Kometer, reliker från begynnelsen
Plötsligt har det kommit något nytt på den nattliga skyn.
Alltjämnt tindrar de välkända stjärnorna och månen
sprider
sitt varma sken, men ett okänt föremål har visat sig,
en
komet. Ungefär en gång per decennium passerar en ljus
stark komet över himlen och man kan då få se någonting
förunderligt vackert och fantasieggande.
Tidiga observationer
I alla tider har kometer fascinerat människan. Man har funnit
berättelser om spektakulära kometer från många
tidiga civilisa-
tioner. Halleys komet till exempel har blivit observerad och
omskriven ända sedan år 240 f.kr. Man förknippade sällan
kome-
ter som himlakroppar, i västerländska kulturer till exempel
trodde man att kometer var förebrådelser för ondska.
Kometer, synliga för blotta ögat, ses som en diffus fläck
av
ljus på natthimmeln. Vissa har en utsträckt svag, nästan
dimmig,
svans. Precis som månen och planeterna förflyttar sig kometerna
jämfört med stjärnorna från natt till natt. Kometer
är tillfälliga
besökar på natthimlen och är synliga under korta perioder
på
några dagar till någon månad, för att sedan
försvinna under
många år.
Edmund Halley, känd för att ha givit namn åt Halleys
komet (se figur 1), var den första som förstod att kometer
åter
kommer. Han beräknade när "hans" komet skulle återkomma
och
efter hans död uppkalldes den efter honom. Normalt uppkallas
kometer efter dess upptäckare.
Vad är en komet
En komet kan liknas vid en smutsig snöboll, ungefär 1-10 km
stor, som har kastats in mot solen från ett enormt avstånd.
När
den kommer nära solen värms kometen upp och mycket av den
förångas. Det är det man ser som en komet med svans.
(figur 2,
visar en komets delar).
Kärnan
Kometens atmosfär, det man ser, kommer från en liten fast kärna.
Det är kärnan som är den riktiga kometen. Den består
troligen av
material från det tidiga solsystemet, så som stoft och
olika isar.
Vanligast är is (H2O) men man har även observerat isar bestå
ende av kolmonoxid, koldioxid, ammoniak, metan och metanol.
Stoftet, det som smutsar ner snöbollen, består av mycket
små
mörka primitiva kolväten och silikater.
Aktiva kärnor
När kometen närmar sig solen värms den upp och kärnas
yttre
lager börjar förångas, kärnan blir aktiv. Eftersom
kometer är rela
tivt små klar de inte av att hålla kvar sin nybildade atmosfär,
utan
den flyter iväg med en fart av cirka 1 km/s. Denna flykt av gas
kan påverka kometens bana, speciellt om kärnan är liten
och
roterar. Vid rotation blir hela tiden den fjärdedel av kärnan
som
är i "eftermiddags läge" varmast (jämför med jorden)
varmed det
sprutar ut mest gas i den riktningen. Denna icke gravitationella
kraft är försumbar om kärnan är stor.
Kometens atmosfär
Kometens atmosfär utgörs av de gaser som förångas
från kärnan
tillsammans med stoft och annat fast material som följer med.
Atmosfären, som även kallas kometens huvud, expanderar med
en fart av cirka 1 km/s, vilket leder till att den kan anta en enorm
storlek. Huvudet brukar bli större än jupiter, ibland närmare
en
miljon kilometer i diameter.
Från kometen frigörs stora mängder väte. Dels
från förång
ningen av is men även från solens nedbrytning av gaserna
i
atmosfären. Vätet går inte att observera från
jorden utan måste
mätas från sateliter ovanför jordatmosfären. Detta
innebar att
man inte upptäckte vätehöljet förrän 1970.
Detta vätehölje är
normalt tio gånger så stort som komethuvudet.
Svansen
Många kometer utvecklar en eller flera svansar när de närmar
sig
solen (se figur 3). Svansen på en komet är en förlängning
av dess
atmosfär. Den består av samma gaser och stoft som huvudet.
Redan på 1500-talet förstod observatörer att svansen
pekar
bort från solen och inte längs kometens bana. Newton försökte
förklara det med en repulsiv kraft från solljuset som trycker
bort
partiklarna från komethuvudet, en ide som inte var helt fel.
Idag vet man att den kraft som får svansen att peka bort
från solen skapas av solvinden. Solvinden är en utåtströmmande
plasma (het joniserad gas) som påverkar plasman i komethuvu
det och för iväg den med en fart av cirka 400 km/s. Solvinden
påverkar kraftigt enbart joniserad gas. Andra krafter, huvudsakli
gen strålningstrycket, påverkar stoftpartiklarna i komethuvudet,
precis som Newton trodde.
Svansen växer vanligtvis när kometen närmar sig solen.
Vissa kometsvansar har blivit längre än avståndet mellan
jorden
och solen!
