선 초과 발산이 멈추기 때문으로 추측하고 있다. 지금까지 발견된 원시 행성계 원반들 중 가장 나이가 많은 것은 2천 5백만 년이다. 헨리에타 스완 레빗
레빗의 발견은 소위 ‘주기-광도 관계’(period-luminosity relationship)로 유명하다. 변광 주기의 대수는 별의 평균 고유 광도(이것은 또 별이 가시광선 파장에서 방출하는 power의 양의 대수로 정의된다)와 선형적 관계를 이룬다. 하버드 천문대의 사진건판에 기록된 1,777 개의 변광성들의 연구에 대하여 레빗은 “최댓값들과 최솟값들에 상응하는 두 무리의 점들의 연쇄 사이에 직선이 순조롭게 그려질 수 있다. 즉 (세페이드형) 변광성의 밝기와 그 주기 사이에 간단한 상관관계가 존재한다는 것을 보일 수 있다.”라고 의견을 표했다. 해왕성
그런데 이 빈 공간에 궤도가 존재하는 천체들은 태양계의 나이만큼 오랜 시간동안 살아남을 수 있다. 해왕성의 공전 주기와 그 천체의 공전 주기가 1:2나 3:4와 같은 특정한 비를 이루면 궤도 공명이 일어나는 것이다. 즉, 해왕성이 태양을 두 바퀴 공전할 때 문제의 천체가 태양을 한 바퀴 공전한다면, 해왕성이 원래의 자리로 돌아올 때까지 천체는 자기 궤도의 절반만 지나가게 된다. 이런 천체들이 200개 이상 발견된 카이퍼 대는 가장 많은 공명 천체들이 발견된 곳이며, 이곳의 공명 천체들은 2:3으로 공명, 즉 해왕성이 3번 공전할 동안 2번 공전하며, 명왕성족도 이에 포함된다. 때문에 명왕성이 해왕성의 궤도를 주기적으로 가로지르지만, 둘이 충돌하는 일은 절대 일어나지 않는다. 한편, 3:4, 3:5, 4:7, 2:5 공명 천체는 다소 수가 적은 편이다. 태양계
오르트 구름은 무수한 얼음 천체로 이루어진 이론적인 구역으로 구형의 구름과 같은 형상이다. 이 오르트 구름은 장주기 혜성의 원천으로 추측되며, 태양에서 거의 5만AU(대략 1광년(ly)이 조금 못 됨) 거리까지 둘러싸고 있으며, 멀게는 10만AU(1.87ly)까지 퍼져 있다. 이 구역은 목성형 행성의 중력적 상호작용으로 말미암아 태양계 안쪽에서 튕겨져 나간 혜성으로 구성되어 있는 것 같다. 오르트 구름의 천체는 매우 천천히 움직이며, 때에 따라서는 지나가는 다른 항성의 충돌이나 중력 작용, 우리 은하의 은하계 조력 등의 드문 현상으로 말미암은 섭동이 일어나기도 한다[81][82]. 황소자리 T
황소자리 T는 황소자리 T형 항성의 원형 별로, 이들의 특징을 대표적으로 지니고 있다. 태어난 지 얼마 되지 않은 젊은 별로 나이는 백만 살 정도에 불과한 것으로 보인다. 지구에서 580광년 떨어져 있고 겉보기 등급은 9.3에서 14까지 큰 폭으로 변한다. 특히 밝기의 변화는 특별한 주기가 없고 불규칙하게 출렁인다. 점성학적 시대
점성학적 시대(占星學的 時代, astrological age)는 점성술에서 지구 거주자들의 발전에 있어서 특히 문화와 사회 정치에 관련있는 주요한 변화를 전제로 하는 기간이다. 서양 점성술에서는 황도대의 별자리와 상응하는 열두 개의 점성학적 시대가 있다. 열두 개의 점성학적 시대의 한 주기가 완결될 때, 그 주기는 다시 반복된다. 점성학적 시대는 분점의 세차운동으로 알려진 현상으로 인해 나타난다. 세차운동의 한번의 완전한 주기는 약 25,920년의 대년 또는 플라톤년이라고 불린다. 은하수
