Po spotkaniu z kometą Halleya

O składzie chemicznym jądra komety Halleya można wnioskować jedynie na podstawie analizy wydobywających się z niego pyłów i gazów tworzących głowę komety, przez którą przeleciały sondy kosmiczne. Trzeba jednak podkreślić, że o ile skład pierwiastkowy cząstek pyłu nie ulega w zasadzie zmianom z odległością od jądra, to w przypadku molekuł gazu sytuacja jest odwrotna: w miarę oddalania się od jądra pierwotne czyli tzw. macierzyste molekuły w różnych łańcuchach reakcji chemicznych rozpadają się na prostsze i trwalsze związki oraz jonizują się.

Ważnym odkryciem zawdzięczanym sondom Vega i Giotto było stwierdzenie występowania w pyle kometarnym bardzo wielu cząstek o najmniejszych masach, jakie mogły być jeszcze rejestrowane przez odpowiednie detektory tzn. 10^–17 g (największe cząstki, jakie zdołano zarejestrować miały masy rzędu 1 g). Ich rozmiary i masy mogą być już porównywane z rozmiarami i masami złożonych molekuł gazu, a więc tym samym zaciera się wyraźne dotychczas rozgraniczenie między pyłem i gazem w głowie komety. Materia tych najmniejszych cząstek pyłu wykazała znaczną zawartość pierwiastków o małej liczbie atomowej, a w szczególności węgla (C), wodoru (H), tlenu (O) i azotu (N). Nazwano je cząstkami CHON dla podkreślenia podobieństwa ich składu do chemizmu meteorytów zwanych chondrytami węglistymi, uznanych za najbardziej pierwotną materię Układu Słonecznego. Odkrycie bogatych w węgiel cząstek CHON rozwiązało problem deficytu węgla w kometach. Dotychczasowe analizy widm wielu komet wskazywały bowiem na co najmniej trzykrotnie mniejszą zawartość węgla w gazie kometarnym niż gdziekolwiek indziej w Układzie Słonecznym. Brakujące ilości węgla zostały znalezione w niemożliwych do zaobserwowania z Ziemi subfemtogramowych cząstkach pyłu kometarnego. Zawartość innych pierwiastków stwierdzonych w pyle, m. in. krzemu (Si), żelaza (Fe), magnezu (Mg), sodu (Na), siarki (S), jest zbliżona do ich średniej obfitości kosmicznej. C, H, O i N są podstawowym budulcem prostych molekuł organicznych, które z kolei mogą tworzyć substancje smoło-podobne. Ich powstawaniem na powierzchni jądra można próbować tłumaczyć jego małe albedo, o którym była już mowa.

Pierwsze oznaki pyłu kometarnego stwierdzono w odległości około 300 tys. km od jądra, czyli znacznie dalej niż się spodziewano. Co więcej, istnienie cząstek pyłu o rozmiarach mniejszych niż 0,1 μm zarejestrowano na zewnątrz obszaru, do którego — według dotychczasowych poglądów — wszystek pył kometarny winien być wtłoczony siłami ciśnienia promieniowania słonecznego. Fakt ten usiłuje się wytłumaczyć przypisując niektórym cząstkom pyłu posiadanie ładunku elektrycznego i w konsekwencji ich przyspieszaniem przez pole elektryczne w plazmie międzyplanetarnej. Potwierdzenia anizotropowości emisji materii z jądra komety, o której już wspominaliśmy, dostarczają też znacznie różniące się między sobą wyniki pomiarów przez poszczególne sondy tempa produkcji pyłu: Vega 1 — 10 ton/s, Vega 2 — 5 ton/s i Giotto — 3 tony/s.

Podobne wahania stwierdzono także w przypadku gazu kometarnego. Ocenia się, że w czasie zbliżeń sond kosmicznych do jądra komety Halleya wydobywało się z niego 6,9 × 10²⁹ molekuł na sekundę, z czego około 80 procent stanowiły molekuły H₂O. Według pomiarów wykonanych za pomocą sondy Giotto tempo produkcji pary wodnej wynosiło 5,5 × 10²⁹ molekuł/s czyli około 15 ton/s, a tempo produkcji dwutlenku węgla (CO₂) oszacowano na 1,9 × 10²⁸ molekuł/s. Dane te umożliwiły obliczenie stosunku masowego pyłu do gazu, którego najprawdopodobniejsza wartość zawiera się między 0,15 a 0,30. Stosunek ten jest mniejszy niż się spodziewano zakładając zawartość pierwiastków zbliżoną do ich średniej obfitości kosmicznej. Możliwej przyczyny tego faktu upatruje się w istnieniu być może większej niż się sądzi populacji masywniejszych cząstek pyłu.

