Avtor: Jaka Pelan

MASA IN DIMENZIJE KOMETNIH JEDER
Vesoljska tehnika nam je omogočila, da smo si ogledali jedro Halleyjevega kometa, žal pa nam ni omogočila, da bi neposredno izmerili tudi njegovo maso. Kljub temu so posredna merjenja pokazala, da znaša masa Halleyjevega jedra od 100 do 200 milijard ton. Iz ocene za prostornino jedra in njegove mase dobimo za gostoto 0,25 grama na kubični centimeter. Ta gostota je vsega četrtino gostote vode, kar pomeni, da ima jedro izredno porozno oziroma luknjičasto zgradbo. Vseeno pa moramo biti previdni. Merjenja, na katerih sloni ocena gostote, so dokaj nezanesljiva in jih moramo jemati z rezervo.
Vsa kometna jedra najverjetneje niso tako velika, kot je Halleyjevo. Astronomi ocenjujejo, da je jedro tipičnega kometa mnogo manjše; veliko naj bi bilo približno od enega do dveh kilometrov. Nekatera opazovanja pa kažejo tudi na obstoj zelo majhnih kometov. Gotovo obstaja spodnja velikostna meja za komete, saj notranjost pri izredno majhnih primerkih ni dovolj izolirana, da bi lahko preprečila hitro sublimacijo in s tem uničenje oziroma razpad kometa. Toda zelo verjetno je, da obstajajo kometi, ki so mnogo manjši od tistih, ki jih navadno opazujemo. S populacijo manjših kometov bi lahko pojasnili nekatere še nepojasnjene pojave v Osončju.

bliznje-srecanje-kometi-halley-jedro

Zaporedje slik kaže približevanje vesoljske sonde Giotto Halleyjevemu kometu. Na levi strani jedra lahko vidimo svetle vrelce, ki bruhajo pline in prah ter tako ustvarjajo kometovo komo in rep. Foto: ESA

Kometi, veliki od nekaj metrov do nekaj deset metrov, bi lahko pojasnili lokalne spremembe jakosti svetlobe v Zemljini zgornji atmosferi (opazili so jih s sateliti, ki so snemali Zemljo v ultravijolični svetlobi) in pa sevanje ozadja v vodikovi alfa svetlobi (Lymanovo sevanje). Ta ultravijolična emisija vodikovih atomov bi lahko izvirala iz vodika, ki ga v medplanetarni prostor s sublimacijo izvržejo majhni kometi. Emisija je tudi dovolj velika (s tem je mišljeno dovolj majhnih kometov), da bi lahko pojasnila vse kraterje na Luninih morjih (s premeri od 200 do 1500 metrov), ki so nastali v zadnjih treh milijardah let. Število kometov te populacije pa na žalost zaenkrat še ni natančno ugotovljeno, tako da bodo za potrditev te hipoteze potrebne nove raziskave.
Po drugi strani pa v zunanjem Osončju obstajajo izredno veliki kometi. Asteroid Hiron je začel ob približevanju periheliju kazati nedvoumne znake kometne aktivnosti, kar pomeni, da gre zagotovo za komet. Tudi nekateri drugi šibki objekti, najdeni v zadnjih nekaj letih, ki krožijo med orbitama Neptuna in Plutona ali pa celo dlje, so najverjetneje ogromni kometi, pripadniki Kuiperjevega pasu. Ker imajo tako velike premere (okoli 150 kilometrov), bi v bližini Zemlje lahko postali svetlejši od vseh doslej znanih kometov in bi na nebu prav gotovo nudili spektakularen prizor. Nekateri astronomi so celo predlagali, da sta Pluton in Neptunov satelit Triton le največja pripadnika te populacije kometov.

MODEL KOMETNEGA JEDRA
Splošno sprejet model kometov, imenovan »ledeni konglomerat« ali »umazana snežna kepa«, je že leta 1950 podal ameriški astronom Fred L. Whipple, kasneje pa so ga zaradi novih dognanj nekoliko priredili. Kaj se torej dogaja na kometu?
Na kometno jedro nenehno sije Sončeva svetloba. Daleč od Sonca se vsa energija, ki jo jedro absorbira, porabi za njegovo ogrevanje. Ko pa se komet Soncu bliža, se površje jedra dovolj segreje, da se sproži sublimacija ledu. Odslej se Sončeva energija ne porablja več za ogrevanje jedra, temveč za ohranjanje sublimacijskega procesa. Ob sublimaciji plinov nastane okoli jedra tanka prašna skorja, ki na nižje plasti deluje kot izolator. Ta skorja začne odločilno vplivati na hitrost sublimacije, do katere sedaj prihaja nekaj centimetrov pod površjem jedra. Ker je debelina skorje neenakomerna, se sublimacija ledu na nekaterih mestih odvija hitreje kot na drugih, to pa ima za posledico nastanek vrelcev ter navsezadnje nepravilno obliko jedra in površinskih struktur na njem. Ta model pravilno napoveduje temperaturo jedra na razdalji ene astronomske enote od Sonca, ki znaša 300 Kelvinov (27 stopinj Celzija) in pa sublimacijsko temperaturo 215 Kelvinov (-58 stopinj Celzija). Zanimivo je, da tudi na Zemlji – na Antarktiki – obstaja območje s povsem podobnimi pogoji.

bliznje-srecanje-kometi-halley-jedro-model

Levo: Popravljen model kometnega jedra, kot ga je predlagal Fred Whipple. Desno: Bližnji posnetek jedra Halleyevega kometa. Kljub prašni komi, ki obdaja jedro, lahko okoli terminatorja vidimo nekaj površinskih značilnosti. Foto: ESA

Koma se pri kometih pojavi, ko so ti približno tri astronomske enote oddaljeni od Sonca, kar potrjuje domnevo, da je voda glavna sestavina kometnega jedra ali pa vsaj njegovih zunanjih plasti. Tako spektroskopska opazovanja kot tudi merjenja s pomočjo vesoljskih sond so potrdila prevlado vode, saj so vsi našli tako molekule vode (H2O) kot tudi molekule in ione »vodnega« izvora: OH, OH+, H3O+, H2O+. Poleg vode so ob nastanku kome opazili tudi nekatere druge molekule kot sta CN in C2. Pojav slednjih pojasnjujejo s tem, da se led v jedru kometov nahaja v obliki, v kateri so nekatere sestavine (kot sta že prej omenjena CN in C2) ujete v kristalni mreži vodnega ledu. To pa pomeni, da sublimacija ledu poleg pobega vode uravnava tudi pobeg vseh ostalih sestavin iz jedra kometa.
Te »ostale« sestavine so lahko zelo pomembne za naše razumevanje fizikalnih procesov, ki oblikujejo komete in njihova jedra. CN in C2 sta pogosto prvi sestavini, ki jih lahko opazimo na kometih, ko se ti bližajo Soncu. Ion CO+, ki verjetno nastane iz ogljikovega dioksida, ujetega v jedru, daje plinskim repom značilno modro barvo, medtem ko prevleka iz polimeriziranega formaldehida pojasni, zakaj je jedro kometa tako temno. Formaldehid je zelo verjetno prvotna sestavina kometov (to pomeni, da ni nastala pri kasnejših kemijskih reakcijah), prevleka pa je lahko nastala že v zgodnji zgodovini jedra ali pa kasneje pri obsevanju z ultravijolično svetlobo. Možno je tudi, da je jedro zaradi večkratnega odboja in absorpcije svetlobe v njegovi porozni skorji videti še bolj temno kot je v resnici.
Povsem drugače pa je s kometi, ki prvič obiščejo notranja območja Osončja. Pri njih vodni led ni tako prevladujoča snov kot pri tistih kometih, ki so že vsaj enkrat bili v bližini Sonca. Mreža kristala vodnega ledu lahko, kot smo že omenili, shrani tudi druge atome in molekule, vendar le, če ti ne presegajo 17 odstotkov števila molekul, ki gradijo mrežo. Če je teh drugih molekul več, vodni led ne uravnava več njihove sublimacije, temveč jih začnejo uravnavati njihove lastne termodinamične lastnosti.
Ogljikov dioksid in večina ostalih redkejših, a pomembnih sestavin, pa sublimira pri nižjih temperaturah kot vodni led. Posledica tega pojava je, da se novi kometi aktivirajo že, ko so še zelo daleč od Sonca. To lahko zmede astronome pri napovedih sija kometa in kaj lahko se zgodi, da ti kometi v bližini Sonca sploh niso tako zelo svetli, kot je kazalo na začetku (lep primer takšnega kometa, ki je razočaral, je bil komet Kohoutek iz leta 1973).
Količina vode pa pri vseh kometih najverjetneje tudi ni tako visoka kot tista, ki so jo vesoljske sonde izmerile v komi Halleyjevega kometa. Kometi, ki se Soncu približajo bolj kot Halley, imajo mnogo manjše razmerje vode proti ogljikovemu dioksidu kot pa jo ima Halley sam (Halley – H2O:CO2 = 80:3,5). Razlaga je povsem preprosta. Ko nastaja izolacijska prašna skorja okoli jedra kometa, se le-to začne segrevati. Bliže ko je komet Soncu, globlje v notranjost je jedro segreto. To povzroči, da sublimira tudi globoko ležeč starodaven vodni led, ki ima primešanih več drugih snovi kot je običajno, to pa zmanjša delež vode v komi kometa. To dejstvo pa tudi pomeni, da merjenja sestave Halleyjevega kometa niso tipična za starodavni led v kometih in tako ne predstavljajo pravega pogleda na čas nastanka Sončevega sistema.

INTERAKCIJA KOMETOV S SONČEVIM VETROM
Halleyjev komet ni samo edini komet za katerega vemo, kakšno jedro ima, ampak tudi eden izmed le treh kometov (druga dva sta kometa Giacobini-Zinner in Grigg-Skjellerup) pri katerem so opravili neposredna merjenja interakcije s Sončevim vetrom. Merjenja pri kometu Grigg-Skjellerup je opravila evropska sonda Giotto, pri kometu Giacobini-Zinner pa je ameriška sonda ICE letela le skozi rep kometa. Tu se bomo osredotočili le na komet Halley.

bliznje-srecanje-kometi-halley-rep

Halleyjev komet, posnet 22. februarja 1986, dva tedna po prehodu perihelija. Fotografijo je posnel K. S. Russell z 1,2-metrskim Schmidtovim teleskopom v bližini Coonabarabrana v Avstraliji.

Sončev veter sestavljajo v glavnem protoni in helijeva jedra (delci alfa), ki zaradi naelektrenosti s seboj nosijo tudi medplanetarno magnetno polje. Ko se komet bliža Soncu, začne z jedra sublimirati led in pojavi se električno nevtralna koma. Pod vplivom Sončevega sevanja se atomi ionizirajo in v medplanetarnem magnetnem polju se pojavi motnja. Med Sončevim vetrom in plazmo kometa nastane udarni val, ki zniža hitrost vetra in mu s tem omogoči, da nemoteno leti okoli jedra. Kometova ionosfera predstavlja končno pregrado, čez katero Sončev veter ne more, kar povzroči, da se silnice medplanetarnega magnetnega polja ovijejo okoli kometa. Merjenja z vesoljsko sondo Giotto so ta predvidevanja potrdila. Že na razdalji osem milijonov kilometrov od kometovega jedra so detektorji zaznali protone, ki so nedvomno izvirali iz kometa. Na podlagi njihovih hitrosti so ugotovili, da gre za ionizirane vodikove atome (protone) iz kometove kome. Na razdalji 1,1 milijona kilometrov od jedra je Giotto naletel na udarni val debeline 40.000 kilometrov, kjer se je hitrost Sončevega vetra zmanjšala, močno se mu je povečala temperatura, sam veter pa je postal turbulenten. Ionosfero, ki jo povzroča stalen tok ionov z jedra kometa, so izmerili na razdalji 4600 kilometrov od jedra, ko je temperatura plazme padla z 2000 na vsega 300 Kelvinov. Ker skozi njo ioni Sončevega vetra ne morejo prodreti, so se nagrmadili pred njo, kar je povečalo gostoto medplanetarnega magnetnega polja v območju pred ionosfero (zunaj kome ima gostoto 8 nanotesel, na razdalji 16.000 kilometrov od jedra pa so izmerili gostoto kar 60 nanotesel). V skladu s pričakovanji je Giotto tudi pokazal, da so se silnice medplanetarnega magnetnega polja ovile okoli ionopavze, kar je tudi vzrok za nastanek plazemskega repa.

KOMETI IN POJAVI V OSONČJU
Kometi na svojih orbitah izvržejo velike količine prahu in s tem povzročajo različne pojave v Osončju. Delce prahu, velike okoli enega mikrometra ali manj, »odpihne« Sončevo sevanje proč od Sonca, kjer najprej tvorijo prašni rep kometa, kasneje pa se razpršijo v medplanetarni prostor. Nekoliko večji delci (od 1 do 10, največ 100 µm), na katere Sončev sevalni pritisk nima vpliva, pa še naprej krožijo okoli Sonca. Ker jih osvetljuje Sončeva svetloba, jih lahko na nebu vidimo kot medlo meglico, ki ji pravimo zodiakalna svetloba, če pa leži točno nasproti Sonca, pa odsvit (Gegenschein).
Zanimivo je, da so na libracijskih točkah L4 in L5 na Lunini orbiti našli dva oblaka prahu, ki jim pravimo oblaka Kordiljevskega. Ta dva Zemljina »prašna satelita« pa nista nič drugega kot gostejša dela medplanetarnega prahu s 100- do 10.000-krat večjo gostoto delcev. Masa medplanetarnih delcev v krogli, ki jo omejuje Zemljina orbita, znaša po ocenah 1017 kilogramov, kar ustreza gostoti en delec na kocko s sto metrov dolgo stranico. Količina tega prahu naglo pade za zunanjim robom asteroidnega pasu. Večji kometni delci najverjetneje nastajajo, če je komet dolgo blizu Sonca. Ta pogoj je izpolnjen, če je komet v orbiti s kratkim obhodnim časom (na primer komet Encke) ali pa, če komet opravi veliko prehodov perihelija na dolgoperiodični orbiti (na primer komet Halley). Povprečen komet pri tem izgubi približno en odstotek svoje mase, medtem ko večji kometi, kot je Halley, izgubijo le desetinko odstotka svoje mase (izgube plina in prahu so pri preletu Giotta znašale od tri do deset ton na sekundo, kar pomeni, da komet v času enega obhoda okoli Sonca izgubi od sto milijonov do tristo milijonov ton svoje mase). Komet s premerom dveh kilometrov tako pri prehodu perihelija izgubi vrhnje tri metre, kar pomeni, da mu kmalu zmanjka hlapljivih elementov. Zaradi tega postane temen in včasih nezmožen oblikovati prašni rep (to velja za vse kratkoperiodične komete razen za Halleyja).
Ko komet izgubi vso svojo ledeno skorjo, ostane le še kamnito jedro (če ga seveda ima) in tako postane asteroid, pripadnik skupine »izumrlih kometov«. Kar tretjina vseh asteroidov, ki prečkajo Zemljin tir, naj bi pripadala tej skupini. Da je to res, potrjujejo tudi opazovanja. Kometa Neujmin II in Arend-Rigaux na primer danes ne kažeta več »kometne« aktivnosti. Še bolj vznemirljivo odkritje pa je prišlo leta 1979. Zgodba se je pravzaprav začela že leta 1949, ko so odkrili komet Wilson-Harrington. Ker kometu niso sledili dovolj dolgo, tudi njegova orbita ni bila znana dovolj natančno (obhodni čas je bil ocenjen na vsega 2,3 leta, kar bi bilo najmanj med kometi, vendar je kasneje Brian Marsden izračunal, da se je komet gibal po parabolični orbiti). Izkazalo pa se je, da tudi Marsden ni imel prav. Leta 1979 so namreč odkrili prav nič poseben asteroid, ki je dobil oznako 1979 VA. Asteroid so sicer izgubili kmalu po odkritju, vendar so ga ponovno našli leta 1992, ko so mu tudi natančno izračunali orbito (obhodni čas 4,29 leta). Odkrili pa so, da je orbita tega telesa tako podobna orbiti kometa Wilson-Harrington, da gre zagotovo za isti objekt (ki se seveda ne giblje po parabolični orbiti). Tako imamo prvič možnost opazovati komet, ki se je spremenil v asteroid.
Podoben, le nekoliko manj spektakularen primer je asteroid 3200 Feton, ki je izvor meteorskega roja Geminidov. Meteorski roji so prav tako posledica kometov. Prah, ki ga izvržejo kometi, gravitacijske motnje razpršijo po kometovi orbiti. Včasih Zemlja seka tir teh kometnih ostankov, ki se nato v zgornjih plasteh Zemljine atmosfere uparijo, kar povzroča meteorske roje.
Dovolj majhni delci pa ne zgorijo, temveč začnejo lebdeti v Zemljini atmosferi (imenujemo jih delci Brownlee). Ti delci so tako lahki in redki (imajo kosmičasto obliko), da ne morejo priti do površja Zemlje. Gostejše delce, ki bi imeli svoj izvor v kamnitem jedru kometov, pa med meteoriti zaenkrat še niso našli.

bliznje-srecanje-kometi-delec-prah

Delec Brownlee, velikosti nekaj mikrometrov, ki so ga ujeli v Zemljini stratosferi na višini 18 kilometrov s posebnim, visokoletečim raziskovalnim letalom. Ti delci so ostanki kometovega prahu, ki je zašel v Zemljino atmosfero in začel v njej lebdeti. Majhne kroglice na delcu so bile nekoč ovite s kometnim ledom. Foto: NASA

IZVOR KOMETOV
Vprašanje izvora kometov je že vsaj tako staro, kot vprašanje, kaj kometi sploh so. Proučevanje orbit dolgoperiodičnih kometov, ki niso tako zelo podvrženi gravitacijskim motnjam planetov, so pokazala, da do sedaj niti en komet ni prišel v notranje Osončje po hiperbolični orbiti (nekaj kometov, ki so potovali po hiperboli, je v tak tir s svojim gravitacijskim vplivom spravil Jupiter). To pa pomeni, da so vsi do sedaj opazovani kometi gravitacijsko vezani na Sonce in torej člani našega Osončja. Nastali so zgodaj v njegovi zgodovini. Nizozemski astronom Jan Oort je že leta 1950 skrbno proučil orbite dolgoperiodičnih kometov in ugotovil, da vsi ti objekti izvirajo daleč stran od Sonca. Predpostavil je, da velika večina kometov prihaja iz krogelnega oblaka, ki je od Sonca oddaljen od 40.000 do 200.000 astronomskih enot, kar je skoraj razdalja do najbližje zvezde (Alfa Kentavra je od nas oddaljena približno 275.000 astronomskih enot). Oblak naj bi po Oortu imel maso enako desetini Zemljine mase.

bliznje-srecanje-kometi-kuiperjev-pas-oortov-oblak-

Lega in velikost Kuiperjevega pasu in Oortovega oblaka ledenih kometnih teles.

Danes je teorija izvora kometov malce drugačna. Oortov oblak je po današnjih izračunih kar 1000-krat masivnejši od vrednosti, ki jo je podal Oort (100 mas Zemlje) in se razteza od razdalje 20.000 – 30.000 do nekako 50.000 – 100.000 astronomskih enot od Sonca. Gravitacijske motnje, ki jih povzročajo zvezde, ko potujejo (za vesoljske razmere) razmeroma blizu Osončja, ali pa trki med kometnimi telesi zmotijo njihove orbite in jih preusmerijo ali v notranje dele Osončja(Oortov oblak je tako vir kometov, ki jih lahko opazujemo) ali pa v medzvezdni prostor. Oortov oblak tako nenehno izgublja komete, ki zapustijo Osončje in preidejo v medzvezdni prostor, hkrati pa pridobiva nove komete iz masivnega notranjega oblaka, ki ga včasih imenujemo Hillsov oblak. Ta ima kar pet do desetkrat večjo maso od Oortovega oblaka (500 do 1000 mas Zemlje) in se razteza od Neptunove orbite (kjer mu pravimo tudi Kuiperjev pas; njegovi pripadniki so po vsej verjetnosti tudi novoodkriti objekti na razdalji Plutonove orbite in pa Hiron) do razdalje 20.000 – 30.000 astronomskih enot. V Hillsovem oblaku so kometi najverjetneje tudi nastali. V trdna telesa so se kondenzirali približno sočasno s Soncem in planeti.

ZA KONEC
Za astronome so kometi zanimivi tudi zato, ker bi lahko pripomogli k nastanku življenja na Zemlji. Prispevali naj bi potrebno vodo in organske spojine, poleg tega pa naj bi bili odločilno pripomogli k nastanku Zemljine atmosfere. Te dokaj divje domneve so dobile nov zalet, ko je vesoljska sonda Giotto izmerila razmerje med devterijem (vodikov atom z nevtronom) in vodikom v Halleyjevem kometu. To razmerje je skoraj identično razmerju v Zemljinih oceanih. Če so kometi torej prispevali velik delež Zemljinih hlapljivih snovi, iz katerih so nastali oceani in atmosfera, potem bi lahko prispevali tudi kompleksne organske molekule, kot je polimeriziran formaldehid in s tem sprožili proces nastanka življenja. Če je vse to res, potem je vsakdo izmed nas sestavljen iz »kometnega« materiala in tako se za svoj obstoj lahko zahvalimo tem nepomembnim, umazanim ledenim kepam, ki na videz brezciljno križarijo po Osončju.