Kometa

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy ciała niebieskiego. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Kometa
Kometa Hale'a-Boppa widziana z Chorwacji 29 marca 1997
Kometa McNaughta widziana w Swift’s Creek w stanie Victoria w Australii 23 stycznia 2007
Animacja przedstawiająca ruch komety okresowej (A – gwiazda, B – orbita najdalszej planety C – kometa)
Wikiquote-logo.svg
Zobacz w Wikicytatach kolekcję cytatów
na temat komety

Kometamałe ciało niebieskie poruszające się w układzie planetarnym, które na krótko pojawia się w pobliżu gwiazdy centralnej. Ciepło tej gwiazdy powoduje, że wokół komety powstaje koma, czyli gazowa otoczka. W przestrzeń kosmiczną jądro komety wyrzuca materię, tworzącą dwa warkocze kometarne – gazowy i pyłowy, skierowane pod różnymi kątami do kierunku ruchu komety. Gazowy warkocz komety jest zawsze zwrócony w kierunku przeciwnym do gwiazdy, co spowodowane jest oddziaływaniem wiatru słonecznego, który zawsze jest skierowany od gwiazdy. Pyłowy warkocz składa się z drobin zbyt masywnych, by wiatr słoneczny mógł znacząco zmienić kierunek ich ruchu.

Kometa wykazuje aktywność, kiedy przebywa w pobliżu gwiazdy, a potem znika w odległych rejonach układu planetarnego, gdzie przyjmuje postać zamarzniętej kuli skalno-lodowej. Jądro komety zbudowane jest z mieszaniny pyłów i drobnych odłamków skalno-lodowych, składających się z lodu wodnego, zestalonego dwutlenku węgla, amoniaku i metanu.

Ruch komet jest podatny na wpływy grawitacyjne innych ciał. Niekiedy komety pojawiają się niepostrzeżenie w centrum układu planetarnego i zderzają się z innymi ciałami. Komety okresowe stale tracą materię podczas każdego przelotu w pobliżu gwiazdy, co prowadzi do ich powolnego niszczenia. Kometa, która zanadto zbliży się do gwiazdy lub planety gazowej, może zostać rozerwana na wiele mniejszych ciał, tworzących formację obiektów mknących z ogromną prędkością. Na swoim torze komety pozostawiają drobiny materii. Przejście jakiejś planety przez taki obszar może być przyczyną wystąpienia roju meteorów.

Komety okresowe[edytuj | edytuj kod]

Komety okresowe powracają do centrum układu planetarnego regularnie, co kilkadziesiąt, kilkaset lat (a nawet rzadziej), bo poruszają się po bardzo wydłużonych orbitach eliptycznych. W jednym z ognisk takiej elipsy znajduje się gwiazda. Komety nieokresowe pojawiają się w centrum układu planetarnego tylko raz. Ich tor ma kształt paraboli lub hiperboli z gwiazdą w ognisku tej krzywej. Komety pochodzą z obłoków małych ciał otaczających gwiazdy posiadające układy planetarne, takich jak Obłok Oorta. Obłoki takie są pozostałością po procesie formowania się większych obiektów i najczęściej znajdują się poza orbitami najdalszych planet.

Nowe komety są stale odkrywane dzięki obserwacjom nieba z wykorzystaniem teleskopów o szerokim polu widzenia. Badaniami tego typu zajmują się zawodowi astronomowie oraz amatorzy rozrzuceni na całym świecie. Dzięki wykonywaniu wielu zdjęć tego samego obszaru nieba możliwe jest dostrzeżenie komety poruszającej się na tle nieruchomych gwiazd.

Słowo kometa pochodzi od łacińskiego cometes, które zostało zaczerpnięte od greckiego komē oznaczającego włosy na głowie. Jako pierwszy określenia komētēs użył Arystoteles, opisując je jako gwiazdy z włosami.

Właściwości fizyczne[edytuj | edytuj kod]

Komety okresowe pochodzą prawdopodobnie z Obłoku Oorta, nazwanego tak na cześć Jana Hendrika Oorta, który jako pierwszy postawił hipotezę dotyczącą istnienia poza Układem Słonecznym chmury małych obiektów[1] Niekiedy odległe orbity komet zostają zaburzone przez oddziaływanie grawitacyjne, co powoduje, że niektóre z nich kierują się w pobliże gwiazdy centralnej, wchodząc na długie orbity eliptyczne lub poruszając się po paraboli czy hiperboli.

Według jednej z hipotez w czasie zbliżania się komety do wnętrza układu planetarnego, promieniowanie gwiazdy centralnej powoduje topienie i parowanie zewnętrznych warstw jej jądra złożonych z lodu oraz wielu innych składników. Strumienie pyłu i gazu formują bardzo rozrzedzoną atmosferę, nazywaną komą, która wystawiona jest na oddziaływanie ciśnienia promieniowania oraz wiatru słonecznego. Zjonizowany gaz jest odpychany w kierunku od Słońca, poruszając się zgodnie z liniami pola magnetycznego. Pył pozostaje na torze przelotu komety, co powoduje, że wytworzony z niego warkocz jest niekiedy zakrzywiony. Jądro komety ma średnicę od 0,1 do 40 km[2], a średnica komy wynosi od 50 tysięcy do 250 tysięcy km[3].

Strugi gazu wyrzucane przez Kometę Borrelly’ego

Zarówno koma, jak i warkocz są podświetlane przez Słońce, dzięki czemu są doskonale widoczne na Ziemi, kiedy kometa znajdzie się w centrum Układu Słonecznego. Pył rozprasza światło słoneczne, podczas kiedy zjonizowany gaz świeci wskutek rozgrzania do wysokiej temperatury. Większość komet jest obserwowana za pomocą teleskopów, ale kilka razy w ciągu dekady pojawiają się komety widoczne dla nieuzbrojonego oka.