은하의 원반은 나이든 별들과 구상성단으로 된 회전타원체 헤일로로 둘러싸여있다. 회전타원체 헤일로의 90%는 100,000광년 이내에 있고, 헤일로 지름은 200,000광년이다. 그러나 PAL 4나 AM1 같은 몇몇 구상성단은 은하 중심에서 200,000광년 보다 더 떨어진 먼 곳에서 발견된다. 이 성단들의 약 40%는 우리 은하 회전의 반대 방향으로 움직이는 역행궤도에 있다. 구상성단은 행성의 타원궤도와 대조적으로, 은하에 대해 장미 궤도(rosette orbits)를 따를 수 있다. 크로이츠 혜성군
크로이츠 군의 여러 혜성은 대낮에 태양 부근에서도 맨눈으로 관측할 수 있을만큼 밝은 대혜성이 되었다. 그 중 가장 최근의 것은 1965년에 찾아온 이케야-세키 혜성으로 지난 1천 년간 가장 밝은 혜성에 속한다. 태양계
우리 은하계는 약 2천억 개의 별이 모여 있으며, 폭이 약 10만 광년인 막대 나선 은하인 우리 은하 내에 자리 잡고 있다.[87] 우리 태양은 오리온 팔로 불리는, 은하 바깥쪽 나선팔 내에 있다.[88] 태양은 은하핵으로부터 25,000 ~ 28,000 광년 거리만큼 떨어진 곳에 놓여 있으며, 초당 220킬로미터 속도로 공전하고 있다. 이 속도에 따르면, 태양이 은하 중심핵을 1회 도는 데에는 2억 2,500만 ~ 2억 5,000만 년이 걸린다. 이처럼 은하 중심을 1회 도는 시간을 ‘태양계의 은하년’이라고 한다.[89] 태양향점(태양이 성간 우주를 거쳐 나아가고 있는 방향)은 허큘리스자리 근처로, 밝은 별 베가의 현재 위치 방향이다.[90] 비주기 혜성
비주기 혜성()은 다시 태양계로 돌아올 날짜가 너무 멀거나 아직 모르는 혜성을 말한다.
예를 들어, 웨스트 혜성은 1976년 발견되었으며, 560282년에 다시 온다. 대량절멸
생물의 멸종이 주기적이라는 생각을 한 충돌론을 주장하는 학자들은 충돌의 원인을 태양계와 우리 은하계의 운동에서 찾았다. 그 하나가 네메시스라 부르는 태양의 연성이나 해왕성 부근에 있는 태양계의 열 번째 행성인 행성 X의 존재이다. 별은 보통 두 개가 함께 돌므로 태양의 연성인 또 다른 별도 생각할 수 있다. 또 명왕성궤도 밖의 행성도 상상할 수 있다. 이 가상의 별들은 크기가 작으며 궤도의 이심률이 아주 큰 타원궤도를 돈다고 생각되었다. 두 번째 충돌원인이 바로 태양계의 운동이다. 태양계는 반지름이 5만 광년인 우리 은하계의 중심에서 약 3만 광년 떨어져 은하계의 중심을 반 시계 방향으로 초속 220 km로 공전해 약 2억 3천만 년에 한 번 공전하는 것으로 알려져 있다. 이 때 태양계는 약 6천3백만 년에서 6천7백만 년의 주기를 가지고 은하계의 장축면의 아래 위를 진동 한다. 현재는 태양계가 장축면에 가까이 있다. 충돌론자들은 네메시스나 행성 X가 태양의 부근을 지날 때 소행성이나 혜성 등 작은 천체물체들이 만유인력에 의해 지구로 끌려와 지구에 부딪친다고 가정했다.
