Aktywność komet
Gwałtowne wybuchy jasności komet są jednym z najciekawszych i jednocześnie najbardziej spektakularnych przejawów aktywności komet. Zjawisko to zainteresowało astronomów w latach 20. ubiegłego stulecia.
Komety stanowią bardzo specyficzną grupę drobnych ciał kosmicznych krążących w Układzie Słonecznym po orbitach mających w przybliżeniu kształt krzywych stożkowych (elips, parabol lub hiperbol), w których ogniskach znajduje się Słońce. Najważniejszą składową komety jest jej jądro – trwała struktura będąca nośnikiem masy kometarnej. Jądro kometarne przyjmuje najczęściej kształt nieregularnej bryły podobnej nieco do elipsoidy, cygara lub orzeszka ziemnego, o wymiarach średnio rzędu kilku kilometrów.
Ogólnie akceptowany model jądra komety podany w połowie ubiegłego stulecia przez amerykańskiego astronoma F. Whipple’a zakłada, że jądro komety jest konglomeratem lodów, przy czym lód kometarny to zamarznięte gazy wymieszane z materiałem meteorytowym. Na materiał lodowy składa się głównie woda oraz takie związki jak CO2, CO, NH3, C2N2 itp. Materiał meteorytowy to cząstki pyłu o wymiarach od 10–7 m do okruchów skalnych o rozmiarach rzędu kilku centymetrów.
Struktura jądra jest prawdopodobnie porowata, przy czym może ono zawierać obszary wypełnione różnymi gazami. Gdy jądro komety zbliża się do Słońca, lody kometarne zaczynają sublimować w swojej naturalnej kolejności zgodnej z temperaturami parowania.
Ciepło słoneczne przenika z powierzchni do warstw wewnętrznych komety, wywołując parowanie zamrożonych gazów. Najbardziej lotne substancje mające najniższe temperatury parowania, takie jak CH4, CO, H2, parują już w głębokich, zimnych warstwach jądra. W warstwie bliższej powierzchni, cieplejszej, wymienione powyżej substancje już wyparowały i dlatego parują w niej takie związki jak CO2 lub NH3. W najbardziej zewnętrznych warstwach parują substancje najmniej lotne, przede wszystkim H2O lub H2O2.
Taki mechanizm parowania pozwala na zachowanie porowatej struktury jądra i uwalnianie się gazów z różnych warstw, a co za tym idzie – na obserwowane istnienie różnych gazów w głowie komety przy jej zbliżaniu się do Słońca. Parujące gazy unoszą ze sobą cząsteczki pyłów i małe ziarna lodu wodnego zabrudzonego uwięzionymi w nich pyłami kometarnymi.
W ten sposób rozbudowuje się głowa komety w postaci halo zarówno gazowego, jak i lodowo-pyłowego, przy czym jego grubość optyczna przynajmniej w dużych odległościach od Słońca jest niewielka.
Na powierzchni jądra gromadzą się cząsteczki pyłów i ziarna lodowe, które są zbyt duże, aby pod wpływem ciśnienia parujących gazów opuścić jądro komety. Dla nich siła grawitacji komety przewyższa siłę związaną z oddziaływaniem molekuł sublimujących lodów. Dlatego zaczyna tworzyć się płaszcz okrywający jądro komety. Zawiera on substancje i cząsteczki nielotne w danych warunkach fizycznych, panujących przy powierzchni jądra komety. Ponieważ ma on porowatą strukturę, więc molekuły substancji bardziej lotnych sublimujące z warstw podpowierzchniowych mogą przez niego przenikać i opuszczać jądro komety.
Ogólnie jednak istnienie płaszcza znacznie osłabia tempo sublimacji materii kometarnej. W normalnych warunkach tylko niewielka część powierzchni (rzędu kilku procent) kometarnego jądra wykazuje pełną aktywność sublimacyjną. Część uniesionych w halo cząsteczek pyłu może również utworzyć warkocz (czasami nazywany również ogonem) pyłowy, a zjonizowane molekuły substancji lotnych warkocz jonowy komety.
Spektra komet w części wizualnej i bliskiej podczerwieni są zbliżone do promieniowania ciała doskonale czarnego o temperaturze 6000 K, są więc rozproszonym światłem słonecznym. Brak rozproszenia Rayleigha wskazuje, że udział dużej ilości cząstek o znacznie mniejszych wymiarach niż wspomniany powyżej zakres widma w halo komety jest zaniedbywalny. Warto podkreślić, że model zaproponowany przez Whipple’a jest niesprzeczny z dotychczas obserwowanymi faktami dotyczącymi ewolucji komet i zasadniczo okazał się zgodny zarówno z wynikami misji halleyowskich z 1986 roku, jak i późniejszych misji kometarnych Stardust, Deep Impact czy Stardust-NExT.
