O naturze komet
Perspektywa powrotu najsłynniejszej chyba z komet, komety Halleya, wzmogła aktywość naukową w dziedzinie badań kometarnych, a wśród szerokiej publiczności pobudziła zainteresowanie tymi ciekawymi obiektami kosmicznymi.
Komety były widziane i opisywane od tysięcy lat. Jasna kometa zwolna przemieszczająca się po niebie, z dnia na dzień zmieniająca swój kształt, jest na pewno najbardziej widowiskowym zjawiskiem niebieskim i stosunkowo często dostępnym dla nieuzbrojonego oka. Tajemnicze ukazywanie się komety na niebie było zwykle przyjmowane przez naszych przodków z lękiem i grozą. W czasach średniowiecza w Europie wierzono, że komety są trującymi gazami ziemskiej atmosfery. Wśród niektórych ludów i plemion ta sprawa jeszcze do dzisiaj nie zmieniła się wiele. W 1910 roku Ziemia przechodziła przez warkocz komety Halleya, a zapowiedź tego faktu spowodowała znaczną panikę. Niektórzy robili olbrzymie fortuny na produkcji i sprzedaży „pigułek kometarnych”, które miały uchronić kupujących od „trujących oparów komet”. Nawet w 1973 roku, gdy kometa Kohoutka przechodziła w pobliżu Słońca, ukazało się wiele wydawnictw przepowiadających spustoszenia i nieszczęścia z tym faktem związane.
Pierwszą chyba, poważną naukową obserwację komety przeprowadzono w roku 1577. Do tej pory panowało arystotelesowskie przekonanie, że komety są zjawiskami atmosferycznymi związanymi z naszą Ziemią. Tycho Brahe rozumował, że jeżeli komety są rzeczywiście zjawiskami atmosferycznymi, to powinno się odkryć przesunięcie paralaktyczne pozycji komety z różnych miejsc na Ziemi — np. astronomowie w Niemczech i we Francji, obserwujący tę samą kometę, powinni ją widzieć na tle różnych gwiazd. Ponieważ nie stwierdzono przesunięcia paralaktycznego komety z roku 1577, Tycho Brahe wnioskował, że komety muszą być co najmniej 3 razy dalej od Ziemi niż odległość do Księżyca.
Kolejnym dużym postępem w badaniu komet było opublikowanie w 1705 roku przez Edmunda Halleya rachunków orbit około 2 tuzinów komet poprzednio obserwowanych. W tej publikacji Halley zauważył, że jasne komety widziane w 1531, 1607 i 1682 roku mają bardzo podobne orbity i że mogą być tą samą kometą powracającą co 76 lat. W kolejnym powrocie oczekiwana kometa pojawiła się w dzień Bożego Narodzenia 1758 roku i została, najwłaściwiej chyba, nazwana kometą Halleya.
Średnio co roku odkrywa się około tuzina komet, często zupełnie przypadkowo. Nowo odkryty obiekt zostaje nazwany nazwiskiem odkrywcy oraz prowizorycznie oznaczony rokiem odkrycia i literą wskazującą na kolejność odkrycia w danym roku. Później otrzymuje oznaczenie definitywne wskazujące rok i kolejne przejście komety przez peryhelium w danym roku. Na przykład, gdy duński astronom Richard West w 1975 foku odkrył na swych kliszach, uzyskanych teleskopem Schmidta w Obserwatorium ESO w Chile, kometę, była to 14 kometa w tym roku i otrzymała oznaczenie 1975n oraz nazwę komety Westa. Ponieważ okazało się że była szóstą znaną kometą przechodzącą przez peryhelium w roku 1976, otrzymała definitywne oznaczenie 1976 VI. Wędrowała w całej swej krasie po wiosennym niebie 1976 roku i była jedną z najpiękniejszych komet ostatniego dziesięciolecia. Dotychczas obserwowano ponad 2 tysiące pojawień się komet. Ostatnio opublikowany (w 1982 r.) katalog orbit komet B. Marsdena zawiera informacje o 710 znanych kometach. 121 z nich porusza się po orbitach wyraźnie eliptycznych, obiegając Słońce w okresie mniejszym niż 200 lat. Pozostałe 589 obiektów to tzw. komety jednopojawieniowe, a wyznaczone dla nich orbity mają kształt bliski paraboli (316 jest dokładnie parabolicznych podczas gdy 169 eliptycznych i 104 hiperbolicznych).