천체에는 소행성, 혜성, 운석, 유성 등 지구에 부딪칠 물체는 많이 있으며 실제 부딪친다. 예컨대 1908년 6월 30일 반지름 수십 m 크기의 운석으로 보이는 외계물체가 시베리아 퉁구스카 상공에서 폭발해 반지름 50 km 내에 있던 엄청난 숫자의 나무가 일거에 쓰러지고 수많은 동물들이 타 죽은 일이 있었다. 당시 560 km 떨어진 시베리아 횡단철도에서 충돌소리가 들렸다고 한다. 그 위력은 약 12 메가톤의 TNT에 해당돼 대단히 큰 수소폭탄 한 개의 위력과 맞먹는 것이다. 1945년 8월 6일 일본 히로시마에 투하된 원폭의 위력이 12,500 톤의 TNT에 해당되므로 퉁구스카 상공에서 터진 물체의 위력은 그의 약 1,000 배에 해당된다. 1994년 여름 목성에 충돌했던 슈메이커-레비혜성 같은 혯성지구에 충돌할 수도 있다고 상상할 수 있다. 슈메이커-레비의 충돌현상이 지구에서 관찰되었을 정도이니 그 위력은 상상을 넘어선다. 달의 표면에 보이는 수많은 충돌자국은 상당부분이 외계물체의 충돌흔적으로 믿어진다. 지구의 표면에 있는 충돌흔적들은 주로 물과 생물의 작용으로 침식되었으나 달의 표면에는 침식현상이 없어 그대로 남아있다. 그러므로 주기적인 외계물체 충돌론은 더욱 설득력 있게 들린다. 지금까지 네메시스나 행성 X가 발견되지는 않았다. 그러나 그렇다고 그들을 가정한 가설이 틀린다고도 하기 어렵다. 앞으로 발견될 수도 있고 다른 별이 있을 수 있기 때문이다. 신성 (천체)
뱀주인자리 RS와 같은 반복신성은 드물다. 하지만 천문학자들은, 전부는 아니라도 대부분이 (비록 1,000년에서 100,000년 정도의 주기를 가질지라도) 반복신성일 것이라고 생각한다. 반복신성의 주기는 백색왜성의 흡수율보다는 백색왜성 자체의 질량에 보다 의존한다. 질량이 높은 백색왜성의 경우, 보다 적은 물질로도 충분한 핵융합을 일으킬 수 있으며, 따라서 질량이 낮은 백색왜성보다 더욱 잦은 신성 현상을 일으킬 수 있게 된다. 헤일-밥 혜성
헤일-밥 혜성(정식 명칭은 C/1995 O1, )은 이론의 여지는 있지만 거의 틀림없이 20세기 중, 가장 널리 관측된 혜성이며, 약 10년 동안 가장 밝은 천체 중 하나였다. 이 혜성은 18개월동안 육안으로 관측이 가능했으며, 이것은 그 이전까지 맨눈으로의 관측 가능 기간이 가장 길었던 1811년 대혜성의 2배에 달했다. 미국의 천문학자 앨런 헤일()과 토마스 밥()이 1995년에 공동으로 발견했다. 게 성운
게 성운은 황소자리 방향에 있는 초신성 잔해이자 펄서풍 성운이다. 1731년, 존 베비스(John Bevis)가 발견했다. 1054년 출현하여 아랍 제국, 중국, 일본 등에 기록된 초신성 1054이 폭발하여 형성된 천체이다.
게 성운은 하늘에서 가장 강한, 지속적인 에너지 방출원으로 그 크기는 10 eV를 웃돌며, 그 중, X선 및 감마선의 에너지는 30 keV를 웃돈다.
지구에서 약 6,500 광년 떨어져 있으며, 성운의 지름은 11 광년이다. 현재도 초속 1,500 km의 속력으로 중심에서 바깥쪽으로 퍼지고 있다. 우리 은하의 페르세우스자리 팔의 한 부분이기도 하다. 중국 점성술
육십갑자(六十甲子)라고 알려진 60년 주기는 다음의 두 가지 주기의 조합이다. 첫 번째는 오행(五行)이라고 불리는 다섯 가지 원소(나무와 불, 흙, 쇠 그리고 물)와 음양(陰陽)이라 불리는 양(陽)과 음(陰)의 형태를 띄는 십천간(十天干)으로 알려진 열 개의 하늘의 어간의 주기이다. 두 번째는 십이지신(十二支神) 또는 지지(地支) 혹은 간단히 띠 띠라고 알려진 열두 동물의 황도대 별자리의 주기 또는 생초(중국어: 生肖, 한어 병음: shēngxiào, 한글 표기: "선샤오")로써, 그것들의 순서는 쥐부터 소와 호랑이, 토끼, 용, 뱀, 말, 양, 원숭이, 닭, 개 그리고 돼지까지이다. 베트남에서 토끼는 고양이로 대체된다. 금성
2006년 10월에 칼텍의 알렉스 알레미와 대이비드 스테벤손에 의한 연구에 따르면 수십억 년 전에 금성은 대충돌에 의하여 형성된, 최소한 하나의 위성을 가지고 있었던 것 같다. 천만 년 정도 후에 또 다른 대 충돌에 의하여 금성의 자전 축이 뒤집혀졌고, 자전축이 바뀌었기 때문에 위성과 금성 사이의 기조력으로 인하여 위성이 점차 각운동량을 잃고 금성에 충돌하였다고 하는 설이 제시되었다. 2 팔라스
1801년, 천문학자 주세페 피아치는 천체 하나를 발견했는데, 그는 이 천체를 혜성으로 믿고 있었다. 그 후 그는 이 관측 결과를 알렸고, 자세히 보니 혜성과는 운동이 다르다는 것을 알게되었다. 그리고 몇 달간 시야에서 사라졌다가 여러 천문학자의 도움으로 다시 찾는 데 성공했다. 이 천체가 최초로 발견된 소행성인 1 세레스이다.
