Komety - historia, budowa i obserwacje w układzie słonecznym

WPROWADZENIE

Komety są małymi lecz zadziwiającymi ciałami Układu Słonecznego, dlatego swoim niecodziennym wyglądem, nagłym pojawianiem się na "ziemskim" niebie oraz tajemniczym znikaniem zwracają na siebie uwagę już od niepamiętnych czasów. Ukazanie się komety budziło zawsze strach, grozę i panikę wśród rasy ludzkiej. Jeszcze w średniowieczu uważano je za zwiastunów wojny, zarazy lub też za oznakę innej klęski społecznej czy żywiołowej.

Jeszcze teraz, w XXI wieku, komety cieszą się wielkim zainteresowaniem i prawdopodobnie ten zachwyt ich istotą pozostanie na zawsze. W przeciwieństwie do innych ciał niebieskich nie da się nigdy dokładnie przewidzieć, jak zachowa się kometa. Komety są pięknymi obiektami dzięki barwie swoich ogonów, są nietypowymi obiektami – czasami bardzo słabo widoczne, czasami jaśniejsze, a czasami widoczne nawet za dnia (choć takie zjawiska zdarzają się bardzo rzadko).

Pierwszy, który opisał komety w sposób ściśle naukowy, był Arystoteles. W jego uporządkowanym świecie homocentrycznych sfer komety były intruzami i dlatego wielki myśliciel uznał je za wyziewy atmosferyczne (Arystoteles kierował się także poglądem głoszonym przez Chaldejczyków, który mówił, iż komety to nic innego jak olbrzymie zawirowania w atmosferze). W I wieku n.e. rzymski stoik Seneka wyraził przypuszczenie, że komety prawdopodobnie pochodzą spoza Ziemi, ale pozostało ono zapomniane przez następne półtora tysiąca lat, aż do czasów XVI-wiecznych odkryć astronomicznych. Wówczas bowiem Mikołaj Kopernik miał śmiałość podważyć obowiązujący w nauce pogląd Arystotelesa, sugerując, że komety mogą być ciałami niebieskimi. Dopiero najlepszy w XVI wieku duński obserwator i astronom Tycho Brahe, obserwując kometę, która pojawiła się w 1577 roku, stwierdził, że paralaksa komet jest niemierzalna, z czego wynika, iż kometa musi znajdować się dalej niż Księżyc. Johannes Kepler potraktował komety jako ciała chwilowo tylko goszczące w naszym układzie planetarnym, które po prostoliniowych trajektoriach przemykają przezeń dalej we wszechświat. Nie zadał sobie zatem trudu, aby za pomocą swoich praw opisać drogę komet, a nie dopuszczał również myśli, że orbity mogą mieć inny kształt niż eliptyczny. Dopiero w drugiej połowie XVII wieku Jan Heweliusz sformułował hipotezę, że orbity niektórych komet mogą być parabolami. Na przełomie lat 1667/1668 Stanisław Lubieniecki opracował pierwszy katalog poznanych komet "Theatrum Cometicum", w którym zebrał informacje o kometach odkrytych w pierwszej połowie XVII wieku. W 1687 roku Isaac Newton w swoim dziele "Matematyczne zasady filozofii przyrody" dowodził, że komety poruszają się po krzywych stożkowych – w ich ogniskach znajduje się Słońce. Dopiero Edmund Halley poważnie zajął się badaniami komet, obliczając orbity paraboliczne ruchu wielu z nich. W 1682 roku zaobserwował on bardzo jasną kometę, która, jak się okazało po dokładniejszym przeanalizowaniu dawnych kronik, pojawiała się na niebie co 76 lat.

PODZIAŁ KOMET

Komety ze względu na okres, po jakim powracają w pobliże Słońca, dzielimy na trzy grupy: krótkookresowe (którego okres obiegu wokół Słońca jest krótszy niż 20 lat), długookresowe (ich obieg jest dłuższy niż 20 lat) oraz nieokresowe (nazwane też jednopojawieniowymi), które widzimy na Ziemi tylko jeden raz, ponieważ ich tory są skierowane poza układ słoneczny, między gwiazdy.

