Komety

>>> Kometa Halleya podczas powrotu w okolice Ziemi w 1986 r. Fot. NASA.

Obiekty pasa Kuipera i obłoku Oorta są zbudowane głównie z zamrożonych gazów z dodatkiem substancji nielotnych, złożonych przede wszystkim z tych pierwiastków, które najobficiej występowały w dysku protoplanetarnym (głównie wodór, tlen, węgiel, azot oraz, w znacznie mniejszych ilościach: krzem, siarka, żelazo, sód, glin i inne), gdyż powstawały w temperaturze nie przekraczającej 100 kelwinów. Działające na te obiekty siły (np. przyciąganie grawitacyjne gwiazd lub masywnych obłoków materii międzygwiazdowej, przechodzących blisko Słońca, oraz oddziaływania pływowe Galaktyki w przypadku obiektów obłoku Oorta, jak również wiekowe perturbacje planetarne i wzajemne zderzenia w przypadku obiektów pasa Kuipera) powodują, że niektóre z nich zmieniają swoją prędkość i kierunek ruchu tak, że mogą się znaleźć w pobliżu Słońca. Gdy się do niego zbliżają, są coraz silniej ogrzewane, co powoduje uwalnianie się gazów i pyłu z ich powierzchni. Wokół takiego obiektu tworzy się więc coraz większa chmura gazowo-pyłowa, z której zaczynają wypływać strugi materii. Dzięki rozproszonemu w chmurze i strugach światłu słonecznemu można czasem z Ziemi dostrzec na ciemnym tle nocnego nieba niezwykły twór, przypominający wyglądem zamgloną gwiazdę z warkoczem; już starożytni Grecy nazwali to zjawisko kometą.

Do dziś zarejestrowano ponad 1500 pojawień komet, które dotyczyły około 900 obiektów. Mniej więcej 200 z nich to tzw. komety krótkookresowe, które okrążają Słońce po torach eliptycznych, wykonując jeden obieg w czasie krótszym niż (umowne) 200 lat; były więc lub mogą być obserwowane w kilku pojawieniach. Pozostałe obiekty to komety jednopojawieniowe, które poruszają się po torach w kształcie bądź to bardzo silnie spłaszczonej i wydłużonej elipsy, bądź hiperboli; mimośrody ich orbit są bliskie jedności. Orbity komet krótkookresowych leżą na ogół w płaszczyznach nachylonych pod niewielkimi kątami do płaszczyzny ekliptyki. Orbity komet jednopojawieniowych są natomiast dowolnie zorientowane w przestrzeni. Prowadzi to m.in. do wniosku, że źródłem komet okresowych może być pas Kuipera, a jednopojawieniowych - obłok Oorta. Mechanizmy transportu komet do wnętrza Układu Słonecznego nie są jeszcze dobrze znane, ale wiadomo, że istotną rolę odgrywają tu oddziaływania grawitacyjne planet, które mogą zmieniać - czasem nawet dość znacznie - tory, po których poruszają się komety.

>>> Jądro komety Halleya pokryte ciemną materią i wydobywające się spod niej jasne strugi gazów na stronie zwróconej ku Słońcu. Fot. ESA.

Jądra komet 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 oraz krzemianów i metali. Gęstość materii jąder kometarnych jest prawdopodobnie wyraźnie mniejsza od gęstości wody, co wydaje się wskazywać na ich porowatą strukturę. Gdy taki obiekt znajdzie się w odległości kilku j.a. od Słońca, rozpoczyna się sublimacja lodów z jego powierzchni (czyli bezpośrednie przejście ze stanu stałego do gazowego). Wyzwalane gazy porywają ze sobą cząsteczki pyłu i w ten sposób wokół jądra zaczyna tworzyć się otoczka gazowo-pyłowa, zwana komą. Jądro i koma składają się na głowę komety, której rozmiary mogą dochodzić nawet do kilkuset tysięcy kilometrów. 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 kilometrów. Strugi gazu i pyłu wydobywające się z jądra są początkowo skierowane głównie ku Słońcu. Ale ciśnienie jego promieniowania oraz wiatr słoneczny "zdmuchują" część materii komy w kierunku przeciwnym, formując w ten sposób warkocz komety. Długość warkocza kometarnego może dochodzić nawet do kilkuset milionów kilometrów, a średnia gęstość zawartej w nim materii jest rzędu zaledwie 10 cząsteczek na cm³.

>>> Główne części komety. Wg "Atlas Układu Słonecznego", Prószyński i S-ka, Warszawa 1999.

Bombardowanie przez wiatr słoneczny cząsteczek gazu neutralnego w zewnętrznych warstwach głowy komety powoduje ich jonizację (głównym źródłem jonizacji gazu w wewnętrznych obszarach komy jest nadfioletowe promieniowanie Słońca). Lekkie, zjonizowane molekuły są unoszone przez wiatr słoneczny i związane z nim pole magnetyczne, tworząc wąski i radialnie skierowany od Słońca warkocz, zwany jonowym lub plazmowym. Złożenie się prędkości wynikającej z ruchu komety wokół Słońca i skierowanego od Słońca oddziaływania ciśnienia promieniowania na cząsteczki pyłu o różnych rozmiarach i masach powoduje wachlarzowate rozproszenie i niewielkie zakrzywienie warkocza pyłowego w kierunku przeciwnym do ruchu komety.

Spotkanie plazmy kometarnej z plazmą wiatru słonecznego charakteryzują dwie podstawowe granice, okalające od strony Słońca jądro komety. Pierwszą jest fala uderzeniowa, poza którą porusza się niezakłócona plazma wiatru słonecznego. Wewnątrz drugiej, zwanej powierzchnią kontaktową lub jonopauzą, która znajduje się znacznie bliżej jądra niż fala uderzeniowa, występuje jedynie plazma kometarna. Przestrzeń między nimi wypełniona jest mieszaniną jonów kometarnych i jonów pochodzących ze Słońca.

>>> Kometa Shoemaker-Levy 9 sfotografowana przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a w maju 1994 r., 2 miesiące przed tym, jak jej pokawałkowane jądro zderzyło się z Jowiszem. Fot. HST/NASA.

Zanik aktywności komety okresowej następuje wtedy, gdy w jej jądrze wyczerpią się materiały lotne lub gdy całą powierzchnię jądra pokryje warstwa materii nielotnej. Przypuszcza się, że nawet połowa planetoid bliskich Ziemi stanowi wygasłe jądra komet. Kres życia komety może też nastąpić poprzez rozpad jej jądra (przykładu dostarczyła okresowa kometa Bieli, której fragmentację obserwowano w latach 1846 i 1852), zderzenie z jakimś ciałem układu planetarnego (spektakularnym przypadkiem było zderzenie komety Shoemaker-Levy 9 z Jowiszem , obserwowane w 1994 roku), a także spadek na Słońce (taki los spotkał np. większość z tzw. komet muskających Słońce, zaobserwowanych w latach 1987-1989 przez satelitę Solar Maximum Mission).

Najbardziej znaną kometą jest kometa Halleya, która obiega Słońce średnio co 76 lat. Pierwsze jej udokumentowane obserwacje pochodzą z 240 r. p.n.e.; odtąd była już rejestrowana podczas wszystkich 30 pojawień. Jej odkrycie w 1758 r. potwierdziło przypuszczenia Edmonda Halleya (1656-1742), że komety obserwowane w latach 1531, 1607 i 1682 są jednym i tym samym obiektem, poruszającym się wokół Słońca po orbicie eliptycznej. Podczas ostatniego powrotu w pobliże Słońca w 1986 roku kometa Halleya była badana m.in. za pomocą sond kosmicznych, co ogromnie wzbogaciło naszą wiedzę o kometach. Obecnie co roku odkrywa się kilkanaście, a czasem nawet kilkadziesiąt nowych komet (ostatnią widoczną gołym okiem była kometa Hale-Bopp, obserwowana wiosną 1997 roku). Wszystkie są pilnie śledzone przez zawodowych astronomów i miłośników astronomii nie tylko ze względu na niezwykłość swego wyglądu, ale przede wszystkim dlatego, że kryją w sobie wiele informacji o powstaniu i ewolucji Układu Słonecznego.