몇 달 후, 올베르스는 세레스를 다시 추적하다가 근처에 어떤 천체가 움직이는 것을 알아챘다. 이 천체가 2 팔라스로, 당시 우연히 세레스의 근처를 지나가고 있었다. 팔라스의 발견으로 천문학계에서는 흥미거리가 만들어졌다. 화성과 목성 사이에 빈 공간에는 어떠한 천체가 존재할 것이라는 의견이 이전부터 천문학자들 사이에서 대두되었다. 그런데, 뜻밖에도 두 번째 '행성' 이 발견된 것이다. 팔라스가 발견되었을 때, 지름은 3,380 km로 추정되었는데 이는 현재 알려진 지름에 비해서 매우 컸다. 1979년에도 팔라스의 지름이 계산되었는데, 그 값은 673 km 로 현재 지름보다 26% 큰 값이었다.
팔라스의 궤도는 카를 프리드리히 가우스가 계산하였는데, 팔라스의 공전 주기를 세레스의 주기와 비슷한 4.6년으로 계산하였다. 그러나 팔라스는 상대적으로 황도면에 대한 궤도 경사각이 크다. 오르트 구름
혜성은 두 개의 주된 부류가 있다.: 황도면 혜성이라고 불리는 단주기 혜성들과 거의 등방성 혜성으로 불리는 장주기 혜성. 단주기 혜성은 10AU 이하의 상대적으로 짧은 궤도를 가지고, 행성들이 흩어져 있는 황도면을 따른다. 대부분의 모든 장주기 혜성들은 수 천 AU이상의 아주 긴 궤도를 가지고, 모든 천구상의 끝에서 나타난다. 오르트는 대략 20,000AU의 원일점(그들이 가지는 태양으로부터 가장 먼 거리)을 가진 대부분의 장주기 혜성들의 수의 절정이 있을 것이라는 것에 주목했다. 이는 그 정도 거리에 구형의 등방성한 분포를 가진 모체가 있을 것이라는 생각이 들게 했다. 이러한 약 10,000AU의 궤도를 가진 상대적으로 드문 혜성은 태양계를 통과하는 하나 또는 그 이상의 궤도를 경험했고, 행성의 중력에 의해 안쪽으로 그들의 궤도가 당겨졌을 것이다. 대혜성
대혜성(大彗星)은 (지구상의 관측자의 입장에서) 특히 밝고 장엄하게 빛나는 혜성을 말한다. 대혜성은 평균 10년에 한 번 정도 등장한다. 이러한 혜성들은 보통 발견자의 명칭을 따라서 이름을 붙이지만, 가장 밝게 빛난 연도를 따라서 '~년의 대혜성'으로 불리기도 한다. 안드로메다자리 델타
안드로메다자리 델타(δ And / δ Andromedae)는 안드로메다자리의 연성이다. 지구에서 약 101광년 떨어져있다. 바이어 명명법과는 별도로 엘리야의 항성지도에서도 "델타"라고 이름이 붙여져있다.