Zaskakująca jest obserwacja, zgodnie z którą jądra komet są jednymi z najciemniejszych obiektów krążących w układzie planetarnym. Zgodnie z pomiarami sondy Giotto jądro komety Halleya odbija tylko 4% światła słonecznego. Dzięki innej sondzie – Deep Space 1 – stwierdzono, że dla komety Borrelly’ego współczynnik ten mieści się w zakresie od 2,4% do 3%. Dla porównania asfalt odbija 7% światła, które na niego pada. Słońce uwalnia lotne substancje z jądra komety, pozostawiając związki organiczne złożone z długich łańcuchów węglowych, które są zwykle czarne, podobnie jak ropa naftowa. Ciemne ubarwienie przyspiesza nagrzewanie komety podczas przejścia przez wewnętrzne obszary układu planetarnego.

W 1996 r. stwierdzono, że komety emitują promieniowanie rentgenowskie[4], co zaskoczyło astronomów, którzy wcześniej nie przewidzieli tego fenomenu. Źródłem promieniowania rentgenowskiego mogą być zderzenia rozpędzonych jonów pochodzących z wiatru słonecznego z atomami zawartymi w atmosferze komety, co prowadzi do emisji w zakresie promieniowania rentgenowskiego oraz dalekiego ultrafioletu[5].

Parametry orbit[edytuj | edytuj kod]

Orbita komety Kohoutka oraz Ziemi. Orbity komet charakteryzują się dużą ekscentrycznością oraz bardzo szybkim ruchem w pobliżu Słońca

Komety są klasyfikowane według okresu obiegu na krótkookresowe (okresowe), które całą orbitę pokonują w czasie mniejszym niż 200 lat oraz długookresowe z większym czasem obiegu. Każdych z tych rodzajów komet jest trwale związany grawitacyjne z gwiazdą. Szczególną klasę stanowią komety, których orbity zawierają się w pasie planetoid[6]. Komety nieokresowe pojawiają się w centrum układu planetarnego tylko raz, poruszając się po torach parabolicznych lub hiperbolicznych i potem opuszczają układ planetarny na zawsze.

Współczesne obserwacje pozwoliły na wykrycie kilku komet poruszających się po hiperbolach, których obecność można przypisać grawitacyjnemu oddziaływaniu Jowisza. Jeżeli komety dotarły do Układu Słonecznego z przestrzeni międzygwiezdnej, powinny poruszać się z prędkościami typowymi dla względnego ruchu gwiazd (dziesiątki kilometrów na sekundę). Takie obiekty mają dodatnią całkowitą energię mechaniczną i poruszają się po szczególnie wydłużonych torach hiperbolicznych. Szacunki wskazują, że w ciągu jednego stulecia w obszarze wyznaczanym przez orbitę Jowisza mogą pojawić się cztery komety hiperboliczne. Szacunek jest na tyle niepewny, że faktyczna ich liczba może być różna o jeden lub dwa rzędy wielkości.

Kometa Enckego jest kometą okresową o jednym z najkrótszych czasów obiegu wokół Słońca. Jej orbita nigdy nie pozwala tej komecie na oddalenie się od gwiazdy centralnej na odległość większą niż promień orbity Jowisza. Komety o tak krótkich okresach pochodzą prawdopodobnie z Pasa Kuipera. Źródłem komet długookresowych jest zapewne Obłok Oorta. Astronomowie postawili szereg hipotez dotyczących mechanizmów prowadzących do wytrącania komet z ich orbit w kierunku centrum układu planetarnego. Według niektórych badaczy źródłem perturbacji mogą być bliskie przejścia innych gwiazd poruszających się po orbitach wokół centrum Drogi Mlecznej.

Mała masa komet oraz duża eliptyczność orbit prowadzi „gwiazdy z warkoczami” w pobliże gazowych gigantów Układu Słonecznego. Ruch komet może zostać zaburzony przez oddziaływania grawitacyjne największych planet. Najważniejszym źródłem takiego oddziaływania jest Jowisz, którego masa jest dwa razy większa niż suma mas wszystkich innych planet.

Wiele komet okresowych, które odkryto w przeszłości, „zginęło” z oczu astronomów. Ich orbity nigdy nie były znane z dość dużą dokładnością, aby możliwe było precyzyjne wyznaczenie ich przyszłego toru. Niektóre „nowe” komety po przeprowadzeniu dokładnych obliczeń okazują się być tymi zagubionymi obiektami. Przykładem może być kometa 11P/Tempel-Swift-LINEAR, odkryta w roku 1869 i zagubiona po 1908 na skutek oddziaływania Jowisza. Ponownie dostrzeżono ją dopiero w roku 2001 podczas obserwacji prowadzonych w projekcie LINEAR[7].

Nazewnictwo komet[edytuj | edytuj kod]

Przez ostatnie dwa stulecia nazwy nadawane kometom były tworzone według różnych zasad. Przed początkiem XX w. w nazwach większości komet umieszczano rok pojawienia się na niebie oraz dodatkowe określenia przypisywane najjaśniejszym, np. „Wielka Kometa z 1680” (kometa Kircha), „Wielka Kometa Wrześniowa z 1882, „Wielka Kometa Dzienna z 1910” („Wielka Kometa Styczniowa z 1910”). Po tym jak Edmund Halley stwierdził, że komety z lat 1531, 1607 i 1682 odpowiadają kolejnym przelotom jednego ciała przez centrum Układu Słonecznego i przewidział jej powrót w roku 1759, została ona nazwana Kometą Halleya. Na tej samej zasadzie nazwano kolejne odkryte komety okresowe, czyli kometę Enckego[8] i kometę Bieli[9], nazwane tak na cześć astronomów, którzy jako pierwsi obliczyli ich orbity. Potem przyjęto zasadę, że dla komet okresowych nazwa ma pochodzić od jej pierwszego odkrywcy.