Komety są ciałami dokładnie niezgłębionymi, ponieważ nie wiemy dokładnie, kiedy powstały i skąd przybywają, ale w obecnym czasie wiemy, że prawdopodobnie komety powstały w tym samym czasie co Słońce.

Istnieją w Układzie Słonecznym dwa podstawowe miejsca, skąd przybywają w okolice Słońca komety – jest to pas Kuipera i Obłok Oorta.

Pas Kuipera (zwany też pierścieniem Kuipera) – przewidziany w 1950 roku przez Gerarda Petera Kuipera, jest hipotetycznym zbiorem drobnych obiektów (jąder kometarnych, planetoid) krążących na peryferiach Układu Słonecznego poza orbitą Neptuna. Obecnie jest znanych około 80 obiektów pasa Kuipera (szacuje się, że zawiera on do 10 miliardów obiektów). Grawitacyjne perturbacje (pochodzące głównie od planet olbrzymów i najbliższych gwiazd) wytrącają co 2–3 lata jeden z takich obiektów, który staje się krążącą wokół Słońca kometą (krótkookresową).

Obłok Oorta – chmura Oorta jest bardzo cienką kulistą powłoką materii otaczającą Układ Słoneczny. Jego promień (licząc od Słońca) szacuje się na około 1 rok świetlny i tę wartość można umownie traktować jako odległość do skraju Układu Słonecznego. Obłok Oorta można nazwać również rezerwatem komet, ponieważ siły grawitacyjne spowodowane oddziaływaniem sąsiadujących ze Słońcem gwiazd mogą co jakiś czas wytrącać ku Słońcu bryłki, które gdy dostatecznie się do niego zbliżą, stają się kometami.

Jak wspomniałem już na początku, komety poruszają się po różnych torach, od elipsy po parabole. Każda kometa ma inny tor ruchu i pozostaje on niezmieniony, jeżeli nie wpływają na nią inne czynniki, np. siła grawitacyjna planet czy gwiazd. Ale trzeba pamiętać, że ruchem komet, podobnie jak wszystkich innych ciał układu planetarnego, rządzi przede wszystkim Słońce. Należy również pamiętać, że znaczny wpływ wywierają też planety, a w szczególności największa z planet Układu Słonecznego – Jowisz. Jowiszowi, którego masa przewyższa prawie 2,5 razy łączną masę pozostałych planet, planetoid oraz komet razem wziętych, przypisuje się rolę porządkującą pierwotny chaos. Prawdopodobnie dzięki niemu także wiele komet, które z odległych peryferiów zostają skierowane w rejony bliskie Słońcu, pozostaje w nich już na zawsze jako komety okresowe. Jowisz więc w dużym stopniu zawdzięczamy to, że od czasu do czasu możemy podziwiać te niesamowite obiekty Układu Słonecznego.

Ciekawą rzeczą jest sposób oznaczania komet – może się wydawać na pierwszy rzut oka skomplikowany, jest jednak celowy i umożliwia szybką orientację wśród odkrytych komet. Liczba arabska w nazwie komety oznacza rok jej przejścia przez peryhelium, a następująca po niej liczba rzymska określa kolejność komet w danym roku przechodzących przez peryhelium. Za nimi znajduje się nazwa komety będąca nazwiskiem jej odkrywcy.

ODKRYWANIE KOMET

Obecnie odkrywa się co roku od 6 do 10 nowych komet. Jednak większość z nich ma jasność słabszą niż 10m i można je obserwować jedynie za pomocą lunety lub teleskopu. Tylko raz na 4–6 lat pojawia się jasna kometa, która jest widoczna gołym okiem. Dostrzeżenie bardzo jasnej komety, rzucającej się w oczy już przy pierwszym spojrzeniu na niebo, jest widokiem bardzo rzadkim – przeocz obserwatorowi nieba trafia się raz bądź dwa razy w życiu.