Rys. 1 Schemat struktury komety.
Komety są zwykle odkrywane w drodze ku nam w odległości kilku jednostek astronomicznych od Słońca. W tak dużych odległościach kometa wygląda jak mała rozmyta plamka. Dopiero gdy obiekt ten zbliży się na odległość tzw. planet wewnętrznych, rozpoczyna się zwykle formowanie charakterystycznego kształtu komety. Promieniowanie Słońca powoduje „parowanie” (ściślej sublimację) lodów jądra komety. Gazy otaczające jądro stanowią głowę komety. Wiatr słoneczny i ciśnienie promieniowania słonecznego „zdmuchujące” te gazy w kierunku przeciwnym od Słońca powodują powstawanie powłóczystego ogona, w literaturze polskiej zwykle nazywanego warkoczem. W miarę zbliżania się do Słońca rośnie zarówno wielkość i jasność mgiełki stanowiącej głowę komety, jak i jasność i długość warkocza. Po przejściu wokół Słońca, w miarę oddalania się komety, sytuacja się odwraca. Jest rzeczą bardzo charakterystyczną, że w całym okresie swego istnienia, niezależnie od kierunku ruchu komety, jej warkocz zawsze jest skierowany radialnie w kierunku od Słońca.
Kształty i rozmiary komet są bardzo różne. Niektóre komety mają jasną głowę i krótki, szczeciniasty warkocz. Inne mają małą głowę i bardzo długi, powłóczysty ogon. Niezależnie ód tego typu różnic komety mają wiele cech wspólnych. Jedyną częścią komety stanowiącą ciało stałe jest jądro. Najlepiej można zrozumieć naturę komety zakładając, że to jądro jest aglomeratem materii meteorytowej i lodów metanu, amoniaku i wody. Jest to słynny model jądra kometarnego w postaci tzw. „brudnej kuli śniegowej” zaproponowany przez Freda Whipple'a w 1950 roku. Średnicę takiego jądra ocenia się na 1 do 5 km, a jego masę na 1014 do 1O20 g, czyli na mniej niż jedną stumilionową masy ziemi.
Rys. 2 Typowe widmo kometarne w odległości około 1 jednostki astronomicznej od Słońca. Obok opisanych pasm molekularnych będących rezultatem fluorescencji gazów głowy komety widoczne jest silne, centralne widmo ciągłe pochodzące od rozproszenia światła słonecznego na stałych i pyłowych częściach komety.
Gdy taka bryłka materii zbliży się do Słońca na odległość kilku jednostek astrono-micznych, następuje sublimacja gazów z jej lodów, co daje właśnie początek zjawisku, które nazywamy kometą. Gazy mogą porywać z jądra za sobą drobne frakcje pyłowe. Otoczka gazowa wokół jądra może osiągać średnicę od 50 tys. do 250 tys. kilometrów. Mimo tak znacznych rozmiarów, gęstość tych gazów jest bardzo mała — 10 do 100 cząsteczek na cm3. Pamiętajmy, że w atmosferze ziemskiej w której żyjemy, na powierzchni Ziemi, w 1 cm3 jest 1023 cząsteczek powietrza. Gdy kometa przechodzi na tle gwiazdy, to gazy jej głowy nie są zdolne w sposób znaczący osłabić jasności tej gwiazdy. Analiza widmowa wykazała, że głowa komety zawiera takie molekuły i rodniki jak C2, C3, CN, OH, NH, CH, i NH2, a czasem molekułę izotopową C12C13 i molekuły zjonizowane OH+, CH+, i H2O+. Pasma tych cząstek pojawiają się w pewnym porządku, w miarę jak odległość heliocentryczna komety maleje. Najpierw, już w odległości około 3 jedn. astr. pojawiają się pasma CN i C2. W bardzo małych odległościach od Słońca (< 0,8 jedn. astr.) pojawiają się też linie metali: najpierw sodu, a jeszcze bliżej Słońca (< 0,1 jedn. astr.) żelaza, niklu, a nawet chromu, kobaltu i zjonizowanego wapnia. Na falach radiowych wykryto w kometach obecność CH, OH, HCN, CH3CN i H20.