안드로메다자리 델타는 장주기의 분광 쌍성이며, 주기는 약 15,000일이다. 평균 실시등급은 3.28등급이다. 연성의 주성은 K형 거성이고, 반성은 비교적 어둡지만, 간섭법에서는 관측되지 않고 있다. G형 주계열성 이후 별은 백색 왜성으로 추측된다. 안드로메다자리 델타는 과잉된 적외선 복사가 관측되고 있어, 먼지로 덮여있을 가능성을 시사하고 있다. 신성잔해
신성잔해(新星殘骸, nova remnant)란 신성 폭발 당시에 이 폭발하고 남겨진 물질들로 만들어진 거품 같은 구조이다. 약 시속 1000 킬로미터의 팽창 속도를 가지고 있고, 수명은 수백년 정도이다. 수명이 매우 짧기 때문에 신성의 빛이 지구에 도달하기도 전에 모두 흩어져 버릴 것으로 생각된다. 신성잔해는 초신성잔해나 행성상성운보다 질량이 훨씬 적다. 외뿔소자리 V838
외뿔소자리 V838은 외뿔소자리에 있는 변광성으로 지구에서 약 2만 광년 떨어져 있다.[1] 이 별은 2002년 초에 큰 폭발을 일으켰다. 처음에는 이 폭발을 전형적인 신성 폭발 현상으로 여겼으나, 이후 신성과는 다른 성질의 폭발임을 알게 되었다. 폭발의 정확한 원인은 아직까지 규명되지 않았으나 몇 가지 이론이 제기된 상태이다. 예로써 항성이 죽어가는 과정이거나, 동반성 혹은 행성들을 빨아들여 생긴 현상이라는 것 등이 있다. 원시 행성계 원반
천문학자들은 원시 행성계 원반일지도 모르는, 큰 규모의 먼지나 얼음 조각 원반들이 베가, 알페카, 포말하우트 등 지구에서 가까운 이웃 항성들의 주위를 두르고 있는 것을 발견했다. 베가나 포말하우트는 카스토르 운동성군의 일원들로, 이전에 같은 곳에서 생겨난 뒤 이동하여 지금의 위치에 있는 것으로 생각하고 있다. 최근 히파르코스 위성의 관측에 따르면 이 운동성군의 나이는 1억 ~ 3억 년으로 추정되고 있는데, 이는 원시 행성계 원반이 지속 가능한 시간에 비해 훨씬 길다. 따라서, 적외선 초과 현상을 통해 발견되었던 베가나 포말하우트 주변의 먼지 원반은 원시 행성계 원반이 아니라, 미행성끼리 충돌하여 생긴 파편들로 이루어져 있는 것으로 추측되고 있다. 허블 우주 망원경이 포말하우트 주변의 원반을 찍은 사진에 따르면 이 가설은 더욱 설득력을 얻고 있다. 혜성
단주기 혜성: 일반적으로 공전 주기가 200년 미만인 혜성으로 정의된다. 이들은 보통 다른 행성들처럼 황도면과 비슷한 방향의 궤도를 그린다. 그 궤도는 전형적으로 원일점이 목성 바깥쪽에 위치한다. 핼리혜성의 원일점은 해왕성보다 약간 바깥쪽에 있다. 주기가 극단적으로 짧은 엥케혜성의 경우는 목성의 범위를 벗어나지 않는다. 단주기 혜성들은 주기가 20년 미만인 목성족과 주기가 20년 이상 200년 미만인 핼리혜성족으로 세분화된다. 안드로메다자리 에타
안드로메다자리 에타(η Andromedae / η And)는 안드로메다자리의 분광 쌍성이다. G형 거성 두 개로 구성된 쌍성계이다. 공전 주기는 115.7 일, 겉보기 등급은 4.403 등급이다.
안드로메다자리 에타는 이중선 분광 쌍성으로 1899년에서 1900년까지 관측으로 얻어진 일련의 스팩트럼을 분석하면서 발견되었다.
1946년, 분광 관측을 바탕으로 궤도가 계산되었다.
분광학으로만 시선 속도를 관측했기 때문에, 궤도 요소들은 확인할 수 없었다. 1990년에서 92년에 걸쳐 행해진 간섭 관측이 이루어졌다. 이 관측으로 더 정확한 궤도 요소가 측정되었다.