Komety – gwiazdy z warkoczami

0

Komety – „gwiazdy z warkoczami” – obserwowane są od niepamiętnych czasów. Pierwsze zapisy w kronikach chińskich wg Yeomansa pochodzą z XI w. p.n.e., jednak Lubieniecki w Theatrum cometicum podaje datę 2312 r. p.n.e. Z pewnością komety były widywane jeszcze wcześniej, jednak informacje o tych zjawiskach nie zachowały się do naszych czasów.

Pojawienia się komet w starożytności i średniowieczu wzbudzały przerażenie – uważano je za zwiastuny nieszczęść. Nie wiedziano jednak wtedy nic o ich naturze i pochodzeniu.

Dopiero późniejsze obserwacje umożliwiły ustalenie, iż komety poruszają się po orbitach eliptycznych, w perihelium znacznie zbliżając się do Słońca. Wynalezienie teleskopu (1609, Galileusz) i zastosowanie fotografii w astronomii (XIX w.) umożliwiło dalszy postęp w badaniach komet. Orbity ich często mają znaczne nachylenie do ekliptyki; czasem poruszają się ruchem wstecznym.

Komety często uwieczniane były również na obrazach, np. M. Eifflera.

Wśród wszystkich obiektów tego typu wyróżniamy komety okresowe (P) o okresach obiegu do 200 lat i jednopojawieniowe o okresach dłuższych od nawet wielu tysięcy lat i o niemal parabolicznych orbitach. W trakcie badań, a w szczególności dzięki uzyskanym wynikom obserwacji spektroskopowych, udało się ustalić skład chemiczny komet. Badania prowadzone w ostatnich dziesięcioleciach i wyniki lotów sond kosmicznych doprowadziły do ustalenia następującej natury komet: są to „kule brudnego śniegu” (wg Whipple’a) złożone z lodu wodnego, zamarzniętych gazów, pyłu krzemianowego i cząstek CHON – spolimeryzowanej, czarnej materii organicznej (węgiel, wodór, tlen, azot).

Jądro typowej komety ma średnicę od kilkuset metrów do ok. 20 km. Gdy zbliża się do Słońca, w odległości około 2 AU lody zaczynają sublimować tworząc gazowo-pyłową otoczkę, zwaną komą. Jądro i koma stanowią “głowę” komety. Wokół niej tworzy się zaś większa otoczka wodorowa, gdyż promieniowanie UV Słońca powoduje dysocjację pary wodnej z utworzeniem wodoru.

Przy dalszym zbliżaniu się do Słońca promieniowanie świetlne i wiatr słoneczny zdmuchują gaz i pył z głowy komety, tworząc ogon („warkocz”), rozciągający się na miliony kilometrów (nawet 300 mln km). Gazowo-pyłowe warkocze komet są zakrzywione, gdyż kometa blisko Słońca zmienia szybko kierunek ruchu. Natomiast warkocze złożone z jonów takich jak N2+ czy CO+ są prostoliniowe, gdyż jony poruszają się szybko. Dzięki temu komety często posiadają więcej niż jeden warkocz.

Badania spektroskopowe (w zakresie widzialnym, ultrafioletu i podczerwieni) oraz radioastronomiczne potwierdziły występowanie w kometach cząsteczek C2, C3, CH, CN, CO+, N2+, OH, NH, NH2, CO2+, H (wodór atomowy), H2O+, O (tlen atomowy), CS, CS2 oraz krzemu (Si) i metali: Na, Mg, Fe, Ni, Ca, Al., Mn, Cr i in., zaś w obszarze radiowym: H2O, NH3, CH3CN. Wykryte wolne rodniki i jony pochodzą z fotodysocjacji wody, metanu, amoniaku i cyjanowodoru, a być może także cząstek CHON, zaś metale z pyłu krzemianowego.

Drobne cząstki pyłu wchodząc do atmosfery Ziemi nie ulegają zniszczeniu i mogą być wychwycone przez pułapki na samolotach bądź znalezione w opadach – są to tzw. cząstki Brownle’ego.

Przy pomocy amerykańskiego satelity P78-1 wyposażonego w koronograf SOLWIND wykryto 6 komet zbliżających się bardzo do Słońca, niektóre z nich zderzyły się z nim i uległy zniszczeniu. Również satelita SolarMax odkrył 10 komet. Działał od II 1980 do XII 1989 roku. Najwięcej komet odkrył satelita SOHO, a obserwacje z użyciem tej wysłużonej już sondy wciąż są prowadzone.

