1. 햇빛 반사 : 혜성이 태양에 접근함에 따라 햇빛은 얼음 핵과 주변 먼지와 가스를 반사하기 시작합니다. 이 반영된 햇빛은 우리가 혜성의 빛으로 보는 것입니다.
2. 아웃소싱 : 태양의 열로 인해 혜성의 얼음 핵이 승화되어 고체 얼음에서 가스로 직접 돌립니다. 이 과정은 먼지와 가스를 방출하여 핵 주위에 큰 빛나는 혼수 상태를 형성합니다.
3. 먼지 꼬리 : 태양풍은 먼지 입자를 혜성에서 멀어지게하여 길고 구부러진 먼지 꼬리를 형성하여 수백만 킬로미터 동안 뻗을 수 있습니다. 이 꼬리는 햇빛을 반영하고 혜성의 전반적인 밝기에 크게 기여합니다.
4. 이온 테일 : 태양풍은 또한 혜성에서 방출 된 이온화 된 가스와 상호 작용하여 태양에서 직접 멀리 떨어진 별도의 직선 이온 꼬리를 만듭니다. 먼지 꼬리만큼 밝지는 않지만 혜성의 전반적인 외관에 추가됩니다.
5. 구성 : 혜성의 구성은 또한 밝기에 중요한 역할을합니다. 물과 이산화탄소와 같이 더 휘발성이면을 가진 혜성은 더 쉽게 승화하기 때문에 더 밝은 경향이 있습니다.
6. 태양과의 거리 : 혜성이 태양에 가까워 질수록 햇빛이 더 강해지고 외출이 강해져 더 밝은 외관이 생깁니다.
7. 보기 각도 : 우리가 혜성을 관찰하는 각도는 또한 그 밝기에 영향을 미칩니다. 먼지 꼬리가 지구를 직접 향하고있을 때 혜성이 가장 밝게 보입니다.
본질적으로, 혜성의 밝기는 태양과의 상호 작용의 결과입니다. 햇빛은 표면에서 반사되고, 열은 아웃가스를 유발하고, 태양풍은 먼지와 가스를 길고 빛나는 꼬리로 밀어 넣습니다. 이러한 요인의 조합은 내부 태양계를 통해 줄무늬가있는 혜성의 장엄하고 일시적인 빛을 만듭니다.