OBSERWACJE KOMET

Najważniejszą, a zarazem najtrudniejszą rzeczą przy obserwacjach komet jest odszukanie jej na niebie. Istotna jest przy tym jasność powierzchniowa, a nie całkowita, ponieważ obiekty bardziej zwarte są łatwiejsze do znalezienia niż rozmyte. Po znalezieniu należy zanotować jej kształt, jasność oraz dodatkowe szczegóły – używając raportów, papieru lub kliszy fotograficznej do naszkicowania jej wyglądu. Jasność komet podczas obserwacji możemy dokonać poprzez wykonanie jednej z kilku metod:

a) Metoda Sidgwicka – metoda porównawcza pomiędzy nieostrym obrazem gwiazdy a ostrym obrazem komety.
b) Metoda Bobrovnikoffa – metoda porównawcza pomiędzy nieostrymi obrazami gwiazdy i komety.
c) Metoda Morrisa – metoda przydatna do komet o bardzo wyraźnych jądrach i otoczonych bardzo słabymi głowami.

NAJCIEKAWSZA KOMETA

W ciągu wielu lat zostało odkrytych setki komet, lecz zdecydowałem się napisać o komecie Halleya.

Kometa Halleya to najbardziej znana kometa krótkookresowa. Nazwa pochodzi od nazwiska astronoma Edmunda Halleya, który w XVIII wieku badał zapiski o pojawianiu się komet z lat od 1456 do 1682.

Jądro komety Halleya jest bryłą o wymiarach 16x8x8 km. Na powierzchni komety można wyróżnić wzgórza, doliny i kratery. Dużo danych o budowie komety dostarczyła w 1986 roku sonda Giotto, która zbliżyła się do komety na odległość kilkuset kilometrów i sfotografowała jej jądro. Jądro komety jest zbudowane ze skał, lodu oraz nieznanego materiału organicznego odpornego na wysokie temperatury. Na powierzchni komety znajduje się gruba, ciemna skorupa o nieznanym składzie chemicznym.

Najstarsze udokumentowane zapisy komety Halleya pochodzą z Chin z 613 roku p.n.e. Kometa Halleya krąży po wydłużonej eliptycznej orbicie wokół Słońca. Okres obiegu wynosi średnio 76 lat. Ruch komety jest jednak zakłócany przez planety Układu Słonecznego (głównie Jowisz i Saturn), co sprawia, że okres obiegu ulega czasem zmianom. Gdy kometa zbliża się do planety, siła grawitacyjna nadaje jej przyspieszenie, natomiast gdy się oddala, ulega spowolnieniu. Najkrótszy zaobserwowany okres obiegu wyniósł 74,5 lat. Po tym jak została zaobserwowana w listopadzie 1835 roku, jej ruch został przyspieszony do tego stopnia, że powróciła już w kwietniu 1910 roku. Najdłuższy czas obiegu komety został zarejestrowany w Chinach, gdy zaobserwowano ją w 451 roku, a następnie w 530 roku, czyli 79 lat później. Dziś, dzięki wykorzystaniu komputerów, kolejny powrót komety Halleya można przewidzieć z dokładnością do kilku godzin. Ostatnie przejście komety niedaleko Ziemi miało miejsce w roku 1986. 15 marca kometa zbliżyła się do Ziemi na odległość 150 milionów km i była wówczas przedmiotem badań specjalnie w tym celu wysłanej sondy Giotto.

ANATOMIA KOMET

Budowa komet nie jest dokładnie poznana, ale wiemy już wiele o nich dzięki obserwacjom, badaniu ich pyłu, fotografowaniu ich jąder, warkoczy przez sondy kosmiczne. Obecnie wiemy, że komety są nieregularnymi bryłami, które mają rozmiary rzędu kilku kilometrów i stanowią konglomerat lodów (przede wszystkim wodnego, którego zawartość ocenia się na 50–80%), a także tlenku i dwutlenku węgla, metanu i amoniaku, krzemianów i metali. Dlatego często nazywa się je „brudnymi śnieżkami”. Co do kształtu, jądra komet mają przeróżne formy, np. „wydłużony i niekształtny ziemniak” (jest to opis wyglądu jądra komety Halleya). W skład jej wchodzą także takie substancje jak NH₃, CH₄, HCN, C₂N₂, nikiel, magnez, potas, żelazo, sód oraz inne pierwiastki i związki chemiczne. Warto również wspomnieć, że nową substancją odkrytą w jądrze komety Wild2, na podstawie badań nad próbkami pyłu komety, stwierdzono obecność oliwinu wyglądającego jak miniaturowe serce – składającego się z żelaza i magnezu minerału, który powstaje w bardzo wysokiej temperaturze. Wynika z wielu lat badań komet, ich obserwacji oraz wypraw w ich stronę, iż komety są niesamowitymi ciałami, gdyż posiadają w swoim składzie substancje powstające w bardzo wysokiej temperaturze w okolicach dysku protoplanetarnego oraz na jego obrzeżach w bardzo niskiej temperaturze.