Podejmowano również bardziej bezpośrednie próby obserwacji przelatujących komet. Po raz pierwszy, w związku z powrotem komety Halleya w 1986 r., wysłano kilka sond kosmicznych w celu jej obserwacji. Były to sondy japońskie Sakigake i Suisei, europejska Giotto, rosyjskie WEGA-1 i 2 oraz amerykański ICE (International Cometary Explorer, poprzedni ISEE-3, przeszedł przez warkocz komety 11.09.1985 r. w odległości 780 km od jądra; nie miał kamer, badał pole magnetyczne i jony warkocza). Sakigake minęła kometę 11.03.1986 r. w odległości 699 mln km, Suisei przeleciała 8.03.1986 r. 151 tys. km od jądra z prędkością 73 km/s względem niego. Obydwie sondy badały obłok wodorowy wokół komety. Sonda Giotto minęła kometę 14.03.1986 r. w odległości zaledwie ok. 610 km – sfotografowała jądro, badała skład chemiczny jądra i komy oraz plazmę i pyły w ich otoczeniu.

Opracowane w ramach programu “Interkosmos” sondy WEGA w czerwcu 1985 r. minęły Wenus i odłączyły lądowniki-balony, które znalazły się w jej atmosferze, zaś aparaty przelotowe 6 i 9.03.1986 r. zbliżyły się do komety Halleya – Wega-1 na 8890 km, zaś Wega-2 na 8030 km od jądra. Prędkość zbliżania wynosiła ok. 80 km/s.

Jądro komety Halleya ma nieregularny kształt ok. 15x8x8 km i albedo 0,04 – jest czarne jak sadza.

Z następnych prób należy wymienić sondę DEEP SPACE-1 o napędzie jonowym, która dokonała przelotu obok komety Borelly we wrześniu 2001 r. Uzyskane obrazy nie były jednak zbyt dobre.

Kolejną próba był kometarny próbnik STARDUST, który wystartował w 1999 r., zaś w styczniu 2004 r. zbliżył się do komety Wild 2. Zainstalowane na pojeździe pułapki z aerożelu – substancji stałej o niezwykle małej gęstości, która w 99,8% składa się z pustych przestrzeni, wychwyciły cząstki pyłu kometarnego. Zostały one dostarczone na Ziemię w 2006 r. W trakcie misji uzyskano też obrazy jądra komety.

W 2007 r. postanowiono skierować Stardust ku komecie Tempel 1, by zbadać skutki uderzenia impaktora sondy Deep Impact.

niezwykle ambitna misja Deep Impact wystartowała 12.01.2005 r. z przylądka Canaveral na pokładzie rakiety Delta-2. Sonda posiadała dwie kamery telewizyjne zainstalowane bezpośrednio na pojeździe oraz jedną na 360 kg miedzianym impaktorze, który w lipcu 2005 r. wybił dziurę w powierzchni jądra komety Tempel 1. Celem było zbadanie różnic między powierzchnią, a głębszymi warstwami tego ciała kosmicznego. Kierujący programem badań prof. Michael A’Hearn określił to mianem “zemsty za dinozaury” – odnosząc się do katastrofy sprzed 65 milionów lat. Następnie – gdy nie zdołano uzyskać obrazu krateru z powodu zbyt dużego zapylenia – sondę przeznaczono do badania przejść planet pozasłonecznych na tle tarcz gwiazd w celu poszukiwania pierścieni, satelitów i planet typu Ziemi. Wreszcie – sonda zbliżyła się do komety Hartley 2, dostarczając pierwszych zdjęć tego, jak się okazało, bardzo aktywnego obiektu.

Eksploracja komet za pomocą sond kosmicznych wciąż trwa. 2 marca 2004 r. rozpoczęła się misja europejskiej sondy ROSETTA. Po 10 latach lotu, w czasie którego wykonano 4 manewry grawitacyjne (trzy w pobliżu Ziemi i jeden w pobliżu Marsa) oraz zbliżono się do planetoidy, sonda w 2014 r. wejdzie na orbitę wokół jądra komety Czuriumow-Gierasimienko, aby zbadać jej powierzchnię, głowę i warkocz. Na powierzchnię jądra zostanie zrzucony lądownik PHILAE, który zbada skład chemiczny i strukturę powierzchni oraz warstwy leżące głębiej, a także przekaże obrazy. PHILAE jest wyposażony w urządzenie wiertnicze MUPUS, które może zagłębić się do 25 cm pod powierzchnię jądra i które zostało zbudowane w Polsce w Centrum Badań Kosmicznych PAN. PHILAE ma działać minimalnie trzy doby, choć możliwa jest praca nawet przez kilka miesięcy.