Wielka Kometa Wrześniowa z roku 1882 (oznaczenie C/1882 R1)

Na początku XX w. przyjęto jednolity system nazewnictwa komet, który obowiązuje do dziś. Komety nazywane są od nazwisk maksymalnie trzech odkrywców, którzy zaobserwowali je niezależnie od siebie. W ciągu ostatnich kilku lat wiele komet odkryto dzięki pracy zespołów astronomów stosujących do tego celu specjalne teleskopy. W takiej sytuacji w nazwie komety umieszcza się nazwę instrumentu badawczego, np. Kometa IRAS-Araki-Alcock, odkryta przez satelitę IRAS oraz astronomów-amatorów Genichi Araki i George’a Alcocka. Jeżeli jeden badacz lub zespół astronomów odkryli więcej niż jedną kometę, do ich nazw dodawano kolejne numery, np. komety od Shoemaker-Levy 1 do 9.

Współcześnie automatyczne sondy odkrywają tak wiele komet, że taki system nazewnictwa okazuje się niepraktyczny. Do sierpnia 2005 r. sonda SOHO zaobserwowała 1000 nowych komet[10]. W takiej sytuacji zapewnienie każdej komecie unikalnej nazwy stało się mało praktyczne. W zamian wprowadzono system jednolitych oznaczeń, który pozwala na unikanie pomyłek.

Przed rokiem 1994 kometom nadawano najpierw oznaczenie prowizoryczne, składające się z roku odkrycia oraz małej litery wskazującej na kolejność odkrycia w danym roku. Np. Kometa Bennetta 1969i została odkryta jako dziewiąta w roku 1969. Po określeniu czasu przejścia przez peryhelium orbity, czyli momentu największego zbliżenia komety do Słońca, nadawano jej oznaczenie oparte na roku, w którym przechodzi ona przez ten punkt. Za rokiem dodawano liczbę cyframi rzymskimi, określającą kolejność wśród komet przechodzących przez peryhelium w tym samym roku. Kometa Benetta 1969i otrzymała oznaczenie definitywne Kometa Bennetta 1970 II, bo jako druga przeszła przez peryhelium w roku 1970[11].

Stały wzrost liczby odkrywanych komet doprowadził do zmiany tej procedury nadawania oznaczeń. W roku 1994 Międzynarodowa Unia Astronomiczna przyjęła nowy sposób oznaczania komet. Obecnie kometom nadaje się oznaczenie pochodzące od roku jej odkrycia, litery oznaczającej połówkę miesiąca dla daty odkrycia oraz kolejnego numeru dla wszystkich komet odkrytych w ciągu tego okresu. Podobny system przyjęto wcześniej dla planetoid. Czwarta kometa odkryta w drugiej połowie lutego 2006 r. otrzymuje w ten sposób oznaczenie 2006 D4. Wprowadzono też specjalne przedrostki oznaczające typ komety:

  • P/ – kometa okresowa,
  • C/ – kometa nieokresowa,
  • X/ – kometa, dla której nie udało się określić dokładnej orbity,
  • D/ – zagubiona kometa lub taka, która uległa zniszczeniu,
  • A/ – kometa, która potem okazała się innym obiektem (planetoidą, planetą karłowatą itp.)

Po drugim przejściu przez peryhelium kometom okresowym nadawany jest numer określający kolejność ich odkryć[12]. Kometa Halleya, jako pierwsza uznana za okresową, ma oznaczenie 1P/1682 Q1, a kometa Hale-Boppa jest oznaczona jako C/1995 O1.

Niektóre obiekty mają nadany numer jako planetoidy, ale są również oznaczone jako komety okresowe:

Komety w historii nauki[edytuj | edytuj kod]

Pierwsze obserwacje i przemyślenia[edytuj | edytuj kod]

W starożytności powszechne było przekonanie, że komety wieszczą nieszczęście. Nagłe pojawienie się komety na firmamencie interpretowano jako atak bóstw lub innych nadnaturalnych bytów zamieszkujących niebiosa skierowany przeciw mieszkańcom Ziemi. Niektórzy naukowcy sądzą, że występujące w starożytnych tekstach nawiązania do „spadających gwiazd” obecne w eposie o Gilgameszu, Apokalipsie lub Księdze Henocha mogą odnosić się do komet lub bolidów.

W pierwszej części Meteorologii Arystoteles przedstawił swoje poglądy dotyczące komet, które w kulturze europejskiej stały się podstawą wiedzy na ich temat przez kolejne dwa tysiące lat. Grecki astronom odrzucił stwierdzenia kilku wcześniejszych filozofów, którzy sądzili, że komety są planetami lub mają z nimi jakiś związek. Arystoteles zauważył, że planety poruszają się zawsze w pasie ograniczonym przez gwiazdozbiory Zodiaku, podczas kiedy komety mogą pojawić się na dowolnej części sfery niebieskiej[13]. Według Arystotelesa komety miały być zjawiskiem zachodzącym w górnych warstwach atmosfery, gdzie gorące i suche opary miały czasami zbierać się i płonąć. Podobnie grecki filozof tłumaczył nie tylko pojawianie się komet, ale również meteorów, ich rojów oraz zorzy polarnej. Według niego również Droga Mleczna była tak naprawdę zjawiskiem atmosferycznym[14].

Kilku późniejszych filozofów starożytnych kwestionowało tezy Arystotelesa. Seneka Młodszy w jednej z ksiąg „Naturales quaestiones” zauważył, że komety poruszają się po niebie w sposób regularny, a ich ruch nie jest zakłócany przez wiatr, co jest typowe dla większości zjawisk meteorologicznych. Seneka stwierdził, że planety, owszem, zawsze pojawiają się na tle Zodiaku, ale nie ma żadnego logicznego powodu, aby ciało do nich podobne nie mogło się znajdować na innej części sfery niebieskiej, tym bardziej, że wiedza na temat ciał niebieskich jest bardzo ograniczona[15]. Poglądy na naturę komet propagowane przez Arystotelesa uznawano za bardziej wiarygodne aż do XVI w., kiedy potwierdzono, że komety znajdują się poza atmosferą Ziemi.