Każda kometa składa się z jądra, które stanowi jej „serce”. W skład jądra wchodzą wymienione wcześniej substancje. Jądro komety zawiera praktycznie całą jej masę, ale ocenić ją możemy tylko bardzo niedokładnie, gdyż nie znamy ani rozmiarów, ani gęstości jądra. Masę przeciętną komety ocenia się na 10¹¹–10¹⁷ kg. Gęstości jąder komet mają prawdopodobnie wartość pomiędzy 0,5 a 4 g/cm³. Temperatura na powierzchni jądra zależy od odległości komety od Słońca i od jej albedo. W odległości około 0,008 AU od Słońca temperatura na powierzchni jądra wynosi w przybliżeniu 2700°C, w pobliżu orbity Ziemi może być około 0°C, a w odległości od Jowisza -130°C. Temperatura wewnętrznych warstw jądra jest prawdopodobnie niższa niż temperatura topnienia materii wchodzącej w skład jądra. Jasność jądra komety jest średnio o 4–5 wielkości gwiazdowej słabsza niż całkowita jasność komety. Na powierzchni komety można wyróżnić góry, łańcuchy wzgórz, depresje oraz kratery, które powstały prawdopodobnie drogą erozji, a nie przez zderzenie z innym ciałem Układu Słonecznego, oraz oczywiście pola aktywne, z których wydobywa się materiał lotny. Jeszcze jedną ważną rzeczą jest albedo, czyli zdolność odbijania promieni słonecznych. W zależności od materiału, jaki pokrywa jądro komety, albedo wynosi więcej lub mniej %. Oczywiście zdolność ta zmienia się także z upływem czasu – komety starsze, okresowe mają mniejsze albedo od nowych komet pojawiających się w Układzie Słonecznym.

Gdy taki obiekt (kometa) znajdzie się w odległości kilku AU od Słońca, rozpoczyna się sublimacja lodów z jego powierzchni. Odległość od Słońca, w której zaczyna się tworzyć głowa, jest za każdym razem inna. Wyzwalane gazy porywają ze sobą cząstki pyłu i w ten sposób wokół jądra zaczyna się tworzyć otoczka gazowo-pyłowa, zwana komą. Jądro i koma składają się na głowę komety, której rozmiary mogą dochodzić do kilkuset tysięcy kilometrów. To, kiedy zaczyna się tworzyć głowa, zależy od składu i wielkości jądra, a także od ilości gazów, jakie kometa ma jeszcze w zapasie. Maksymalną wielkość osiągają głowy przy odległości komety około 1,4 AU od Słońca. Przy powierzchni jądra gęstość głowy komety wynosi w przybliżeniu 10⁵ cząstek na 1 cm³ i wraz ze wzrostem odległości od jądra szybko maleje. Masa głowy komety może sięgać maksymalnie 10⁹ kg, z czego na cząstki gazów przypada 0,01–1%. W skład głowy komety wchodzą cząstki pyłu oraz atomy i cząstki gazów OH, NH, CN, C₃, C₂, NH₂, rzadziej żelazo, chrom, nikiel, wapń i potas. Sublimacja lodu wodnego, a następnie rozpad powstałych cząsteczek wskutek zderzeń (w pobliżu jądra) oraz pod wpływem promieniowania słonecznego (w bardziej zewnętrznych częściach komy) prowadzą do uwolnienia się wielu atomów wodoru, które rozprzestrzeniają się wokół komety, tworząc ogromny obłok wodorowy o promieniu sięgającym nawet kilkudziesięciu milionów km. Strugi gazu i pyłu wydobywające się z jądra są początkowo skierowane ku Słońcu. Jednak ciśnienie jego promieniowania oraz wiatr słoneczny „zdmuchują” część materii komy w kierunku przeciwnym, formując w ten sposób warkocz komety. Objaśnienie tego procesu jest dość proste: uciekające z jądra cząstki mają średnicę mniejszą niż 2 x 10⁻⁶ m, a zatem ciśnienie wywierane na nie przez promieniowanie słoneczne jest silniejsze niż siła przyciągania Słońca. Promieniowanie słoneczne wraz z wiatrem słonecznym wywiera ciśnienie na cząstki w kierunku przeciwnym niż Słońce.