Parowanie lodu wody, a następnie dysosjacja H2O musi powodować uwalnianie dużej ilości atomów wodoru czego konsekwencją jest tworzenie się dużej otoczki wodorowej wokół głowy. Istnienie takiej otoczki było nieznane aż do roku 1970
ze względu na to, że wodór emituje swe promieniowanie głównie w ultrafiolecie (linia Lymann alfa), który nie jest przepuszczany przez atmosferę ziemską. Otoczka wodorowa komety została odkryta przez Orbitalne Obserwatorium Astronomiczne najpierw w komecie Bennetta 1970 II, a później w innych. Rozmiary tej otoczki sięgają od 10 do 40 milionów kilometrów.
Jak już powiedzieliśmy, ciśnienie promieniowania słonecznego oraz cząstki wiatru słonecznego zdmuchują część materii głowy powodując powstanie warkocza kometowego. Lekkie molekuły zjonizowane np. CO+, N2+, CO2+, H2O+ są łatwo „zdmuchiwane” przez wiatr słoneczny (przy dodatkowych efektach powodowanych przez pole magnetyczne) dokładnie w kierunku przeciwnym do Słońca i tworzą tzw. ogon jonowy albo plazmowy (zwany też warkoczem typu I). Warkocze te są cząsto siedliskiem wzmożonej aktywności pobudzanej oddziaływaniem z plazmą międzyplanetarną oraz aktywnością. Bardziej masywne cząski pyłowe nie poddają się tak łatwo wpływowi wiatru słonecznego i promieniowania, a ponadto są pod większym wpływem ruchu samej planety i tworzą warkocze wyraźnie odchylone od kierunku Słońca — kometa. Widmo ogona plazmowego jest widmem emisyjnym świecących jonów, natomiast widmo ogona pyłowego (typu II) jest po prostu odbitym widmem słonecznym z charakterystycznymi liniami absorpcyjnymi.
Długości warkoczy od 30 do 80 milionów kilometrów nie stanowią rzadkości. Wielka kometa 1843 roku miała warkocz długości 320 mln. kilometrów. Gęstość materii w warkoczu jest jeszcze mniejsza niż w głowie: od 1 do 10 cząsteczek na cm3. Całą materię warkocza komety można by swobodnie zapakować do podróżnej torby i z nią spacerować.
Świecenie komet jest powodowane z jednej strony rezonansowym wzbudzaniem gazów kometarnych przez promieniowanie słoneczne i fluorescencyjną emisję ich charakterystycznych pasm, a z drugiej strony rozpraszaniem tegoż promieniowania słonecznego na cząstkach stałych pyłu kometarnego i na cząstkach gazowych, co daje widmo ciągłe z absorpcyjnymi liniami Fraunhofera. To odbite widmo słoneczne pochodzi głównie od jądra, otaczających go pyłów i warkocza typu II. Emisyjne widmo gazów kometarnych modulowane jest ilością energii słonecznej dostępnej w określonych „rezonansowych” długościach fali. Ponieważ różna może być prędkość komety względem Słońca, efekt Dopplera może powodować, że dla jednej komety rezonansowa długość fali dysponować będzie dużą ilością energii słonecznej, a dla innej może w niej przypaść depresja powodowana silną linią absorpcyjną widma słonecznego. Stąd pochodzą obserwowane różnice w widmach komet. Zrozumiał to pierwszy astrofizyk belgijski Pol Swings i efekt ten nazywa się dzisiaj efektem Swingsa.