W roku 1577 na niebie przez kilka miesięcy widoczna była bardzo jasna kometa. Duński astronom Tycho Brahe, w oparciu o swoje pomiary połączone z informacjami od innych badaczy, stwierdził, że kometa nie wykazuje dającej się zmierzyć paralaksy. Według jego obliczeń „gwiazda z warkoczem” znajdowała się przynajmniej cztery razy dalej od Ziemi niż Księżyc[16].

Badania ruchu komet[edytuj | edytuj kod]

Tor komety z 1680 daje się dopasować do paraboli (ilustracja z dzieła Principia autorstwa Newtona)

Pomiary Tycho Brahe udowodniły, że komety znajdują się w przestrzeni pozaziemskiej, ale nierozwiązana została kwestia ich ruchu, którą rozważano przez następne stulecie. W roku 1609 uczeń duńskiego astronoma – Jan Kepler – wykazał, że planety nie krążą wokół Słońca po torach mających postać okręgów. Dokładne pomiary pozwoliły wykazać, że planety poruszają się po torach eliptycznych, zgodnie z prawami Keplera. Jednak komety, zdaniem duńskiego astronoma, poruszały się po liniach prostych. Galileusz, mimo że był zwolennikiem kopernikańskiego obrazu Wszechświata, odrzucał pomiary paralaksy wykonane przez Tychona Brahe. Włoski astronom sądził, że komety znajdują się w ziemskiej atmosferze i poruszają się po liniach prostych[17].

Jako pierwszy związek między ruchami planet i komet dostrzegł William Lower[16] w roku 1610. Jego zdaniem do komet również należało stosować prawa Keplera. W następnych dekadach wielu astronomów, takich jak Pierre Petit, Giovanni Borelli, Adrien Auzout, Robert Hooke, Johann Baptist Cysat i Giovanni Cassini popierało koncepcję parabolicznych lub eliptycznych torów komet. Z drugiej strony badacze tacy jak Christian Huygens czy Jan Heweliusz byli przekonani, że „gwiazdy z warkoczami” poruszają się po liniach prostych[17].

Ostateczne rozstrzygnięcie przyniosła jasna kometa, odkryta 14 listopada 1680 r. przez Gottfrieda Kircha. Astronomowie w całej Europie śledzili jej ruch przez kilka miesięcy. W roku 1681 saksoński pastor Georg Samuel Doerfel przedstawił obliczenia pozwalające na dopasowanie toru komety do paraboli ze Słońcem w ognisku. W roku 1687 Isaac Newton wydał swoje dzieło Principia Mathematica. Teoria grawitacji pozwalała na pełne wyjaśnienie ruchu komet, zarówno okresowych, jak i nieokresowych. Jako przykładu w obliczeniach Newton użył toru komety z roku 1680[18].

W roku 1705 Edmond Halley zastosował metodę obliczeń zaproponowaną przez Newtona dla 24 komet, które zaobserwowano w latach od 1337 do 1698. Okazało się, że parametry orbitalne komet z lat 1531, 1607 i 1682 były bardzo podobne. Halley doszedł do wniosku, że była to jedna kometa, która odwiedzała centrum Układu Słonecznego co 75 lat. Dalsze obliczenia Halleya wykazały, że zmiany parametrów orbity wynikały z perturbacji grawitacyjnych powodowanych przez oddziaływania Jowisza i Saturna. Halley przewidział, że kometa pojawi się ponownie w latach 1758-9[19]. Wcześniej Robert Hooke uznał komety z lat 1664 i 1618 za jeden obiekt[20], Jean-Dominique Cassini podejrzewał, że komety z lat 1577, 1665, i 1680 odpowiadały kolejnym odwiedzinom innej komety okresowej[21]. Obaj się mylili. Halley jako pierwszy poprawnie przewidział powrót komety. Obliczenia angielskiego astronoma zostały powtórzone przez trzech francuskich matematyków Alexisa Clairauta, Josepha Lalande i Nicole-Reine Lepaute, którzy wykonali je z większą dokładnością. Według ich szacunków kometa miała przejść przez peryhelium w roku 1759. Datę podali z dokładnością miesiąca[22]. Kiedy kometa powróciła w pobliże Słońca zgodnie z przewidywaniami, nazwano ją na cześć nieżyjącego już wtedy Edmonda Halleya. Obecnie nosi ona oficjalne oznaczenie 1P/Halley i kolejny raz zawita na ziemskim niebie w roku 2061.

Kometa Halleya dzięki swojej jasności mogła być za każdym razem obserwowana przez astronomów gołym okiem, co pozwoliło na zebranie dość bogatych historycznych zapisków. Kolejne komety okresowe odkrywano już z pomocą teleskopów. Jako druga za kometą okresową została uznana kometa Enckego (oznaczenie 2P/Encke). W latach 1819-1821 niemiecki matematyk i fizyk Johann Franz Encke obliczył orbity dla komet z lat 1786, 1795, 1805 i 1818, co pozwoliło mu stwierdzić, że tak naprawdę była to ta sama kometa. Encke przewidział jej powrót w roku 1822[8]. Przed końcem wieku pary i elektryczności znano siedemnaście komet okresowych. Do kwietnia 2006 r. astronomowie sklasyfikowali 175 komet okresowych, z których kilka w tym czasie uległo zniszczeniu lub zaginęło w bezmiarze kosmosu. W efemerydzie komety są czasami oznaczane symbolem „☄”.