Warkocze komety tworzy bardzo rozproszona materia, dlatego mają wygląd dyfuzyjny, przy czym ich struktura ulega szybkim zmianom. Tworzą je głównie zjonizowane atomy i cząstki gazów CO⁺, CO₂⁺, CH⁺, N₂⁺, OH⁺, wyjątkowo także CN oraz cząstki pyłu ulatujące z jądra i głowy komety. Warkocz nie jest tworem zwartym: każda cząstka porusza się w nim po własnym torze jako niezależne ciało. Prędkość cząstki dodaje się do prędkości komety, co sprawia, że warkocze komet mają różne kształty – od całkiem prostych aż do silnie zakrzywionych. Długość warkoczy komety może dochodzić do kilkuset milionów km, a gęstość cząstek jest niezmiernie mała – 10⁻¹⁰ do 10⁻¹⁰ razy mniejsza niż gęstość głowy i maleje ze wzrastającą odległością od jądra. Kometa posiada zazwyczaj dwa warkocze – jeden gazowy oraz jeden pyłowy. Niektóre komety mają wąski, długi warkocz skierowany ku Słońcu. Tworzą go tylko cząstki pyłu wyrzucone przez jądro w płaszczyźnie orbity komety – jest to tzw. anormalny warkocz.

Komety są ciałami niezwykłymi także ze względu na ich „świecącą” naturę. Można powiedzieć, że komety świecą podwójnie – swoim własnym światłem oraz światłem słonecznym odbitym. Promieniowanie słoneczne ma to do siebie w związku z kometami, iż nie tylko uwalnia atomy i cząsteczki gazów z jądra komety, ale także je wzburza. Przy przejściu do stanu podstawowego wzburzana cząstka z powrotem wypromieniowuje uzyskaną energię w formie promieniowania świetlnego. Stąd komety, w odróżnieniu od planet, ich księżyców i planetoid, nie świecą tylko światłem słonecznym odbitym od jądra i niektórych cząstek, ale mają swoje własne źródło świecenia w głowie i warkoczu.

Jak każde ciało niebieskie, komety posiadają swoją własną jasność. Absolutna jasność komet zależy od jej odległości od Słońca oraz od świecenia cząsteczek gazu. Jasność obserwowana komety na niebie zależy także od odległości komety od Ziemi. Nowe i wielkie komety mają większe zasoby gazów niż stare i małe, dlatego są zdecydowanie jaśniejsze.

ŚMIERĆ KOMET

Komety, ze względu na to, że za każdym razem tracą pewną swoją masę (np. kometa Halley traci przy każdym powrocie w okolice Słońca około 5 x 10¹¹ kg swej materii), zanik komet okresowych (krótko- i długookresowych) następuje wtedy, gdy w ich jądrze wyczerpią się materiały lotne lub gdy całą powierzchnię jądra pokryje warstwa materii nielotnej. Przypuszcza się, że duża ilość planetoid bliskich Ziemi stanowi wygasłe jądra komet. Kres życia może nastąpić także poprzez rozpad jej jądra, zderzenie z jakimś ciałem Układu Słonecznego, a także spadek na Słońce (są to tzw. komety muskające).

Komety są fascynującymi ciałami niebieskimi, które od wieków przyciągają uwagę człowieka swoim niezwykłym wyglądem i tajemniczością. Pomimo licznych badań i obserwacji, wiele aspektów ich budowy i zachowania pozostaje nadal niezgłębionych. Dzięki nowoczesnym technologiom i misjom kosmicznym, takim jak sonda Giotto, nasza wiedza o kometach stale się rozwija, co pozwala lepiej zrozumieć ich rolę w Układzie Słonecznym oraz procesy zachodzące we Wszechświecie.