När svansen pariklar har lämnat komethuvudet påverkas
de
endast av krafter som är riktade mot och från solen (gravitatio
nella- och repulsivakrafter). Detta innebär, enligt Kepplers lagar
(något förenklat: ju större avstånd från
solen desto lägre banhas
tighet), att partiklarna i svansen får en lägre banhastighet
ju när
mare svanstippen de färdas. Svansen ligger i samma plan som
kometbanan och pekar mer eller mindre bort från solen med en
svag böjning bakåt från färdriktningen.
Dubbla svansar
De flesta kometer utvecklar två väldigt olika svansar. Den mest
framstående är plasma svansen, den är nästan rak
och består av
joner, främst CO+, N2+ och H2O+. Dessa joner strålar i olika
våg
längder och ger svansen färg, Till exempel så var kometen
Hale-
Bopps plasmasvans blå.
Den andra svansen är en stoftsvans, den är mer utbredd och
vanligtvis böjd. Stoftsvansen reflekterar soljuset och är
därför
oftast vit.
Stoftsvansen produceras av solens strålnings tryck. Varje
foton av elektromagnetiskstrålning har en liten mängd rörelse
mängd. När fotonen träffar en partikel, eller absorberas
av den, så
överförs fotonens rörelsemängd till partikeln,
varmed denna får
en fart. På stora partiklar är denna kraft försumbar
jämfört med
solens dragningskraft. Men på de väldigt små partiklarna
i
komethuvudet kan denna strålningskraft bli större än
gravitatio
nen. Solens strålningskraft är mest effektiv på partiklar
vars stor
lek ligger nära medelvåglängd för soljuset, ca
500 nm.
Stoftsvansen är ofta bred, eller flera, eftersom olika stora
partiklar accelereras olika mycket. Ibland är denna svans tydligt
solfjäder formad. Den eftersläpande kanten av solfjädern
består
då av de största partiklarna och böjs bakåt mest
(accelereras
minst).
Varifrån kommer kometer?
På grund av att många kometer har nästan paraboliska banor,
kan
man fråga sig om alla kometer är medlemmar i solsystemet
eller
om några är vilsekomna besökare från yttre rymden?
Det mesta
tyder dock på att kometer alltid har tillhört solsystemet.
Den paraboliska banan är ett mellanting mellan elliptisk
bana (bunden till solen) och hyperbolisk bana (obunden), (se
figur 4). Om kometer kom från yttre rymden skulle deras banor
vara uteslutande hyperboliska. Men de flesta kometer har en
elliptiska bana med en väldigt stor excentritet (mycket utdragna),
som nära solen är väldigt likt en parabolisk bana.
De få kometerna med svagt hyperboliska banor anses ha
blivit störda av någon stor planet, som jupiter eller uranus.
Även
fast kometer kan lämna solsystemet genom växelverkan med
pla
neter, så har ingen komet observerats med en tydlig hyperbolisk
bana, vilket i så fall skulle tyda på att den kom från
yttre rymden.
Ett annat argument för att kometer tillhör solsystemet är
att
de kommer från slumpmässigt olika riktningar. Om de kom
från
yttre rymden skulle de uteslutande komma från den riktning
solen färdas åt.
Alla dessa observationer har lett till en allmänt accepterad
teori om att kometer tillhör solsystemet och att de närmar
sig
solen i elliptiska banor. De flesta med en vändpunkten extremt
långt bort från solen, ungefär 50 000 AE (1 AE, Astronomisk
Enhet, är medelavståndet mellan jorden och solen).
Kort- och långperiodiska kometer
Alla kometer kretsar kring solen i periodiska banor, men tiden
mellan två solpassager kan bli väldigt lång, ända
upp till miljon
tals år. Några av dessa långperiodiska kometer kan
få sin bana
störd, av till exempel jupiter, och gå in i en bana som
är betydligt
mindre och därmed bli en kortperiodisk komet. Om perioden
(tiden mellan två solpassager) blir kortare än två
hundra år klas
sas kometen som en kortperiodisk komet. Mest känd av dessa är
nog Halleys komet med en omloppstid på 76 år. Den kortaste
perioden, som är känd, har Enkes komet, bara 3,3 år.
Oorts kometmoln
Som nämnts tidigare har många kometer en beräknad vändpunkt
vid ett avstånd på omkring 50 000 AE (knappt ett ljusår).
Detta
sammanträffande upptäcktes först av en holländsk
astronom, Jan
Oort, år 1950.
Det går att räkna fram radien i en sfär, med en stjärna
i cen
trum, där stjärnan med sin gravitationskraft kan hålla
kvar ett
föremål i omlopp, kallat gravitationell-inflytelse-sfär.
För solen
sträcker sig denna sfär strax bortom just 50 000 AE. Oort
före
slog därför att kometer var objekt som kretsar kring solen
med en
vändpunkt nära kanten av denna gravitationella-inflytelse-sfär.
