Bližnje srečanje s kometi – I. del

Avtor: Jaka Pelan

Prav neverjetno. V preteklih nekaj stoletjih se je človeško védenje o svetu okoli nas povečalo kar za nekajkrat. Prodrli smo tako v svet subatomskih delcev kot tudi do samega rojstva vesolja. Toda bolj kot vsa ta znanja nas, podobno kot naše prednike, fascinirajo majhne ledene kepice, ki v bližini Sonca začnejo izparevati. Ti izpareli plini in prah, ki jih nato osvetljuje Sončeva svetloba, ponujajo na nebu prizor, zaradi katerega so se v zgodovini odločale bitke in propadala cesarstva, danes pa popeljejo astronomijo na prve strani časopisov in na televizijske zaslone ter hkrati še vedno vzbujajo grozo in strah kot znanilci konca sveta.

Ljudje se že kar nekaj tisočletij zavedamo sveta okoli sebe. Zaradi radovednosti ga raziskujemo in poskušamo ugotoviti povezave med navidezno nepovezanimi stvarmi. Že med ledeno dobo je človek na zidove jam risal tisto, kar je najbolj pripadalo njegovemu vsakdanjemu življenju in preživetju – slike živali. Čeprav za to nimamo nobenega stvarnega dokaza, je človek že tedaj najverjetneje poznal osnovne značilnosti neba. Lahko je ugotovil, da se določene skupine zvezd ciklično pojavljajo na nebu, čeprav v njih nikakor ni videl ravno teh ozvezdij, ki jih poznamo danes. Po položaju Sonca na nebu je lahko določal čas, opazil je Lunine mene in morda celo od zvezd ločil pet, s prostim očesom vidnih planetov. Vsake toliko časa pa so naši predniki na nebu zagotovo opazili objekt, ki se nikakor ni pokoraval ciklični zakonitosti neba. Bil je svetel in na nebu morda nekajkrat večji od Sonca ali Lune. Zbujal je tesnobo in strah pred neznanim; kometi so za vedno pridobili spoštovanje ljudi.

KOMETI SKOZI STOLETJA
Poročanj o tem, da so bili kometi znanilci nesreč ali pa vsaj pomembnih sprememb, je v zgodovini ničkoliko. Komet, ki ga je opazoval azteški poglavar Montezuma, naj bi pripomogel k padcu njegovega ceserstva. Halleyjev komet je ob vrnitvi leta 1066 spremljal Normane pri njihovem osvajanju Anglije, kar je lepo prikazano na Bayeuxški tapiseriji, renesančni slikar Giotto pa je leta 1301 na svoji sliki predstavil Halleyjev komet, ki je prav tedaj svetil na evropskem nebu, kot Betlehemsko zvezdo. Kometi so med ljudmi sejali paniko vse do današnjih dni. Prihod kometa Kohoutek leta 1973 je s strani različnih verskih sekt sprožil množico napovedi o koncu sveta.
Vsej vraževernosti navkljub pa so že v antiki hoteli izvedeti, kakšna je prava narava kometov. Aristotel je na primer trdil, da so kometi pojavi v zgornjih plasteh Zemljine atmosfere, ki naj bi nastali zaradi suhega zraka in ravno prave količine ognja. Tej razlagi pa so že v antiki oporekali drugi misleci, kot je bil na primer Apolonij, ki so trdili, da so kometi izvenzemeljskega, torej vesoljskega izvora.
Pri tem sporu je ostalo vse do leta 1577, ko je danski astronom Tycho Brahe določil paralakso nekega svetlega kometa, ki je ravno tedaj potoval čez evropsko nebo. Iz podatkov o položaju kometa med zvezdami, ki jih je dobil od različnih observatorijev po Evropi, je ugotovil, da je bila paralaksa tega kometa velika za približno četrtino paralakse Lune, kar je pomenilo, da je bil komet vsaj štirikrat bolj oddaljen od Zemlje kot Luna. Sklepal je, da če ta ugotovitev velja prav za ta določen komet, potem mora veljati tudi za vse ostale. S to daljnosežno ugotovitvijo je Tycho Brahe komete za vedno odpihnil iz zgornjih plasti Zemljine atmosfere v medplanetni prostor.