Ze względu na okres obiegu wokół Słońca komety dzielimy na długookresowe (o okresie orbitalnym P spełniającym warunek: P > 200 lat) oraz krótkookresowe (o okresie orbitalnym P spełniającym warunek: P < 200 lat).
Szczególną grupę stanowią komety jednopojawieniowe (nieokresowe), które poruszają się wokół Słońca po orbitach parabolicznych lub nawet hiperbolicznych. Zbliżają się one z głębi przestrzeni kosmicznej w pobliże Słońca, by następnie z powrotem opuścić na zawsze Układ Słoneczny.
Ich ruch wokół Słońca jest więc nieokresowy. Powszechnie uważa się, że komety penetrujące wewnętrzne rejony Układu Słonecznego pochodzą najprawdopodobniej z dwóch źródeł: albo z tzw. obłoku Oorta, czyli sferycznej warstwy o promieniu rzędu od 10 000 AU do 100 000 AU otaczającej Słońce, albo ze znacznie bliższego obszaru, tzw. dysku Kuipera rozpościerającego się od odległości około 40 AU od Słońca.
Z obłoku Oorta komety przenoszone są do wnętrza Układu Słonecznego przez perturbacje pochodzące od najbliższych gwiazd.
Analogicznie komety zawarte w dysku Kuipera zmieniają swoje orbity na bardziej zanurzające się we wnętrze Układu Słonecznego pod wpływem perturbacji pochodzących od wielkich planet: Jowisza, Saturna, Urana lub Neptuna. Różnorodne i liczne aspekty poznawcze związane z kometami, a jednocześnie niepowtarzalne piękno, zmienność i nieprzewidywalność tych obiektów kosmicznych sprawiają, że zgłębianie ich tajemnic jest wyjątkowo pasjonującą przygodą, zarówno intelektualną, jak i estetyczną, dla setek astronomów mających szczęście zajmować się zawodowo tymi szczególnymi wagabundami kosmicznymi.
Aktywność komet może manifestować się w różnorodny sposób. Jednym z najbardziej spektakularnych jej przejawów są wybuchy blasku komet, które można obserwować jako nagłe, nieprzewidywalne, gwałtowne pojaśnienia tych ciał niebieskich. Innym bardzo specyficznym przejawem fizycznej aktywności komety jest zjawisko emisji z jądra komet mniejszych lub większych okruchów materii kometarnej, w postaci ziaren pyłowo-lodowych lub większych bryłek lodu i skał. Przyczyną tego zjawiska jest sublimacja materii kometarnej lub specyficzne kometarne gejzery. Właśnie tym dwom zjawiskom – wybuchom blasku oraz wyrzutom z jądra odłamków materii skalno-lodowej – poświęcony jest niniejszy artykuł.
Wybuchy blasku komet
Gwałtowne wybuchy jasności komet są jednym z najciekawszych i jednocześnie najbardziej spektakularnych przejawów aktywności komet. Zjawisko to zainteresowało astronomów w latach 20. ubiegłego stulecia. Wtedy to w 1927 roku została odkryta kometa 29P/Schwassmann–Wachmann, najprawdopodobniej w czasie maksimum jednego ze swoich licznych wybuchów. Obecnie jest powszechnie przyjęte, że wybuch blasku komety to nagły, nieoczekiwany wzrost jej jasności o więcej niż jedną wielkość gwiazdową, przeciętnie od 2 do 5 wielkości gwiazdowych; czasami wyjątkowo nawet do 9. Tak więc nie należy tego zjawiska mylić z detonacją w znaczeniu eksplozji materiału wybuchowego.
Wybuchy jasności są często odnotowywane zarówno dla komet okresowych, jak i jednopojawieniowych. Najbardziej znaną przedstawicielką komet wybuchających jest wspomniana już kometa 29P/ Schwassmann–Wachmann 1. Kometa ta obiega Słońce po prawie kołowej orbicie mającej mimośród e = 0,045, która jest położona pomiędzy orbitami Jowisza i Saturna. Odległość komety od Słońca zmienia się od 5,5 AU do 7,5 AU w czasie jej orbitalnego okresu wynoszącego P = 16 lat. Wielu astronomów obserwowało i analizowało jej wybuchy.
Normalnie w nieaktywnej fazie kometa wygląda jak rozmyta tarcza, czasami ze słabo zauważalnym zgęszczeniem centralnym, będąc obiektem o jasności od 18m do 19m. Nagle w ciągu kilku godzin lub dni w jej głowie powstaje gwiazdopodobne jasne jądro, które rozszerza się z prędkością rzędu 100–400 m/s, przechodząc w tarczę planetarną, a następnie w swoiste halo kometarne z malejącą na zewnątrz jasnością powierzchniową.
W czasie wybuchu widmo komety bardzo przypomina widmo słoneczne. Stąd wnioskujemy, że jest ono po prostu promieniowaniem elektromagnetycznym Słońca, odbitym i rozproszonym przez cząsteczki pyłów kometarnych i ziaren lodowych. Czasami jednak udaje się stwierdzić słabą emisję CO+. Jest to zrozumiałe, jeśli uwzględni się fakt, że wybuchy komety mają miejsce w takich odległościach heliocentrycznych, gdzie zasadniczo nie obserwuje się kometarnych widm emisyjnych.
W czasie maksimum wybuchu jasność komety jest o kilka wielkości gwiazdowych większa niż w fazie nieaktywnej i jej blask wynosi od 13m do 14m. W tym miejscu warto przypomnieć, że im obiekt astronomiczny jest jaśniejszy, tym bardziej w lewo, w stronę wartości ujemnych, jest przesunięty na skali wielkości gwiazdowych (magnitudo). Podczas zjawiska wybuchu jasności kometarne zgęszczenie centralne rozciąga się na odległość około 300 000 km, licząc od centrum głowy.
Po pewnym czasie (20–30 dniach) wygląd komety wraca do stanu sprzed wybuchu. Spodziewana zmiana obserwowanej jasności komety, wynikająca ze zmiany odległości w stosunku do Ziemi, powinna wynosić jedynie –1,3m. W czasie wieloletnich obserwacji tej komety dostrzega się przeciętnie kilka wybuchów jej jasności w roku. Wybuchy innych komet mają w zasadzie podobny charakter(…)
Amerykański astronom C. Whitney, w celu wyjaśnienia wybuchów blasku komety 29P/Schwassmann-Wachmann 1, zaproponował w 1955 roku tzw. mechanizm ciśnieniowy. Według niego temperatura powierzchni jądra tej komety w odległości heliocentrycznej 5,5 AU winna wynosić około 130 K. W tej temperaturze zaczyna sublimować CH4. Intensywne parowanie sporadycznych koncentracji tej substancji może prowadzić do zwiększenia ciśnienia w zagłębieniach struktury porowatej komety i oderwania się od jądra warstwy zewnętrznej.
W różnych odległościach od Słońca inne substancje stanowiące domieszki lodu wodnego mogłyby być odpowiedzialne za wybuchy, lecz mechanizm byłby zawsze podobny: substancje bardziej lotne niż lód wodny, parując w jamach podpowierzchniowych struktury porowatej jądra, powodują znaczny wzrost ciśnienia uwięzionego w nich gazu. Jeśli wartość ciśnienia przewyższy wytrzymałość materiału kometarnego na rozerwanie, to przy niezbyt głębokim położeniu jam wypełnionych tym gazem następuje gwałtowne rozerwanie przykrywającej je warstwy powierzchniowej jądra i wyrzut materii gazowo-pyłowej. Odsłonięcie warstw głębszych, bogatszych w substancje lotne prowadzi do gwałtownego wzrostu tempa sublimacji i zwiększenia ilości materii w halo komety. Tym samym całkowity przekrój rozproszeniowy cząstek stanowiących głowę komety gwałtownie rośnie i kometa rozprasza znacznie więcej światła słonecznego.
W ostateczności obserwujemy wybuch blasku komety. Proponowany mechanizm wydaje się realistyczny i w oparciu o niego można zadowalająco wyjaśnić niektóre charakterystyczne cechy wybuchów komety 29P/Schwassmann–Wachmann 1. Jednak nie można go uznać za jedyny mechanizm odpowiedzialny za przyczyny wybuchowej aktywności wszystkich komet.
Po pierwsze, według niego wybuchy komet powinny grupować się w tych odległościach heliocentrycznych, które odpowiadają rozpoczęciu sublimacji przez substancje odpowiedzialne za wybuchy.
Po drugie, różne substancje inicjujące wybuchy występują w kometach w różnej koncentracji, co prawdopodobnie prowadziłoby do istotnych morfologicznych różnic w wybuchach. Inaczej mówiąc, jakość wybuchów i częstotliwość ich występowania byłyby prostą funkcją odległości heliocentrycznej komety, czego jednak nie potwierdza zebrany bogaty materiał obserwacyjny.
Również kruchość, mała wytrzymałość i porowatość materiału kometarnego czynią możliwość uwięzienia znacznych ilości gazów w zagłębieniach struktury jądrowej dość problematyczną.
Drugi z kolei mechanizm, zaproponowany przez amerykańskich astronomów B. Donna i H. Ureya w 1956 roku, oparty jest na założeniu, że niektóre składniki jądra kometarnego mogą w sprzyjających warunkach ulec transformacji w materiał silnie wybuchowy.
Panuje powszechne przekonanie, że w skład jąder kometarnych wchodzą wolne rodniki takie jak NH czy OH. Rodnik NH jest stabilny w odpowiednio niskich temperaturach, lecz po ogrzaniu transformuje się do azotanu amonu NH4N3, który w temperaturze 148 K eksploduje. Potrzebnym źródłem energii cieplnej miałyby być protony słoneczne. Z kolei rodnik OH przechodzi w H2O2 w temperaturze 77 K. Mieszanina nadtlenku wodoru z pyłem węglowym jest silnie wybuchowa i przy dostatecznie dużej koncentracji rodników OH można oczekiwać silnych wybuchów. Jednak dla zapewnienia wybuchów blasku od –2m do –3m koncentracja rodników wydaje się zdecydowanie za niska.
Powyższy mechanizm jest również silnie zależny od temperatury, co oznacza, że wybuchy komet byłyby bardzo wyraźną funkcją odległości heliocentrycznej komety. Chemiczne eksplozje mogłyby być jedynie źródłem krótkotrwałych rozbłysków na samym początku wybuchu, ale nie mogą podtrzymywać go w relatywnie dość sporym okresie jego trwania.
Trzeci mechanizm, podany przez rosyjskiego astronoma O. Dobrowolskiego w 1966 roku, oparty jest na przypuszczeniu, że nagłe, duże zwiększenie intensywności promieniowania słonecznego w obszarze ultrafioletowym lub rentgenowskim może powodować gwałtowny wzrost aktów rozpadu pierwotnych, macierzystych molekuł wchodzących w skład głowy komety. Jeśli molekuły wtórne, powstałe z rozpadu molekuł macierzystych, będą w polu promieniowania słonecznego zdecydowanie bardziej stabilne, to będzie to prowadzić do istotnego wzrostu całkowitej ilości molekuł w głowie komety i tym samym do wzrostu jej blasku.
Powyższa hipoteza ma również swoje słabe strony. Zasadniczy jest fakt, że wiąże ona ściśle aktywność wybuchową komet z aktywnością słoneczną, oraz to, że według niej widmo komety w czasie wybuchu jej blasku byłoby zdominowane przez silne pasma emisyjne, co jest sprzeczne z obserwacjami.
W 1972 roku czeski astronom Z. Sekanina pracujący w Stanach Zjednoczonych przedstawił mechanizm zderzeniowy, który opiera się na założeniu, że komety mogą zderzać się z małymi ciałami kosmicznymi orbitującymi w Układzie Słonecznym. Zasugerował on możliwość wybuchów blasku komet pod wpływem przypadkowych zderzeń komet z tzw. boulderami, które są najprawdopodobniej małymi asteroidami lub dużymi meteoroidami obiegającymi Słońce po eliptycznych orbitach położonych w odległościach 4,5–7,5 AU od centrum naszego Układu. Faktycznie, teoretyczne obliczenia potwierdzają, że zderzenie z ciałem o masie rzędu 105 kg krążącym po takiej orbicie mogłoby wyzwolić ilości energii rzeczywiście obserwowane w czasie wybuchów.
Zderzenie komety z międzyplanetarną skałą doprowadziłoby do wyrzutu materii z warstw powierzchniowych jądra do otoczki komety, powstania na powierzchni jądra krateru i odsłonięcia jego głębszych warstw. W ten sposób materia kometarna byłaby wyrzucana jednak tylko z jednego miejsca na powierzchni jądra i trudno byłoby wytłumaczyć symetryczne rozszerzanie się otoczki pyłowo-gazowej, najczęściej towarzyszące wybuchowi komety. Co prawda symetryczność otoczki w czasie wybuchu nie jest uniwersalną morfologiczną cechą komet i czasami obserwuje się ukierunkowane wyrzuty materii w czasie wybuchu komety, jednak w oparciu o powyższy mechanizm trudno wytłumaczyć wybuchy komet w bliskich lub dalekich odległościach heliocentrycznych.
Oczywiście zderzenia komet z drobnymi ciałami krążącymi w Układzie Słonecznym są bardzo prawdopodobne i przedstawiony mechanizm może być jedną z przyczyn wybuchów, lecz zasadniczo nie jest ich głównym źródłem. Również fakt, że nie obserwuje się relatywnego nasilenia gwałtownych rozbłysków komet w czasie ich przechodzenia przez pas asteroid, gdzie takie zderzenia są najbardziej prawdopodobne, czyni tę hipotezę bardzo problematyczną. Zderzenia komet z meteoroidami na pewno mają miejsce w Układzie Słonecznym i mogą prowadzić do wzrostów jasności komet, ale trudno je uznać za główną przyczynę rozpatrywanego zjawiska.
Współczesne poglądy na genezę zjawiska
W drugiej połowie XX stulecia, gdy powstawały przedstawione powyżej hipotezy, stan wiedzy astronomów dotyczący warunków i procesów fizycznych zachodzących w jądrach kometarnych był bardzo ubogi. Z tego powodu zaprezentowane powyżej modele i hipotezy, mając bardzo skromne podstawy zarówno doświadczalne, jak i teoretyczne, były z natury rzeczy często bardzo spekulatywne.
Z jednej strony wyniki misji kosmicznych do komet, szeroko przeprowadzane eksperymenty laboratoryjne oraz olbrzymi wzrost zastosowań symulacji numerycznych w badaniach ewolucji tych ciał niebieskich sprawiły, że nasza wiedza o fizyce komet wzrosła w ciągu ostatnich dziesięcioleci w sposób bezprecedensowy.
Z drugiej strony analiza zebranego materiału obserwacyjnego prowadzi do wniosku, że zjawisko może mieć różne przyczyny. Wydaje się bardzo realne, że wybuchy różnych komet mogą mieć różnorakie źródła lub też w sprzyjających okolicznościach kilka procesów jednocześnie ze sobą powiązanych stanowi przyczynę gwałtownego skoku jasności komety. Właśnie taka interpretacja wybuchów jasności komet pozwala zadowalająco wyjaśnić główne charakterystyki rozważanego zjawiska w szerokim zakresie odległości heliocentrycznych komet.
Bardzo oryginalną hipotezą proponowaną w celu wyjaśnienia wybuchów blasku komet jest transformacja amorficznego kometarnego lodu wodnego w lód krystaliczny. W świetle naszej aktualnej wiedzy o fizyce komet wielce prawdopodobny jest fakt, że pierwotny kometarny wodny lód ma strukturę amorficzną, ponieważ komety powstawały poprzez akrecję z planetozymali w rejonach Saturna i Neptuna. W tych warunkach fizycznych przy temperaturze mniejszej niż 95 K i ciśnieniach rzędu 1 Pa lód wodny kondensował w postaci amorficznej. Wynika to z faktu, że we wspomnianych warunkach fizycznych postać amorficzna jest preferowaną termodynamicznie formą istnienia wody. Kondensujący lód amorficzny mógł zawierać w sobie uwięzione cząsteczki takich substancji jak tlenek lub dwutlenek węgla.
Wodny, amorficzny lód ulega nieodwracalnej transformacji fazowej, przechodząc w lód krystaliczny o strukturze regularnej prostej. Tempo konwersji rośnie bardzo szybko wraz z temperaturą. Krystalizacja lodu amorficznego rozpoczyna się bardzo powoli przy temperaturze około 120 K, ale powyżej około 140 K jest niezwykle gwałtowna. Ta reakcja jest wysoce egzotermiczna. Wydzielone ciepło krystalizacji (Hcr = 104 J/kg) powoduje wzrost temperatury ulegających przemianie obszarów jądra komety, ich sublimację i uwolnienie uwięzionych w lodzie domieszek lotnych substancji takich jak tlenek czy dwutlenek węgla (…)
Aby opisać całokształt procesów towarzyszących zjawisku transformacji lodu amorficznego, wykorzystuje się równania opisujące fizyko-chemiczne procesy zachodzące wewnątrz jądra komety związane z prawami zachowania masy oraz energii. Niezbędne jest również uwzględnienie równania równowagi energetycznej na powierzchni komety, które ma fundamentalne znaczenie przy badaniu fizycznej ewolucji komet (…)
GRUPA MEDIA INFORMACYJNE & ADAM NAWARA |