Obserwowana jasność komety bardzo silnie zależy od jej względnego położenia w stosunku do Słońca i do Ziemi. Piszemy zwykle:
gdzie B0 jest parametrem charakteryzującym bezwzględną jasność komety, r — odległością heliocentryczną komety, a Δ odległością od obserwatora. Ze zmianą odległości od Ziemi następuje tylko geometryczna zmiana obserwowanego blasku. Natomiast charakter zmian blasku komety ze zmianą odległości heliocentrycznej jest zupełnie inny. Wykładnik n ma wartość w granicach od 4 do 10. Jest on różny dla różnych komet, a dla tej samej komety inny jest np. przed przejściem komety przez peryhelium i inny po przejściu. Przy jego pomocy komety mogą być charakteryzowane i klasyfikowane. Celem badań fotometrycznych komet jest właśnie wyznaczenie parametrów B i n.
Przechodząc do skali wielkości gwiazdowych otrzymujemy:
m0 nazywa się jasnością absolutną komety i jest to jasność jaką miałaby kometa gdyby znajdowała się w jednakowej odległości zarówno od Słońca jak i od Ziemi, równej 1 jednostce astonomicznej.
Oczywiście dla komet nie ma sensu uprawianie fotometrii w postaci np. wielobarwnej fotometrii gwiazdowej UBV. Barwy tej fotometrii nie mają bowiem żadnego fizycznego sensu dla komet. Trzeba w tym przypadku wybrać takie filtry, które przepuszczają określone pasma molekuł kometarnych i mierzą blask komety np. w pasmach CN, C2, czy też w określonym miejscu widma ciągłego.
Istnieje wiele teorii pochodzenia komet. Jedne zakładają ich pochodzenie międzygwiazdowe (Laplace, Lyttleton), a inne pochodzenie planetarne (Lagrange, Tisserand). Najbardziej powszechnie akceptowaną jest obecnie teoria Oorta, który opierając się na cechach orbitalnych komet doszedł do wniosku w 1950 roku, że powinien istnieć swoisty rój komet otaczający system planetarny w odległości 50–150 tys. jedn. astronomicznych (ok. 1 roku świetlnego). Ponieważ komety zbliżają się do Słońca ze wszystkich kierunków, tzw. chmura Oorta musi być sferyczna i może zawierać około 100 milionów komet. Ich całkowita masa byłaby porównywalna z masą Ziemi. Chmura ta mogłaby się utworzyć w pierwotnej mgławicy słonecznej w pobliżu jakiejś wielkiej planety w tym samym czasie, gdy się tworzyły planety, lub w momencie wydarzeń, które doprowadziły do powstania pierścienia planetoid krążących między Marsem a Jowiszem. W obecne miejsce chmura komet mogła być wypchnięta pod wpływem perturbacji planetarnych. Perturbacje pochodzenia gwiezdnego mogłyby powodować wyrwanie komety z tej chmury: jedne uchodziły na zewnątrz, opuszczając na zawsze Układ Słoneczny, inne kierowały się do środka dążąc w pobliże Słońca i dając początek zjawisku nowej komety.
Gdy kometa przemierza przestrzeń Układu Słonecznego, jej orbita może być zasadniczo zmieniona działaniem pola grawitacyjnego planet, a szczególnie Jowisza. Istnieje grupa kilkudziesięciu komet krótkookresowych, zwana jowiszową rodziną komet, która zapewne w ten sposób powstała.
Czasem zdarza się, że kometa wędruje po orbicie znacznie zbliżającej się do Słońca. Mówimy nawet o rodzinie komet „muskających” Słońce. Ogromne siły przypływowe oraz grzanie powodują wtedy rozpad jądra kometarnego. Na przykład w 1846 roku jądro okresowej (P = 7 lat) komety Bieli rozpadło się na dwie części, co można było widzieć jeszcze w następnym jej powrocie w 1852 roku. W późniejszych terminach powrotu w latach 1872 i 1885 zamiast komety obserwowano już tylko obfity spadek meteorów. Podobnie istnienie znanego roju meteorów Drakonidów wiążemy z kometą Giacobiniego-Zinnera. Istnieje wiele przykładów tego typu. Współcześnie obserwowaliśmy rozpad wspomnianej już komety Westa w marcu 1976 roku, na 4 części.
Niekiedy komety przechodzą tak blisko Słońca, że po prostu „zderzają się” z nim i całkowicie giną wyparowując w jego atmosferze. Przypadki takie zostały obserwacyjnie odkryte dopiero w 1981 roku, a Urania (nr 4/1982) informowała już o tym.