Występowanie w gazie kometarnym dotychczas zidentyfikowanych związków chemicznych zostało niemal w pełni potwierdzone badaniami przeprowadzonymi w trakcie sondowania komety Halleya. Odkryto ponadto wiele nowych molekuł i jonów. Przede wszystkim trzeba podkreślić, że kometa Halleya jest w zasadzie pierwszą, w której udało się wyraźnie stwierdzić istnienie molekuł H₂O. Dotychczasowe obserwacje — np. linii emisyjnych w widmach komet rodnika OH, którego molekułą macierzystą jest H₂O — wskazywały na nie jedynie pośrednio. Uzyskanie obecnie bezpośredniego dowodu na to, że głównym składnikiem jądra komety jest lód wodny stanowi więc potwierdzenie ogólnej koncepcji lodowego jądra sformułowanej w 1950 roku przez amerykańskiego astronoma Freda Whipple'a. Molekuły H₂O zostały zarejestrowane przez odpowiednie spektrometry zainstalowane na pokładzie zarówno sond kosmicznych Vega i Giotto, jak też samolotowego obserwatorium astronomicznego im. Kuipera (należącego do NASA), z którego kometa Halleya była obserwowana w grudniu 1985 roku oraz w marcu i kwietniu 1986 roku podczas lotów na wysokości 12,5 km nad powierzchnią Ziemi. Prędkości wydobywania się pary wodnej z jądra zawarte były w granicach od 0,8 do 1,4 km/s.

Duże znaczenie ma także bezpośrednia detekcja molekuł dwutlenku węgla (CO₂), którego obfitość oceniono jednak na zaledwie 2–3 procent zawartości wody. W jądrze musi on występować w postaci suchego lodu zmieszanego z lodem wodnym. Znacznie więcej — aż do 20 procent — znaleziono tlenku węgla (CO). CO i CO₂ tłumaczą obserwowaną aktywność komety w dużych odległościach od Słońca bowiem temperatura sublimacji suchego lodu jest znacznie mniejsza niż lodu wodnego. Warto w tym miejscu wspomnieć, że zaobserwowane w marcu 1986 roku pojaśnienie komety, poprzedzone rozbłyskiem jonów CO⁺ i CO₂⁺, próbuje się wytłumaczyć „wybuchem” jakby bąbla głównie suchego lodu znajdującego się pod powierzchnią jądra.

Do ciekawych wniosków doprowadziło odkrycie strumieni cyjanowych (CN) w głowie komety Halleya. Dostrzeżenie ich korelacji z niemożliwymi do zaobserwowania z Ziemi strumieniami pyłowymi cząstek CHON, o których była wyżej mowa, wydaje się wskazywać, że źródłem rodników CN są nie tylko molekuły wydobywające się z jądra komety, lecz także nowo odkryta populacja pyłu kometarnego. Gaz cyjanowy może się tworzyć w wyniku fotolizy związków organicznych węgla i azotu zawartych w cząstkach CHON. Potwierdza to zarówno spadek zawartości C, H, O, N w cząstkach pyłu w miarę oddalania się od jądra, jak też stwierdzenie, że tempo produkcji rodnika CN jest większe niż molekuły HCN, która była dotychczas uważana za jego główną molekułę macierzystą. Dodajmy jeszcze, że analiza obrazów strumieni cyjanowych potwierdziła wartość okresu rotacji jądra komety Halleya, równą 7,4 dnia.

Jak wiadomo ultrafioletowe promieniowanie Słońca oraz wiatr słoneczny jonizują gaz w głowie komety. Jednym z najważniejszych odkryć wykonanych za pomocą sond Vega i Giotto była identyfikacja jonów H₃O⁺, które — zgodnie z wcześniejszymi przypuszczeniami teoretycznymi — okazały się dominującymi wśród jonów obszaru okołojądrowego. Spośród wielu innych jonów, których istnienie udało się wykazać, wymieńmy: H₂O⁺, OH⁺, C⁺, CH⁺, O⁺, Na⁺, C₂⁺, S⁺, Fe⁺. Szczególnie interesujące wydaje się stwierdzenie bardzo wielu jonów węgla i niemal zupełnego braku jonów azotu. Warto zwrócić uwagę, że wyjątkowej obfitości jonów C⁺ nie da się wytłumaczyć jedynie fotojonizacją atomów węgla pochodzących z fotodysocjacji molekuł CO, CO₂ i CH₄. Przypuszcza się więc, że atomy węgla są również uwalniane bezpośrednio z powierzchni jądra, a także z cząstek pyłu kometarnego. Jest to jeszcze jeden przyczynek do rozwiązania zagadek deficytu węgla w kometach oraz małego albedo powierzchni jądra, o których była wyżej mowa.