Badania właściwości fizycznych komet[edytuj | edytuj kod]

Orbity komet są bardzo wydłużonymi elipsami. Na ilustracji przedstawiono dwa warkocze

Według Newtona komety miały być niezbyt wielkimi, sztywnymi i jednorodnymi bryłami, odpornymi na uderzenia. Według angielskiego fizyka komety cechowało podobieństwo do planet, ale miały większą swobodę ruchu i mogły poruszać się po bardzo wydłużonych eliptycznych orbitach. Warkocz komet miał być zdaniem Newtona strugą bardzo rozrzedzonego gazu, wytwarzanego w głowie komety na skutek działania ciepła słonecznego. Według niego komety były niezbędne, aby zapewnić Ziemi nowe dostawy wilgoci traconej na skutek parowania. Newton uważał, że bez takiego uzupełnienia wody planeta szybko zamieniłaby się w pustynię. Według ojca teorii grawitacji również powietrze na Ziemi miało pochodzić z wyziewów wytwarzanych przez komety.

Inni naukowcy sądzili, że komety mogą być niezbędne, aby dostarczyć Słońcu paliwo:

„Aby poruszyć z tego wielkiego ciągu parowania
Odświeżająca wilgoć na ciałach niebieskich,
Poprzez ich długie eliptyczne wiatry; być może
By użyć gasnącemu słońcu nowego paliwa,
Aby rozświetliło światy i nakarmiło eteryczny ogień.”
– „James Thomson”, „Pory roku (The Seasons)” (1730; 1748)[23].

Jednak w wieku XVIII niektórzy badacze stawiali inne hipotezy dotyczące natury komet. W roku 1755 Immanuel Kant postawił tezę, zgodnie z którą komety byłyby zbudowane z substancji lotnych, których gwałtowne parowanie podczas przejścia przez peryhelium było źródłem astronomicznego widowiska[24]. W roku 1836 niemiecki matematyk Friedrich Wilhelm Bessel po obserwacji przejścia przez peryhelium komety Halleya w roku 1835 doszedł do wniosku, że strugi gazu wytwarzane przez głowę komety mogą na zasadzie odrzutu generować siłę ciągu dość dużą, aby w dający się zmierzyć sposób zaburzyć ruch komety. Bessel w ten sposób tłumaczył niezgodności toru komety Enckiego z obliczeniami zakładającymi istnienie wyłącznie perturbacji wynikających z oddziaływania grawitacyjnego[25].

W znaczący sposób obraz komet zmienił się w latach 1864-1866, kiedy włoski astronom Giovanni Schiaparelli obliczył orbitę Perseidów, czyli deszczu meteorów regularnie pojawiającego się w atmosferze Ziemi. Okazało się, że parametry orbity odpowiadają komecie Swift-Tuttle. Związek między deszczami meteorów a kometami stał się oczywisty, kiedy w 1872 r. Ziemia weszła w rój meteorów pochodzących z komety Biela. W roku 1846 kometa Biela podczas przejścia przez peryhelium rozpadała się na dwa fragmenty, a po 1852 nigdy już jej nie dostrzeżono[9]. Astronomowie doszli do wniosku, że składała się ona z kosmicznego gruzu połączonego lodem w jedna zmrożoną bryłę.

Model ten zakwestionowano dopiero w połowie XX w., bo był on sprzeczny z obserwacjami ogromnych ilości gazów wytwarzanych przez komety podczas kolejnych przejść w pobliżu Słońca. W roku 1950 Fred Lawrence Whipple zaproponował model, zgodnie z którym kometa była górą lodu zanieczyszczonego pyłem oraz skalnymi odłamkami[26]. W powszechnej świadomości powstało przeświadczenie, że kometa jest „brudną śnieżką”. Hipoteza została ostatecznie potwierdzona w roku 1986. W kierunku zbliżającej się do Ziemi komety Halleya pomknęła armada automatycznych sond, które miały zbadać jej budowę.

Sondy badające komety[edytuj | edytuj kod]

Sonda Deep Space 1 podczas spotkania z kometą Borrelly’ego (wizja artysty)

Wystrzelone przez Europejską Agencję Kosmiczną sonda Giotto oraz dwie sondy startujące z ZSRR Wega 1 i Wega 2 przekazały na Ziemię obraz jądra oraz strumieni gazu uwalniającego się z lodu. Sonda Giotto w 1986 roku dotarła w pobliże komety Halleya i minęła jej jądro z prędkością ponad 60 km/s. 21 września 2001 sonda NASA Deep Space 1 zbadała w podobny sposób kometę Borrelly’ego, potwierdzając że podobnie wyglądają inne „gwiazdy z warkoczami”.

Komety powstały w zewnętrznych obszarach układów planetarnych. Proces mieszania materiału wewnątrz dysku protoplanetarnego doprowadził do przemieszczenia na zewnątrz drobnych krystalicznych ziaren minerałów, które powstały w pobliżu rodzącej się gwiazdy[27].

Od roku 2002 trwają spory dotyczące ilości lodu obecnego w kometach. Zespół NASA kontrolujący Deep Space 1 uzyskał obrazy wysokiej rozdzielczości, na których była widoczna kometa Barrellego. Według badaczy mimo obecności strumieni gazu, powierzchnia komety jest ciepła i twarda, co stało w sprzeczności z założeniem, że jej powierzchnię pokrywa lód:

„Spektrum sugeruje, że powierzchnia jest ciepła i sucha. Zaskakujący jest brak śladów lodu wodnego.” (Laurence Soderblom z.S. Geological Survey).

Według badaczy wygląd komety da się wytłumaczyć długotrwałym działaniem Słońca. Cały lód na powierzchni stopił się i powstała skorupa zasłaniająca znajdujące się pod spodem zasoby wody[28].