Po każdym zbliżeniu do Słońca kometa traci część swojej masy. Po wielu obiegach kometa traci zatem swoją aktywność – pozostaje tylko jądro pozbawione substancji lotnych – być może niektóre ciemne planetoidy są właśnie takiego pochodzenia, np. Chiron. Częściej zdarza się jednak, że kometa rozpada się na części – zjawiska takie obserwowano wielokrotnie, pierwszy raz w przypadku komety Bieli. Spektakularnym wydarzeniem był również rozpad i zderzenie odłamków komety Shoemaker-Levy 9 z Jowiszem.

Po rozpadzie komety jej materia pyłowa i większe grudki poruszają się wzdłuż pierwotnej orbity. Gdy Ziemia przecina orbitę komety, obserwujemy zjawisko zwane deszczem meteorów. Obserwator dostrzega je w taki sposób, jak gdyby ślady poszczególnych meteorów wybiegały z jednego miejsca na niebie, zwanego radiantem roju. Nazwy rojów pochodzą od gwiazdozbioru w którym znajduje się radiant, np. Perseidy, Leonidy, Geminidy. Przykładowo: kometa Halleya jest źródłem dwóch rojów – Aquarydów majowych (29 IV do 21 V, maksimum 5 V) i Orionidów (11 do 30 X, max 19 X).

Sądzi się, że komety krókookresowe pochodzą z pasa Kuipera zawierającego lodowo-skalne ciała spoza orbity Neptuna. Zbliżenie się takiego ciała do Neptuna powoduje zmianę jego orbity i grawitacyjne wyrzucenie w stronę wnętrza Układu Słonecznego. Kolejne zbliżenia do planet olbrzymich powodują dalsze zmiany orbity.

Natomiast komety jednopojawieniowe, orbity których mają aphelia odległe o tysiące jednostek astronomicznych od Słońca, pochodzą z obłoku Oorta. Obłok liczy 1011—1012 komet i ma kształt wydłużonej sferoidy, której dłuższa oś skierowana jest ku centrum Galaktyki i ma długość ok. 200 000 AU, zaś krótsza ok. 160 000 AU. Galaktyczne siły pływowe i bliskie przejścia gwiazd wytrącają komety z ich orbit w obłoku. W wyniku tego procesu przechodzą one na bardzo wydłużone, niemal paraboliczne orbity z perihelium bliskim Słońca.

Niektóre komety w wyniku oddziaływania grawitacyjnego planet przechodzą na orbity hiperboliczne i uciekają w przestrzeń międzygwiezdną. Istnieją więc międzygwiezdne komety, jednak w ostatnich wiekach nie udało się zaobserwować takich obiektów.

Przyszedł czas, by wspomnieć jeszcze o polskich odkrywcach i badaczach komet. Gdańszczanin Jan Heweliusz odkrył 6 komet, a obserwował ich znacznie więcej. Opublikował kilka prac o obserwowanych kometach, zaś w dziele „Cometographia” opublikował wykaz 250 komet od 2292 r. p.n.e.

Wspomniany już Stanisław Lubieniecki, arianin, wydał w 1667 r. w Amsterdamie „Theatrum Cometicum” w trzech tomach, zawierające dane o 415 pojawieniach się komet.

Dopiero w XX wieku, w okresie międzywojennym, polscy astronomowie odkryli kilka komet. Najpierw Lucjan Orkisz w 1925 r., następnie Antoni Wilk (1925, 1930, 1937), który był też współodkrywcą komety Peltier-Wilk z 1925 r. Władysław Lis był współodkrywcą komety Kaho-Kozik-Lis z1936 roku. Po wojnie dopiero w 1966 r. Konrad Rudnicki odkrył kometę, pracując w obserwatorium na Mount Palomar. W ramach przeglądu All Sky Automated Survey (poszukiwania gwiazd zmiennych) Grzegorz Pojmański odkrył w 2004 r. kolejną kometę. W katalogu jako odkrywca figuruje jednak nazwa systemu – ASAS. Poszukiwania komet prowadzone są również dzięki istnieniu specjalnych programów badawczych dostępnych w Internecie. Dzięki temu do odkrywców komet dołączył także Michał Kusiak, który obecnie odkrył ich już ponad 100.

Obecnie najwięcej komet odkrywają satelity i systemy automatycznego przeglądu nieba. Największe sukcesy w amatorskich poszukiwaniach komet odnoszą obserwatorzy japońscy.

W XX w. orbitami komet i ich perturbacjami zajmowali się m. in. Michał Kamieński, Maciej Bielicki, Grzegorz Sitarski i Krzysztof Ziołkowski.

Na koniec – czy komety rzeczywiście stanowią jakieś zagrożenie? Wszystko wskazuje, że… tak! Meteoryt tunguski, który w 1908 r. spowodował eksplozję o mocy 20 megaton, był zapewne jądrem niewielkiej komety. O ile w przypadku planetoid możemy obserwować przez dłuższy czas ich ruchy i podjąć jakieś przeciwdziałanie, kometa może zbliżyć się od strony Słońca, nie zostawiając nam czasu na żadne kroki. Tym bardziej, że porusza się znacznie szybciej od typowych obiektów NEO.

Piotr Podkowicz, PTA

 

BIBLIOGRAFIA  do tekstu  KOMETY

  1. Willy Ley W niebo wpatrzeni, PIW, W-wa 1984, ss. 148 – 176, ilustr. 29 – 31, ss. 432 – 433.
  2. Andrzej Marks  Pod znakiem komety, Wyd. „Śląsk”, Katowice 1986.
  3. Kazimierz Schilling  Kosmiczny gość – kometa Halleya,  Książka i Wiedza, W-wa 1985.
  4. Donald K. Yeomans,  Komety,  Prószyński i S-ka, W-wa 1999.
  5. Jan Gadomski,  Poczet wielkich astronomów,  Nasza Księgarnia, W-wa 1976, wyd. II, ss. 39 – 42, 48, 49, 59, 61, 62, 65, 82, 86, 88, 95 – 97, 112, 113, 116, 117, 122.
  6. Stephen J. Edberg,  Jak obserwować komety, Wyd. Alfa, W-wa 1985.
  7. Jan Gadomski  Na kosmicznych szlakach,  Nasza Księgarnia, W-wa 1961, ss. 118, 119.
  8. Jan Gadomski  Obrazy nieba,  ss. 99 – 106, ilustr. XII.
  9. P. G. Kulikowski  Poradnik miłośnika astronomii, PWN, W-wa 1976, wyd. II,  ss.104 – 110, 112 – 119, 122, 347 – 371, 420, 423, 425 – 427.
  10. Eugeniusz Rybka  Astronomia ogólna, PWN, W-wa 1975, wyd. V, ss. 322 – 340.
  11. T. Z. Dworak, K. Rudnicki  Świat planet,  PWN, W-wa 1988, wyd. III, ss. 16, 27, 31, 36, 38, 42, 135, 144, 145, 194, 200, 254 – 261, 263, 269, 289, 293.
  12. Bronisław Kuchowicz  Kosmochemia,  PWN, W-wa 1979, ss. 73 – 75, 362.
  13. Josef Sadil  Planety, PWN, W-wa 1967, ss. 414 – 419.
  14. John North  Historia astronomii i kosmologii, Wyd. „Książnica”, Katowice 1997, ss. 110, 113, 131, 168, 182, 191, 203 – 206, 211, 220, 229, 247, 250, 263, 266, 269, 272, 287, 288, 303, 306, 317, 385, 389, 390.
  15. Jan Lipski,  Podbój Kosmosu trwa, WNT, W-wa 1993, ss. 239 – 244.
  16. M. Królikowska-Sołtan, T. Kwast, A. Sołtan, M. Sroczyńska-Kożuchowska,  Słownik szkolny. Astronomia, WSiP, W-wa 1994, s. 92.
  17. Karolina Targosz  Jan Heweliusz uczony-artysta, Ossolineum, Wrocław 1979.

Sonda kosmiczna Wega-1 (astro.zeto.czest.pl)

Jądro komety Halleya zarejestrowane przez sondę Giotto (Max Planck Institute for Solar System Research)

Porównanie wielkości komet zarejestrowanych przez różne sondy kosmiczne (NASA/JPL-Caltech/UMD)

Share.

Comments are closed.