Wzajemne oddziaływanie materii kometarnej z wiatrem słonecznym jest badane i opisywane metodami fizyki plazmy. Spotkanie plazmy kometarnej z plazmą wiatru słonecznego charakteryzują przede wszystkim dwie podstawowe granice okalające od strony Słońca jądro komety. Pierwszą jest fala uderzeniowa, poza którą porusza się z prędkością naddźwiękową niezakłócona plazma wiatru słonecznego. Wewnątrz drugiej, zwanej powierzchnią kontaktową lub jonopauzą i rozprzestrzeniającej się znacznie bliżej jądra niż fala uderzeniowa, znajduje się jedynie plazma kometarna. Przestrzeń między nimi wypełniona jest mieszaniną jonów kometarnych i pochodzących ze Słońca. W wyniku eksperymentów plazmowych przeprowadzonych za pomocą sond kosmicznych, które przeleciały w pobliżu komety Halleya stwierdzono, że słaba fala uderzeniowa, mająca postać rozmytej i silnie turbulentnej strefy przejściowej, znajduje się w odległości około 1,1 mln km od jądra. Jonopauzę przecięła jedynie sonda Giotto zbliżając się do jądra w odległości 4700 km i oddalając się od niego w odległości 3800 km (pozostałe sondy przeleciały zbyt daleko). Dane te potwierdziły w zasadzie wcześniejsze oszacowania teoretyczne. Ponadto zostały odkryte dwie inne granice nie przewidywane teoretycznie. Tzw. kometopauza została zarejestrowana w odległości około 150 tys. km od jądra, a w odległości około 350 tys. km od niego stwierdzono słabą nieciągłość magnetohydrodynamiczną.

Wewnątrz obszaru ograniczonego falą uderzeniową wiatr słoneczny — wiejący na zewnątrz z prędkością około 400–500 km/s — jest stopniowo wyhamowywany, a pole magnetyczne wzmacniane. Z pomiarów sondy Suisei wynika, że w odległości 150 tys. km od jądra prędkość wiatru słonecznego spada do około 50 km/s, natomiast Vegi, które znacznie bardziej zbliżyły się do jądra, stwierdziły jej spadek prawie do zera. Według pomiarów magnetometru sondy Giotto maksymalne natężenie pola magnetycznego wyniosło 57 nT w odległości 16400 km od jądra przed największym zbliżeniem do niego i 65 nT w odległości 8200 km po minięciu jądra. Magnetometry Veg zarejestrowały podczas swych zbliżeń do jądra natężenie wynoszące odpowiednio 75 nT i 80 nT. Dla porównania dodajmy, że na zewnątrz fali uderzeniowej natężenie pola magnetycznego wynosi 5–8 nT. Ważnym odkryciem było stwierdzenie, że pole magnetyczne nie przenika przez jonopauzę i na przestrzeni warstwy przejściowej o grubości kilkuset kilometrów spada do zera. Najbliższe sąsiedztwo jądra jest więc tzw. jamą magnetyczną. Podczas przejścia sondy przez powierzchnię kontaktową zaobserwowano też szybki spadek temperatury jonowej z 2600 K do 450 K, a następnie — wewnątrz obszaru ograniczonego tą powierzchnią — już wolniejszy aż do 340 K.

Strukturę plazmowego otoczenia komety Halleya charakteryzują nie tylko wymienione granice, ale także różne zjawiska turbulentne i oscylacje natężenia pola magnetycznego i innych parametrów plazmy generowane przez jony pochodzenia kometarnego. Niektóre kometarne cząstki neutralne mogą bowiem oddalić się od jądra na znaczne odległości zanim zostaną przez wiatr słoneczny pochwycone i zjonizowane. Detektory sond Vega i Giotto rejestrowały te tzw. „pick-up” jony aż do odległości 10 mln km, a satelita ICE „dostrzegł” je nawet w odległości 30 mln km od jądra komety Halleya. Jony te wzbudzają w plazmie wiatru słonecznego fale niskoczęstotliwościowe, które były rejestrowane przez odpowiednie analizatory do odległości kilku milionów kilometrów od jądra. Występowanie fal o wyższych częstotliwościach, wywołanych niestabilnościami plazmy związanymi z tymi jonami, stwierdzono natomiast aż do odległości około 30 mln km od jądra.

I wreszcie trzeba wspomnieć, że zarówno sondy Suisei i Sakigake, jak też i inne obiekty kosmiczne, które obserwowały kometę Halleya w okolicy peryhelium, potwierdziły istnienie wokół niej obłoku wodorowego rozciągającego się do odległości mniej więcej 10 mln km od jądra. Przypomnijmy, że zaobserwowane okresowe zmiany jego struktury w czasie potwierdziły wartość okresu rotacji jądra równą 2,2 dnia. I na tym kończymy krótkie podsumowanie najważniejszych odkryć zawdzięczanych ubiegłorocznemu spotkaniu z kometą Halleya. Wprawdzie dostarczyły one bardzo wielu nowych danych o jednej tylko komecie, ale nie można zapomnieć, że wzbogaciły dzięki temu zasób wiedzy nie tylko o kometach w ogóle, lecz także o początkach Układu Słonecznego. Coraz bardziej bowiem wiarygodnym staje się przypuszczenie, że materia kometarna, którą po raz pierwszy udało się wszechstronnie zbadać in situ, stanowi pozostałość najbardziej pierwotnego budulca, z którego cztery i pół miliarda lat temu formowały się Słońce, planety i księżyce.