Sonda Stardust wystrzelona w roku 1999 zebrała w styczniu 2004 cząsteczki z komy komety Wild 2. Na Ziemi próbki wylądowały w styczniu 2006 r. Claudia Alexander, badaczka uczestnicząca w programie Rosetta w należącym do NASA Laboratorium Napędów Odrzutowych (ang. Jet Propulsion Laboratory), stwierdziła, że jej modele wskazują na bardzo dużą aktywność strumieni gazu wyrzucanego z komety. Obserwacje potwierdziły ich znaczą ilość na komecie oraz obecność po ciemnej stronie. Zdaniem Alexander strumienie mogą mieć dość siły, aby wyrwać z komety spore głazy. Kometa Wild 2 podczas oglądania z bliska niewiele przypominała zmrożoną hałdę kosmicznego gruzu[29].

W czerwcu 2005 r. sonda Deep Impact wystrzeliła w kierunku Komety Tempel 1 pocisk, który wybił w jądrze „gwiazdy z warkoczem” krater. Obserwacje efektów kolizji z sondy Deep Impact oraz Rosetta miały posłużyć lepszemu zrozumieniu budowy komet. Obrazy uzyskane z sondy Deep Impact wykazały, że na powierzchni komety nie ma zbyt wiele lodu, który znajduje się na niewielkim obszarze. Większa część komet pokryta jest warstwą minerałów. Para i inne gazy wydostają się z wnętrza komety poprzez strumienie, które zasilają komę[30].

Sonda Rosetta wejdzie w roku 2014 na orbitę komety Churyumova-Gerasimenko i umieści na jej powierzchni mały lądownik.

Nietypowe komety[edytuj | edytuj kod]

Kometa Enckego w peryhelium znajduje się bliżej Słońca niż Merkury, natomiast w aphelium zbliża się w pobliże orbity Jowisza, co oznacza, że jej orbita jest bardzo eliptyczna.

Na drugim biegunie znajduje się kometa 29P/Schwassmann-Wachmann, której orbita bardzo przypomina okrąg. Odległość tej komety od Słońca mieści się między promieniami orbit Jowisza i Saturna[31]. Podobnie jest w przypadku komety (2060) Chiron, która została początkowo uznana za planetoidę, ale potem zauważono, że otacza ją bardzo rozrzedzona koma. Chiron krąży po prawie kołowej orbicie, która zawiera się między orbitami Saturna i Urana; obiekty tego typu nazywa się obecnie centaurami. Za planetoidę uznano początkowo również kometę Shoemaker-Levy 2[32]. Postawiono hipotezę, według której niektóre planetoidy bliskie Ziemi mogą być wypalonymi jądrami komet, które wyrzuciły już w przestrzeń wszystkie składniki lotne i nie wytarzają ani komy ani warkocza.

Astronomowie zaobserwowali kilka przypadków rozpadu komety na mniejsze fragmenty. W roku 1846 kometa Biela rozpadła się na dwa fragmenty podczas przejścia przez peryhelium. W roku 1852 ostatni raz dostrzeżono przejście w pobliżu Słońca tych dwóch fragmentów zniszczonego jądra. W latach 1872 i 1885 na niebie pojawiły się roje meteorów, które pokrywały się z czasem przelotu zniszczonej komety[33].

Komety bliskie Słońcu[edytuj | edytuj kod]

Inną grupę komet stanowią komety muskające Słońce. Przechodzą one niezwykle blisko powierzchni Gwiazdy Dziennej, co powoduje ich gwałtowne niszczenie. Przykładem może być tutaj kometa Ikeya-Seki, której jądro w roku 1965 rozpadło się na trzy fragmenty tuż przed największym zbliżeniem do Słońca. Obserwacje sondy SOHO przyczyniły się do okrycia wielu innych komet, które przelatują w pobliżu Słońca.

Kometa Shoemaker-Levy 9[edytuj | edytuj kod]

Formacja fragmentów jądra komety Shoemaker-Levy 9 zmierza w kierunku Jowisza

Odkryta w 1993 roku kometa Shoemaker-Levy 9 nie mieściła się w definicji tych ciał niebieskich. Kiedy pierwszy raz ją zaobserwowano stwierdzono, że jej orbita w jednym ze swoich ognisk nie miała Słońca, jak wszystkie inne komety, ale Jowisza. W roku 1992 w peryjovium została schwytana w grawitacyjne kleszcze tego gazowego giganta, co doprowadziło do jej rozpadu na kilka fragmentów. Kolejna pętla orbity tej komety została tak zacieśniona, że jej następne peryjovium znalazło się wewnątrz planety. W czerwcu 1994 w ciągu 6 dni kolejne fragmenty Shoemaker-Levy 9 wdzierały się do atmosfery Jowisza, powodując olbrzymie eksplozje, które obserwowali astronomowie na całym świecie oraz sondy badające w tym czasie odległe obszary Układu Słonecznego. Taka kolizja komety z planetą była obserwowana przez astronomów po raz pierwszy.

Najjaśniejsze komety XXI wieku[edytuj | edytuj kod]

Obraz komety Hyakutake w promieniach rentgenowskich

W XXI wieku w Polsce można było dostrzec gołym okiem kilkanaście komet - były to:

  1. C/2006 P1 (McNaught) - w maksimum miała około -6 mag i była widoczna w dzień kilka stopni od Słońca. Przez kilka wieczorów w styczniu 2007 była widoczna wyraźnie gołym okiem (z kilkustopniowym złocistym warkoczem) tuż nad horyzontem, kilkanaście-kilkadziesiąt minut po zachodzie Słońca - w tym czasie jedynym jaśniejszym od niej obiektem na niebie była Wenus.
  2. 17P/Holmes - w październiku 2007 wybuchła, jaśniejąc z około 16-17 mag do aż 2.5 mag, przez co stała się widoczna gołym okiem nawet z dużych miast. Początkowo była malutka i skondensowana, ale jej rozmiary szybko rosły, a jasność powierzchniowa malała. Gołym okiem była ponad 4 miesiące - aż do początku marca 2008, choć pod koniec tego okresu można ją było dostrzec jedynie z bardzo ciemnych miejsc.
  3. 153P/Ikeya-Zhang - na przełomie marca i kwietnia 2002 osiągnęła jasność około 3.0 mag i była wyraźnie widoczna gołym okiem. Na ciemnym niebie gołym okiem widoczny był długi na ponad 5 stopni warkocz. Gołym okiem była dostrzegalna przez 3 miesiąca (marzec - maj 2002).
  4. C/2001 Q4 (NEAT) - w Polsce można ją było obserwować mniej więcej od 10 maja 2004. Jej jasność wynosiła wtedy już około 3.0 - 3.5 mag. W kolejnych dniach była dość dobrze widoczna gołym okiem, przy czym jej warkocz był dostrzegalny jedynie na ciemnym niebie. W lornetce rozciągał się na mniej więcej 5 stopni. Gołym okiem było ją widać mniej więcej do połowy maja.
  5. C/2004 Q2 (Machholz) - gołym okiem była widoczna od grudnia 2004 do lutego 2005. Początkiem stycznia 2005 osiągnęła jasność około 3.5 mag i była widoczna wysoko na ciemnym niebie. Jej warkocz był słaby, choć w lornetce na ciemnym niebie rozciągał się na jakieś 3 stopnie.
  6. C/2004 F4 (Bradfield) - przeszła blisko Słońca i rozwinęła długi jasny warkocz. Gołym okiem widoczna zaledwie około 4 dni (25 - 28 kwietnia 2004). Jej jasność spadała wówczas od około 3 mag do 5 mag. Kometa znajdowała się w niedużej elongacji i była widoczna jedynie przez krótki czas około świtu. Posiadała długi na 5-10 stopni dość jasny warkocz. Najjaśniejsza część warkocza była dostrzegalna gołym okiem, pod warunkiem że obserwacje były prowadzone na przejrzystym niebie z dala od świateł dużych miast.
  7. C/2002 V1 (NEAT) - przeszła bardzo blisko Słońca i przez krótki czas była bardzo jasna. Początkiem lutego 2003 można ją już było dostrzec gołym okiem. Miała wtedy około 5 mag i dość jasny, długi na 2-3 stopnie warkocz, niewidoczny jednak gołym okiem, bo kometa świeciła nisko nad horyzontem. Do 10 lutego pojaśniała już do około 3.5 mag, ale z dnia na dzień świeciła na coraz jaśniejszym niebie, przez co gołym okiem była widoczna bardzo słabo. W dniach 12-13 lutego 2003 miała już jasność około 2 mag i widoczna była przez lornetkę na jasnym niebie kilkadziesiąt minut po zachodzie Słońca. Gołym okiem była wtedy ledwo dostrzegalna.
  8. C/2001 A2 (LINEAR) - pomimo pierwotnych prognoz, wg których w maksimum jasności miała mieć około 10 mag, stała się obiektem widocznym gołym okiem. W Polsce pojawiła się jako obiekt widoczny gołym okiem kilka tygodni po maksimum jasności. Miała wtedy jakieś 4.5 mag. W kolejnych dniach nieco osłabła, ale po 10 lipca przydarzył jej się niewielki wybuch, dzięki któremu ponownie osiągnęła jasność około 4.5 mag. Gołym okiem była widoczna mniej więcej do 20 lipca.
  9. C/2006 M4 (SWAN) - około 24 października 2006 przydarzył jej się niewielki wybuch, w wyniku którego pojaśniała z 5.5 mag do około 4.0 - 4.5 mag. Przez następne kilka dni była dość łatwo dostrzegalna gołym okiem. Później osłabła z powrotem do 5.5 - 6.0 mag,
  10. C/2007 N3 (Lulin) - pod koniec lutego 2009 osiągnęła jasność około 5.0 mag. W lornetce widoczne były u niej warkocz i antywarkocz. Gołym okiem była dostrzegalna przez około 3 tygodnie.
  11. 103P/Hartley - w październiku 2010 przeszła blisko Ziemi i przez kilka dni miała jasność około 5.0 mag. Gołym okiem była dostrzegalna przez około 3 tygodnie.
  12. C/2009 R1 (McNaught) - około połowy czerwca 2010 osiągnęła jasność 5.0 - 5.5 mag i była słabo widoczna gołym okiem z ciemnych miejsc.
  13. 8P/Tuttle - w styczniu 2008 przechodząc dość blisko Ziemi osiągnęła około 5.5 mag i na ciemnym niebie była przez kilka dni dostrzegalna gołym okiem.
  14. 73P/Schwassmann-Wachmann - w maju 2006 przeszła bardzo blisko Ziemi, co więcej dwa powroty wcześniej rozpadła się. Gołym okiem na ciemnym niebie przez kilka dni były dostrzegalne 2 najjaśniejsze fragmenty: B, który w wyniku licznych wybuchów osiągnął na krótko jasność około 5.0 mag oraz C, który przez kilka dni miał jasność około 6.0 mag. Oba składniki posiadały widoczne w lornetce krótkie warkocze.

Wybrane komety[edytuj | edytuj kod]

Zestawienie wybranych komet:

Komety w kulturze[edytuj | edytuj kod]

Przez centrum Układu Słonecznego przelatuje każdego roku kilkaset niewielkich komet, ale tylko kilka zostaje zauważonych przez opinię publiczną. W każdej dekadzie pojawia się przeciętnie jedna kometa, którą można dostrzec gołym okiem na nocnym niebie. W przeszłości bardzo jasne komety stawały się pożywką dla ludzkiego strachu, prowadząc do wybuchów paniki i histerii, bo powszechne było przekonanie, że stanowią dla mieszkańców Ziemi znak przed nadejściem jakiejś katastrofy.