Ta prostor pa je le nekaj prej za večno reformiral poljski astronom in matematik Nikolaj Kopernik. Namesto Zemlje je v središče vesolja postavil Sonce in tako porušil še eno Aristotelovo dogmo. Njegovo delo je nadaljeval Johannes Kepler, ki je odkril zakone, po katerih se gibljejo planeti, in s tem nevede odprl vrata kasnejšim izračunavanjem kometnih orbit.
A šele konec 17. stoletja so bili kometi povsem sprejeti kot prebivalci vesolja, ki se okoli Sonca gibljejo po zelo iztegnjenih orbitah. Isaac Newton je razvil metodo, ki je omogočila izračun tira določenega kometa iz samo treh meritev njegovega položaja med zvezdami. To metodo je nato uspešno uporabljal tudi Edmund Halley. Izračunal je orbite za okoli dva ducata znanih kometov. Posebno pozoren je postal na komete iz let 1456, 1531, 1607 in 1682. Izračuni so namreč pokazali, da se vsi ti kometi gibljejo po skoraj identičnih tirih. Halley je pogumno sklepal, da gre v bistvu za en sam komet, ki obkroži Sonce vsakih 76 let. Napovedal je, da se bo komet vrnil v prisončje leta 1758. Res so ga ponovno opazili na predvidenem mestu za božič leta 1758, Halley pa je tako za vedno dal svoje ime najslavnejšemu med vsemi kometi.
V začetku 19. stoletja je podobne izračune opravil tudi mladi nemški astronom Johann Encke za množico nenavadnih kometov, ki so jih odkrili konec osemnajstega in v začetku devetnajstega stoletja. Tudi on je, podobno kot Halley, pravilno ugotovil, da ne gre za več različnih kometov, temveč za enega samega, ki so ga njemu v čast poimenovali Enckejev komet.
Ti dve odkritji sta bili izredno pomembni. Prvič so ugotovili, da so kometi zanesljivo izvenzemeljskega izvora in da so tako kot planeti člani Sončeve družine.

ORBITE KOMETOV
Komete lahko v grobem razdelimo na dve skupini. V prvo skupino sodijo tisti, katerih obhodni čas je krajši od 200 let in potujejo po tirih, ki ležijo bolj ali manj v ravnini planetnih tirov. Imenujemo jih kratkoperiodični kometi. Gibljejo se po elipsah, njihovi tiri pa so zelo odvisni od gravitacijskih vplivov velikih planetov, posebno Jupitra. Zaradi tega kometi ob vsakem obkroženju Sonca nekoliko spremenijo položaj orbite v prostoru. Zgodilo se je že, da je Jupiter za krajši čas celo ujel katerega od kometov (na primer kometa Gehrels 3 in pa Schoemaker-Levy 9), ali pa jim je le močno spremenil orbito (komet Otherma). Najdaljši obhodni čas med kratkoperiodičnimi kometi ima komet Grigg-Mellish, ki za pot okoli Sonca potrebuje 164,3 leta po orbiti, ki ga pelje celo za Plutonov tir.
Druga skupina kometov so dolgoperiodični kometi. Ti potujejo po tirih, ki so izredno podolgovate elipse z ekscentričnostjo, ki se približuje vrednosti e = 1. V bližino Sonca prihajajo iz vseh smeri, tako da so nakloni njihovih tirov proti ekliptiki poljubni. Obhodnega časa dolgoperiodičnih kometov ni mogoče natančno izračunati, saj jih njihove orbite v nekaterih primerih vodijo celo na pol poti do najbližjih zvezd. Komet Finsler iz leta 1937 ima na primer obhodni čas približno 14 milijonov let.
Tretja skupina kometov so hiperbolični kometi. Njihovi tiri so hiperbole, tako da mimo Sonca priletijo samo enkrat in se nato za vedno izgubijo v medzvezdnem prostoru.
Med kratkoperiodičnimi kometi lahko opazimo skupine, ki potujejo po orbitah, ki imajo afelij (točko, ki je najbolj oddaljena od Sonca) približno na razdalji Jupitrove orbite. Sestavljajo tako imenovano Jupitrovo družino kometov. Njihovi obhodni časi se gibljejo od 3,3 do 15 let. Število teh kometov se zaenkrat vrti okoli številke sto. Svoje manjše družine pa imajo tudi drugi veliki planeti Saturn, Uran in Neptun. Halleyev komet je na primer pripadnik Neptunove družine. Možno je tudi, da kometi prehajajo iz ene družine v drugo.

Posebno zanimivi so pripadniki Kreutzeve družine kometov. Družina je dobila ime po Heinrichu Kreutzu, ki je prvi opazil sorodnosti njihovih orbit. Ti kometi imajo perihelij (točko, najbližjo Soncu) na razdalji od 0,00164 do 0,009 astronomske enote od Sonca. Preračunano v kilometre zneseta ti razdalji od 250.000 do 1.350.000 kilometrov, kar se morda sliši veliko, dokler se ne spomnimo, da je polmer Sonca 700.000 kilometrov in da se razdalje perihelija vedno merijo od njegovega središča. Kometi te družine torej letijo skozi Sončevo korono, za nekatere izmed njih pa celo vemo, da so se v Sonce zaleteli (komet Howard-Kooman-Michels iz leta 1979). Ob tem divjem letu mimo Sonca jim ne preti toliko nekaj milijonov stopinj visoka temperatura plinov v koroni (ta je navedena zgolj kot ilustracija energije plina v koroni, ki je izredno redka), kot pa izredno močno Sončevo obsevanje na tej majhni razdalji. Na komet močno vplivajo tudi plimske sile, saj Sonce bližnjo stran kometa bolj privlači kot pa tisto, ki gleda proč od Sonca. Posledica tega je, da lahko komet razpade, kar se je leta 1965 zgodilo s svetlim kometom Ikeya-Seki, ki se je razletel na tri dele.
V Kreutzevo družino sodijo tudi nekateri izmed najsvetlejših kometov 19. stoletja, kot so na primer Veliki marčni komet iz leta 1843 (odlikoval se je predvsem po rekordno dolgem repu, ki je v dolžino meril kar 330 milijonov kilometrov), Veliki septembrski komet iz leta 1882 in Veliki južni komet iz leta 1887. Vsi ti kometi so najverjetneje nastali iz enega samega velikega kometa, ki je v bližini Sonca razpadel. Strokovnjak za kometne orbite Brian Marsden je celo predlagal, da bi to lahko bil tisti svetel komet, ki ga je že leta 371 pred našim štetjem opazoval Aristotel.

V nasprotju s Kreutzevo družino pa obstajajo tudi kometi z veliko perihelno razdaljo. Tak je bil komet Schuster iz leta 1976, ki je potoval po hiperbolični orbiti. Soncu se je najbolj približal na razdaljo 6,881 astronomske enote, kar je na pol poti med Jupitrovo in Saturnovo orbito. Drug ekstremen primer je komet Schwassmann-Wachmann 1. Sonce obkroža po skoraj krožni orbiti, ki nikdar ne zaide znotraj Jupitrove.

ZGRADBA KOMETOV
Tudi glede aktivnosti lahko komete ločimo na kratkoperiodične in dolgoperiodične. Prvi so praviloma šibki in le redkokdaj kažejo kakšno večjo aktivnost. Ker imajo kratek obhodni čas, so ti kometi od svojega nastanka že večkrat prišli v bližino Sonca in izgubili že večji del svoje mase. Razen kometa Halley so vsi svetli kometi dolgoperiodični. Ti kometi tudi izraziteje kažejo vse značilnosti »tipičnega« kometa, kot so koma, vodikov oblak ter prašni in plinski rep. Poglejmo si vsako od njih posebej.

Rep
Natančnejši pogled na komet z dobro razvitimi strukturami nam pokaže, da lahko ločimo dva tipa repov – prašne in plinske.
Prašni repi so rumenkaste barve, saj svetijo samo zaradi Sončeve svetlobe, ki se odbija od prašnih delcev. Imajo obliko zavitega loka in so zelo homogeni. V dolžino merijo od enega milijona pa do največ deset milijonov kilometrov. Tipičen delec v prašnem repu ima velikost okoli enega mikrometra. Rep je stran od Sonca obrnjen zaradi pritiska fotonov Sončeve svetlobe na prašne delce v njem (sevalni pritisk). Pri nekaterih kometih kot na primer pri kometu Arend-Roland iz leta 1957 ali pa kometu Kohoutek iz leta 1973 so opazili tudi repe, oziroma antirepe, ki so gledali proti Soncu. Kasnejši izračuni so pokazali, da je Zemlja ravno ob pojavu teh antirepov prečkala orbito kometa, kar je omogočilo, da je Sonce osvetlilo prašne delce, ki so skupaj s kometom potovali vzdolž njegovega tira.

Drugi tip repov so plinski repi. (Lahko bi jih imenovali tudi plazemski repi, saj Sončev veter pline v repu ionizira in nastane plazma – to je redek plin, ki ga sestavljajo ioni in elektroni in v katerem sta v ravnovesju ionizacija in rekombinacija.) Zaradi sevanja ionov ogljikovega monoksida (CO+) svetijo modrikasto, sestavljeni pa so iz goste in hladne mešanice elektronov in pozitivno nabitih ionov. Ponavadi so približno desetkrat daljši od prašnih repov (od 10 do 100 milijonov kilometrov), lahko pa dosežejo tudi več kot 300 milijonov kilometrov dolžine. Vedno so usmerjeni natančno stran od Sonca, kar je posledica medsebojnega vpliva ionov v repu, Sončevega vetra in medplanetnega magnetnega polja. Podrobnejši pogled pokaže, da se plinski rep največkrat razcepi na več posameznih curkov, ki izvirajo z omejenih področij jedra. Izviri curkov ležijo vedno na tisti strani jedra, ki je obrnjena k Soncu.
Ko se komet bliža Soncu, se začne povečevati njegova aktivnost. Sončeva svetloba ionizira molekule in atome v nastajajočem repu ter komi kometa in tako povzroči nastanek kometove ionosfere. Ti novonastali ioni se ujamejo v medplanetnem magnetnem polju. To povzroči, da se magnetne silnice ukrivijo okoli jedra kot na pol odprt dežnik, med Sončevim vetrom in kometovo plazmo pa nastane nekakšen udarni val. Ioni se razporedijo po silnicah in pri tem formirajo nevtralno področje (ang. current sheet) in pa vidni del plinskega repa, ki sveti zaradi ionizacije in rekombinacije atomov v njem. Plinski rep se neredko tudi odcepi od kometa, vendar pa ga kmalu nadomesti nov. Med zadnjim približanjem Halleyjevega kometa Soncu se je to zgodilo kar tridesetkrat. Do pojava pride, ko se prekine priključek plinskega repa v bližini jedra kometa. Razlogov za to je več. Lahko se zmanjša nastajanje ionov, ki tako oslabi kometovo ionosfero, da magnetno polje okoli jedra, kjer je plinski rep priključen, ni več dovolj močno, da bi ga lahko zadržalo. Podobno lahko na plinski rep deluje tudi Sončev veter. Močno povečan pritisk Sončevega vetra na kometovo ionosfero lahko povzroči, da ionosfero enostavno »odpihne« ali pa vsaj toliko oslabi, da se rep odcepi.

Vodikov oblak
Satelitski posnetki kometov v ultravijolični svetlobi so razkrili, da so kometi obkroženi z ogromnim vodikovim oblakom, ki lahko v premeru meri več milijonov kilometrov. Opazovanja vodikovih oblakov nekaterih svetlih kometov so astronomom omogočila, da so izmerili stopnjo produkcije vodikovih atomov v teh kometih. Na razdalji Zemljine orbite so izmerili več kot 1029 atomov v sekundi. Tako velika količina materiala ne more izvirati neposredno s površine jedra. Atomi so namreč leteli stran od jedra s hitrostjo približno 8 kilometrov na sekundo, kar je desetkrat več, kot bi pričakovali za material, ki bi nastajal s preprostim sublimiranjem s površine jedra. (Sublimacija je proces, ko neka snov pri določeni temperaturi in pritisku preide iz trdnega neposredno v plinsko stanje.) Večina vodika zato najverjetneje nastaja s svetlobno disociacijo hidroksilnega radikala (OH).

Koma
Jedro kometa obkroža kroglast oblak plinov in prahu, ki v premeru meri od sto tisoč do milijon kilometrov in se ponavadi pojavi šele takrat, ko je komet okoli tri astronomske enote oddaljen od Sonca. Plin v komi se razširja s hitrostjo od 0,5 do enega kilometra na sekundo in hkrati potiska prašne delce stran od jedra. Spektroskopska opazovanja plinov v komi različnih kometov so pokazala, da je le-ta v glavnem sestavljena iz nevtralnih atomov in molekul, medtem ko so ioni navzoči le v bližini jedra in v plinskem repu (najdene molekule, atomi in ioni so navedeni v tabeli). Pozornost vzbuja navzočnost razmeroma kompleksnih molekul kot so na primer HCN, CH3CN, (H2CO)n (polimeriziran formaldehid) in pa atomov težkih kovin. Kovine se pokažejo šele ob kometovem približevanju Soncu.
Koma Halleyevega kometa je imela ob njegovem zadnjem približanju Soncu naslednjo sestavo (merjeno kot število molekul): voda 80 odstotkov, ogljikov monoksid 10 odstotkov, ogljikov dioksid 3,5 odstotka, polimeriziran formaldehid nekaj odstotkov ter še sledi nekaterih drugih snovi. Sonde, ki so se leta 1986 približale Halleyevemu kometu, so merile tudi sestavo prašnih delcev. Te lahko razdelimo v tri kategorije. Prva so tako imenovani CHON delci, ki so sestavljeni predvsem iz ogljika, vodika, kisika in dušika. Drugi tip delcev ima silikatno strukturo in so mineraloško gledano zelo podobni skorjam kamnitih planetov in meteoritom. Najpogostejši tip delca pa je delec, katerega struktura je mešanica obeh omenjenih tipov. Po sestavi so zelo podobni primitivnim meteoritom, ki jim pravimo ogljikovi hondriti, le da so obogateni z glavnimi elementi delcev CHON. Tudi delci z imenom Brownlee, ki jih s posebnimi letali lovijo v Zemljini stratosferi, imajo najverjetneje kometni izvor.

Tam kjer vse izvira: jedro
Do poletov vesoljskih sond h kometu Halley leta 1986 nismo imeli nobene fotografije jedra katerega od kometov. Kljub temu pa je bilo neposrednih dokazov dovolj, da ni nihče dvomil o njegovem obstoju. Tipično jedro kometa naj bi bilo bolj ali manj okroglo, z visokim albedom (okoli 60 odstotkov). Ko smo končno ugledali jedro Halleyevega kometa, smo lahko ugotovili, da so bila predvidevanja o jedrih kometov dokaj napačna. Jedro je bilo večje, temnejše in bolj nepravilno kot so znanstveniki pričakovali. Halleyevo jedro je veliko 16 krat 8,2 krat 7,5 kilometra in ima obliko arašida oziroma krompirja (odvisno s katere strani gledamo). Zanimivo je, da njegovo površje ni ravno, temveč kaže celo morfološke značilnosti kot so hribi in doline, našli pa so celo kraterje. Površje jedra je tudi mnogo temnejše kot so pričakovali, saj odbija vsega tri odstotke vpadle svetlobe (albedo je tri odstotke), kar pomeni, da je temnejše od črnega premoga ali črnega žameta.

Infrardeča opazovanja s sond kažejo, da je bila temperatura na površju jedra na razdalji 0,8 astronomske enote od Sonca (takrat so mimo Halleya letele sonde) okoli 330 Kelvinov (57 stopinj Celzija). To je povsem v skladu s pričakovanji za tako temno in prašno telo, vendar pa do sublimacije plinov prihaja pri temperaturi, ki je za okoli sto Kelvinov nižja. Iz tega sledi, da do tega procesa ne prihaja na samem površju jedra, temveč nekoliko pod njim. Fotografije jedra, posnete z vesoljske sonde Giotto, so to domnevo potrdile. Na slikah so namreč vidni svetli vrelci, iz katerih bruhajo plini in prah. Ti tokovi so bili omejeni na območja na prisončni strani in so prekrivali približno desetino površja jedra. Svetli so najverjetneje zato, ker svetijo zaradi odbite svetlobe od prašnih delcev, ki jih s površja jedra potegne sublimiran plin. Ti delci so tudi edini pokazatelj vrelcev, saj pobegli plin hitro zapolni prostor okoli jedra in tako zakrije svoj izvor. Opazovanja so tudi pokazala, da vrelci ob Sončevem zahodu »ugasnejo« in se nato spet prižgejo, ko Sonce na kometu ponovno vzide. To kaže, da je prašna skorja nad vrelci bolj tanka kot nad preostalim površjem. Te luknje, iz katerih izvirajo vrelci, so tudi najverjetnejši izvor delcev Brownlee, ki nastanejo, ko tok plinov z robov lukenj odnese skorjo.
Vrelci so prav tako odgovorni za negravitacijske vplive na orbito kometa, zaradi katerih se nekaterim kometom krajša obhodni čas okoli Sonca.
Eno največjih ugank pa predstavlja rotacija jedra. Opazovanja so kazala, da se jedro Halleyjevega kometa okoli svoje osi zavrti enkrat v 53-ih urah, kar so potrdila tudi opazovanja z vesoljskih sond. Kasneje pa so druga opazovanja presenetljivo kazala na to, da je rotacijski čas 7,4 dneva. Astronomi še do danes niso povsem sprejeli nobene razlage, čeprav je najverjetneje, da jedro rotira s periodo 7,4 dneva okoli daljše osi in s periodo 53 ur po osi, ki je pravokotna nanjo. Ker pa je jedro zelo asimetrično, je celo možno, da rotira okoli vseh treh osi hkrati, upoštevati pa bi morali še precesijo rotacijskih osi.

Ljudje se kometov danes ne bojimo več, pogled nanje pa je še vedno ravno tako veličasten, kot je bil tedaj, ko smo o njih vedeli še bolj malo.

MOLEKULE, ATOMI IN IONI, NAJDENI V KOMAH IN REPIH KOMETOV

Molekule in atomi v komah:
H, OH, O, S, S2, H2O, H2CO, (H2CO) n, C, C2, C2, CH, CN, CO, CS, N2, NH, NH2, NH3, HCN, CH3CN, natrij, železo, kalij, kalcij, vanadij, krom, mangan, kobalt, nikelj, baker, silicij, magnezij, aluminij, titan

Ioni v plinskih repih:
CO+, CO2+, H2O+, OH+, H3O+, H+, CH+, CN+, N2+, C+, Ca+