Detta område kallas Oorts kometmoln (se figur 5). När sedan
någon närbelägen stjärna påverkar kometens
bana så att den pas
serar närmar solen, blir kometen synlig för oss.
Dessa variationer i kometbanorna innebär att det måste
passera många kometer i närheten av planetbanorna utan att
bli
upptäckta. De som syns är de som passerar riktig nära
solen och
värms upp tillräckligt mycket.
Kuiper bältet
Inte alla kometer har sitt ursprung i Oorts moln. Astronomer har
kommit fram till att många kortperiodiska kometer härstammar
från områden mycket närmare solen. Detta område
kallas Kuiper
bältet, efter en amerikansk astronom som först nämnde
teorin om
ett ytterligare kometområde.
Astronomerna tänker sig att Kuiper bältet, precis som aste
roid bältet, är platt och ligger i solsystemets plan, strax
utanför
plutos bana. På så sätt skiljer det sig från
Oorts moln som är
sfäriskt.
Det är först på senare tid (1994) man verkligen har
obser
verat objekt i Kuiper bältet och därmed kunnat stödja
denna
teori.
Hur många kometer finns det?
De enda kometer vi kan se är de som har fått sina banor ändrade
så att de kommer närmare solen. Kometerna från utkanten
av
Oorts moln (50 000 AE från solen) får sina banor rubbade
av när
belägna stjärnor och kometerna i Kuiper bältet (50 AE
från
solen) får sina banor ändrade av planeterna i solsystemet.
Men hur många är det som har stabila banor mellan dessa
områden och därför inte är synliga? Astronomer
tror att det kan
vara så många som 1013 (tio miljoner miljoner) stycken.
Om en
typisk kometkärna är som Halleys komet så motsvarar
den totala
massan för alla kometer tusen jordmassor -mer än alla planeter
tillsammans!
Uppkomsten av kometmoln
Det finns två teorier om hur Oorts kometmoln bildades. Antingen
är det uppbyggt av material som kondenserats på plats, tiotusen
tals AE från solen, eller så bildades kometerna närmare
solen och
sedan slungats ut till dessa avstånd.
Det är lättast att tänka sig att kometer har kondenserats
i
utkanten av solnebulosan (ursprungs molnet som sedan blev sol
systemet). Enda problemet är att det finns så många
kometer. Vid
bildandet av solsystemet tunnades solnebulosan ut kraftigt med
ökat avstånd från solen. Då är det svårt
att förstå hur så mycket
material kunnat kondenseras på dessa avstånd, eller hur
så små
partiklar har kunnat samla ihop sig till kroppar på flera kilometer.
En mer trolig hypotes är att kometer har slungats ut till
Oorts moln från sina ursprungliga banor kring uranus och neptu
nus. Räkningar visar att om många isiga "planetbyggstenar"
fanns kvar när jätte planeterna hade bildats skulle de flesta
av
dessa isklumpar ha slungats iväg av den gravitationella samver
kan mellan dessa två planeter. Om denna teori stämmer så
är
kometer överblivna byggstenar från de yttre planeterna,
bevarade
i 4,5 miljarder år, djupfrysta i kylan som råder i rymden.
Kometers öden
När en komet närmar sig de inre delarna av solsystemet, ändras
dess tidigare händelsefattiga liv mycket snabbt. Naturligtvis
kan
kometen överleva sitt första solpassage och återvända
till de kal
lare utdelarna av solsystemet där den har tillbringat de senaste
4,5 miljarder åren.
Men å andra sidan kan kometen mycket väl träffa solen
eller komma så när att den slits sönder. Observationer
från rym
den visar att åtminstone ett par kometer per år kolliderar
med
solen.
Vanligtsvis kommer inte en ny komet så pass nära solen,
men istället kan den påverkas av en eller flera planeter.
En komet
som har kommit inom en planets gravitationella inflytande har
tre möjliga öden: (1) den kan träffa planeten och kometens
histo
ria tar slut på en gång (se figur 6): (2) den kan slungas
iväg i en
hyperbolisk bana och lämnar därmed solsystemet för alltid;
eller
(3) den kan tvingas in i en kortperiodisk bana. I det sista fallet
är
slutet nära för kometen. Varje gång den närmar
sig solen kommer
den att förlora mycket av sin materia och löper dessutom
en
betydlig risk att träffa någon planet. När en komet
är i en kortpe
riod bana är dess livstid mätt i tusentals år, mot
annars miljardtals
år.
Figur 6, det första av 21 fragment från den splittrade kometen
Shoema
ker-Levy 9, träffar jupiter. Bilden överst till vänster
visar jupiter strax
innan träffen, det ljusa klotet till höger om jupiter är
ett kometfrag
ment.På bilden längst ner till höger har det trängt
ner i atmosfären.
Kometen spllittrades när den passerade väldigt nära
jupiter 1992 för att
i juli 1994 träffa planeten