Przed wynalezieniem teleskopów pojawienie się na niebie gwiazdy z warkoczem było dla ludzi nagłym wydarzeniem. Potem kometa tak samo szybko znikała z pola widzenia. Starożytni astrolodzy uznawali pojawienie się komety za zły znak oznaczający rychłą śmierć króla albo jakąś katastrofę. Starożytne teksty, takie jak np. chińskie zapiski na kościach do wróżenia, sugerują, że ludzie dostrzegali komety od tysiącleci.

Detal Tkaniny z Bayeux upamiętniający pojawienie się Komety Halleya

Jednym z najbardziej znanych artefaktów, na którym przedstawiono kometę Halleya jest Tkanina z Bayeux przedstawiająca podbój Wysp Brytyjskich przez Normanów w roku 1066. Przypadkiem miało to miejsce w tym samym roku[36].

W roku 1910 podczas przejścia przez peryhelium komety Halleya Ziemia znalazła się w jej warkoczu kometarnym. Dyletantyzm dziennikarzy spowodował, że gazety opublikowały błędne informacje na temat domniemanego zagrożenia powodowanego przez cyjan zawarty w gazach pochodzących z komety, co wywołało wśród czytelników poczucie zagrożenia. W roku 1997 podczas przejścia przez peryhelium komety Hale’a-Boppa kilkudziesięciu wyznawców kultu Wrota Niebios popełniło masowe samobójstwo, sądząc, że w ten sposób mogą dostać się na statek kosmiczny, ukrywający się w jej warkoczu.

Odkryte przez Polaków[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Komety odkryte przez Polaków.

Ciekawostki[edytuj | edytuj kod]

Jeszcze w XIX wieku słowo kometa było rodzaju męskiego: ten kometa.

Był to kometa pierwszej wielkości i mocy, Zjawił się na zachodzie, leciał ku północy; (Adam Mickiewicz, Pan Tadeusz, księga VIII)

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

WiktionaryPl nodesc.svg
Zobacz hasło kometa w Wikisłowniku

Przypisy

  1. Oort, J. H. The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands, Vol XI, No. 408, pg 91-110.1950. (ang.). NASA Astrophysics Data System. [dostęp 5 lipca 2006].
  2. February 2011: Small Bodies -- Big Impacts. W: Solar System Exploration: Year of the Solar System [on-line]. NASA.
  3. O naturze komet. „Urania”, czerwiec 1983. [zarchiwizowane z adresu 2008-10-12].
  4. First X-Rays from a Comet Discovered (ang.). [dostęp 5 marca 2006].
  5. Probing space weather with comets (ang.). [dostęp 5 marca 2006]. [zarchiwizowane z adresu 2006-09-28].
  6. IAU bulletin IB74.
  7. Kronk: Cometography '11P/Tempel-Swift-LINEAR' (ang.). 2001-2005. [dostęp 5 marca 2006].
  8. 8,0 8,1 Kronk, '2P/Encke'.
  9. 9,0 9,1 Kronk, '3D/Biela'.
  10. The SOHO 1000th Comet Contest (ang.). 2005. [dostęp 5 marca 2006].
  11. Bill Arnett: Astronomical Names (ang.). 2000. [dostęp 5 marca 2006].
  12. Cometary Designation System. 1994. [dostęp 2014-08-01].
  13. Arystoteles: Meteorologia l. 1. c. 6.. 350 p.n.e.. (ang.)
  14. Arystoteles: Meteorologia l. 1. c. 7.. 350 p.n.e.. (ang.)
  15. Carl Sagan, Ann Druyan: Comet. Nowy Jork: Random House, 1985, s. 23-24. ISBN 0-394-54908-2. (ang.)
  16. 16,0 16,1 A Brief History of Comets, part I. Europejskie Obserwatorium Południowe, 2003. (ang.)
  17. 17,0 17,1 Subodh Mahanti: Development of Cometary Thought, Part II (ang.). 2001. [zarchiwizowane z adresu 2013-02-16].
  18. I.S. Newton: Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica. Londyn: 1687. (ang.)
  19. Edmundo Halleio. Astronomiæ Cometicæ Synopsis. „Philosophical Transactions”. 1705 numer 24. s. 1882-1899 (ang.). 
  20. Samuel Pepys: The Diary of Samuel Pepys, M.A., F.R.S.. Londyn: George Bell & Sons, 1893., 1 marca 1664/5.
  21. Sagan, s. 42-43.
  22. Sagan, s. 83.
  23. „From his huge vapouring train perhaps to shake
    Reviving moisture on the numerous orbs,
    Thro' which his long ellipsis winds; perhaps
    To lend new fuel to declining suns,
    To light up worlds, and feed th' ethereal fire.”
    James Thomson, „The Seasons” (1730; 1748).
    .
  24. Sagan, s. 77.
  25. Sagan, s. 117.
  26. A Comet Model I. The Acceleration of Comet Encke. „Astrophysical Journal”, s. 375-394, 1950. 
  27. Roy van Boekel: The building blocks of planets within the 'terrestrial' region of protoplanetary disks, Nature Vol. 423 s. 479. [dostęp 2007-01-08].
  28. NASA Spacecraft Finds Comet Has Hot, Dry Surface. 2002. [dostęp 2006-03-05].
  29. Robert Roy Britt: Strange Comet Unlike Anything Known. 2004-06-17. [zarchiwizowane z adresu 2008-05-13].
  30. NASA’s ‘Deep Impact’ Team Reports First Evidence of Cometary Ice. [dostęp 2 lutego 2007].
  31. Kronk, '29P/Schwassmann-Wachmann 1'.
  32. Kronk, '137P/Shoemaker-Levy 2'.
  33. The Andromedids („Bielids”). [dostęp 2009-06-02].
  34. Rosetta Project. The Imperial College, wrzesień 2002.
  35. Rosetta. European Space Agency.
  36. Britain’s Bayeux Tapestry, scene 1 (ang.). Reading Museum Service, 2000-2004. [dostęp 22 marca 2005].

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons
  • Vigyan Prasar Science Center (2001). „Development of Cometary Thought”: