Komety – od strachu do naukowej fascynacji – część 1

Przełomem w badaniu ogoniastych gwiazd były prace wspomnianego przed chwilą angielskiego astronoma Edmunda Halleya, który jeszcze za młodu obserwował jasne komety XVII wieku, w tym słynną kometę Kircha z 1680 roku. Do tego czasu przyjmowano, że komety mogą poruszać się po liniach prostych lub ewentualnie parabolicznych (tak uważał chociażby Jan Heweliusz), chociaż kolejne obserwacje wskazywały, że nie jest to do końca prawda. Szczególnie owocna okazała się współpraca Halleya z genialnym Izaakiem Newtonem, którego matematyczne metody obliczania pozycji ciał niebieskich umożliwiły mu wyznaczyć orbity 24 komet obserwowanych w latach 1337-1698. W 1702 roku uczony opublikował dzieło „Synopsis Astronomiae Cometicae”. W dziele tym, wśród ogółu komet, zwrócił szczególną uwagę na trzy, odpowiednio z lat 1531, 1607 i 1682. Ich orbity były prawie identyczne, co skłoniło go do sformułowania hipotezy, że jest to jedna i ta sama kometa, która obiega Słońce w ciągu około 76 lat. Astronom zapowiedział oczywiście jej powrót pisząc:

(…) Dotychczas przyjmowałem, że orbity komet są ściśle paraboliczne; z tego założenia wynikałoby, że komety pochodzą z nieskończenie odległych przestrzeni i że znikają znowu w najdalszych częściach wszechświata, by nigdy już nie powrócić do Słońca. Ale ponieważ dość często się ukazują, więc zachodzi duże prawdopodobieństwo, iż poruszają się raczej po bardzo ekscentrycznych orbitach i powracają po upływie długich odstępów czasu; toteż ich liczba musi być ograniczona i nawet niewielka. Poza tym między Słońcem a stałymi gwiazdami jest tak wielka przestrzeń, że jest dość miejsca, aby kometa krążyła, chociażby okres jej obiegu był ogromnie długi. I rzeczy­wiście, istnieje dużo danych, które skłaniają mnie do przekonania, że kometa zaobserwowana przez Apiana w 1531 roku była tą samą kometą, której bardziej dokładny opis podali Kepler i Longomontanus w 1607 roku, i której powrót ja sam oglądałem i zaobserwowałem w 1682 roku. Wszystkie elementy są ze sobą zgodne i zdaje się nic nie przemawia przeciw mojemu przeświadczeniu, nie bacząc na nierówność okresów obiegu (…) Zatem sądzę, iż mogę zaryzykować prze­powiednię, że kometa powróci znowu w 1758 roku, a jeżeli powróci, nie będziemy mieli podstaw do powątpiewania, że i inne komety powracają (…)

Edmund Halley nie dożył skutecznej weryfikacji swojej przepowiedni, ale jego epokowe dzieło uczyniło go sławnym po dzień dzisiejszy. Natomiast kometę nazwaną jego nazwiskiem, której jak się później okazało, pierwsze udokumentowane historyczne obserwacje sięgają czasów starożytnych Chin, Babilonii, Armenii, Grecji i Rzymu, a także obszaru średniowiecznej Europy, Bizancjum, Bliskiego Wschodu i Japonii, można bez przesady określić jednym z najważniejszych i najbardziej znanych ciał niebieskich w historii astronomii. Wraz z odkrywaniem coraz większej liczby komet i obliczaniem ich orbit, astronomowie przekonali się więc, że obiegają one Słońce po orbitach keplerowskich – eliptycznych, parabolicznych i hiperbolicznych. Wciąż zagadką była jednak ich budowa i pochodzenie.

Schemat geometrii i rozmiarów obłoku Oorta w stosunku do wewnętrznej części Układu Słonecznego
Schemat geometrii i rozmiarów obłoku Oorta w stosunku do wewnętrznej części Układu Słonecznego

W czasach Halleya i późniejszych spotkać można było teorie, że komety biorą udział w powstawaniu planet w wyniku ich zderzeń ze Słońcem (Georges-Louis Leclerc), komety powstały w tym samym czasie co planety (Immanuel Kant), komety przybywają z przestrzeni międzygwiazdowej (Pierre Simon de Laplace, Wiliam Herschel), powstają w wyniku rozpadu planet (Joseph Louis Lagrange), czy pochodzą w obłoku kometarnego poruszającego się w przestrzeni wraz z Układem Słonecznym (Giovanni Virginio Schiaparelli). Pogląd tego ostatniego stał się podstawą współcześnie przyjmowanej hipotezy autorstwa holenderskiego astronoma Jana Hendrika Oorta (1900-1992), który w latach 50-tych XX wieku postulował istnienie w odległości około 1 roku świetlnego od Słońca ogromnego sferycznego rezerwuaru bilionów skalno-pyłowo-lodowych obiektów (tzw. obłok Oorta), które w wyniku perturbacji grawitacyjnych wyruszają co jakiś czas ku gwieździe centralnej i widoczne są na naszym niebie jako komety jednopojawieniowe. Sferyczność obłoku wynika z obserwacji, że komety nadlatują praktycznie z każdego kierunku. Uzupełnieniem kometarnego obłoku Oorta jest znacznie bliższy pas Kuipera wraz dyskiem rozproszonym, z których pochodzą komety okresowe. Przyjmuje się też, że część komet z obłoku Oorta stała się okresowa w wyniku oddziaływania grawitacyjnego Jowisza. Król planet zmodyfikował pierwotne orbity paraboliczne, hiperboliczne lub wydłużone eliptyczne, na orbity leżące wewnątrz orbit planetarnych.

Schemat powstawania rojów meteorów – Ziemia przecina orbitę komety natrafiając na pozostałości jej poprzednich zbliżeń do Słońca
Schemat powstawania rojów meteorów – Ziemia przecina orbitę komety natrafiając na pozostałości jej poprzednich zbliżeń do Słońca

Również Giovanniemu Schiaparellemu (1835-1910) zawdzięczamy znalezienie związku przyczynowo-skutkowego pomiędzy rojami meteorów i kometarnymi szczątkami rozsianymi w przestrzeni kosmicznej. Włoski uczony udowodnił bowiem, że sierpniowy rój Perseidów porusza się po tej samej orbicie co okresowa kometa 109P/Swift-Tuttle, zatem spadające gwiazdy muszą być po prostu pozostałościami po kolejnych jej powrotach w pobliże Słońca. Inna potwierdzona przez niego konotacja to listopadowy rój Leonidów, których ciałem macierzystym jest kometa 55P/Tempel-Tuttle. Na przełomie lat 1845/1846 obserwowano rozpad komety 3D/Biela, która po powrocie w 1852 roku zniknęła nagle bez śladu. Gdy Ziemia w 1872 roku przecięła orbitę zaginionej komety, doszło do spektakularnego deszczu meteorów, co ostatecznie potwierdziło domysły genialnego Włocha.

Budowa wewnętrzna
Spektroskopowe badania komet, dzięki którym można było poznać ich skład chemiczny i charakter świecenia, rozpoczęły się dość wcześnie, bo już w 1819 roku. François Jean Dominique Arago (1786-1853) obserwował wtedy kometę C/1819 N1 (Tralles) i stwierdził, że jej światło jest częściowo spolaryzowane. Jego obserwacje powracającej w 1835 roku komety Halleya dały ten sam rezultat. W 1858 roku, kiedy królowała na niebie kometa Donatiego (C/1858 L1), w królewskim obserwatorium w Greenwich stwierdzono polaryzację światła ogona komety, czyli że odbijał on promieniowanie słoneczne. Kilka lat później nauce zasłużyła się kometa Tempel (C/1864 N1), którą obserwował wspomniany już włoski astronom Giovanni Battista Donati (1826-1873). Opublikował on krótki raport w tej kwestii, gdzie stwierdził polaryzację warkocza i brak polaryzacji jądra komety, czyli że musiało ono samo emitować światło. W 1866 roku William Huggins (1824-1910) oraz niezależnie Angelo Secchi (1818-1878) opublikowali bardziej szczegółowy opis widma komety 55P/Tempel-Tuttle, która jaśniała na niebie w grudniu i styczniu, zawierający potwierdzenie obserwacji Donatiego, a także porównanie widm jądra i kilku opisanych widm mgławic. Dzięki temu trafiono na trop kometarnego azotu.

Przeczytaj też:

W kolejnych latach, badania widm komet 5D/Brorsen, C/1868 L1 (Winnecke), C/1870 Q1 (Coggia) i 2P/Encke, umożliwiły stwierdzenie występowania na kometach węgla. W tym kontekście ciekawym było doświadczenie Arthura W. Wrighta (1836-1915), który chcąc na eksperymentalnej drodze udowodnić niedawno odkryte związki meteorowo-kometarne, w 1875 roku przebadał odnaleziony wówczas meteoryt kamienny. W wyniku analizy, wśród gazów uwolnionych z meteorytu stwierdził duży udział tlenku i dwutlenku węgla, które niebawem potwierdzono również na kometach.

Widmo komety Tebbutt autorstwa Williama Hugginsa z widocznymi liniami emisyjnymi i absorpcyjnymi
Widmo komety Tebbutt autorstwa Williama Hugginsa z widocznymi liniami emisyjnymi i absorpcyjnymi

W 1881 roku uzyskano pierwsze fotograficzne widmo komety C/1881 K1 (Tebbutt) ukazujące ciągłe widmo słoneczne z wyraźnymi liniami absorpcyjnymi Fraunhofera, a także liniami emisyjnymi cząsteczek cyjanowodoru, cyjanu i trójatomowego węgla, pochodzącymi bezsprzecznie od komety. Rok później obserwacje Wielkiej Komety Wrześniowej (C/1882 R1) wykazały istnienie kometarnych linii emisyjnych sodu i żelaza, a ich przesunięcie dopplerowskie umożliwiło ustalenie prędkości orbitalnej komety względem Ziemi, która zawierała się w przedziale 70-100 km/s. Do końca XIX wieku wiedziano więc o obecności kometarnego żelaza, manganu, ołowiu, sodu, magnezu, cząsteczek CN, CH, CH2, OH, NH i innych. Dziś wiemy, że komety zawierają też chrom, nikiel, miedź, wanad, krzemiany, siarczki miedzi, a także najbardziej podstawowe związki organiczne, alkohole, cukry i aminokwasy, które wchodzą w skład białek. Według niektórych teorii świadczy to o tym, że ogoniaste gwiazdy mogły mieć swój udział w powstaniu życia na naszej planecie.

Elementy budowy morfologicznej komety
Elementy budowy morfologicznej komety

W tym samym czasie co praca Oorta pojawiła się teoria budowy jądra kometarnego autorstwa amerykańskiego astronoma Freda Lawrence’a Whipple’a (1906-2004). Przyjął on, że kometę porównać można do „brudnej kuli śniegowej”, zbudowanej z zestalonego suchego i wodnego lodu, w który wtopione są ogromne ilości pyłu i odłamków skalnych. Odwiedziny wybranych komet przez wysłane z Ziemi sondy potwierdziły ten pogląd. Kometa znajdując się daleko od Słońca przypomina zwykłą kilku-, kilkunasto-, a czasem nawet kilkudziesięciokilometrowych rozmiarów planetoidę, najczęściej o nieregularnych kształtach i nierównej powierzchni pokrytej warstwą drobnego pyłu. Podczas zbliżania się do gwiazdy centralnej i ogrzewania jądra, pył zaczyna unosić się w przestrzeń wraz z sublimującym lodem i cząsteczkami uwolnionych gazów. Tworzą one głowę komety, a rosnące ciśnienie wiatru słonecznego formuje charakterystyczny gazowy warkocz, skierowany zawsze odsłonecznie. Drugi warkocz, pyłowy, ciągnie się wokół jądra i za nim, odzwierciedlając ruch orbitalny. Warkocze kometarne osiągają czasem ogromne rozmiary, idące w dziesiątki i setki milionów kilometrów, choć gęstość materii jest w nich znikomo mała. Jedno z bardziej obrazowych porównań mówi, że gdyby zebrać i upakować ciasno w jednym miejscu materię warkocza przeciętnej komety, można by ją zmieścić w… plecaku.

Przelatując w pobliżu Słońca kometa traci od kilkudziesięciu do kilkuset kilogramów materii w ciągu sekundy. W związku z tym stale jej ubywa, a każde kolejne pojawienie się na naszym niebie przyspiesza jej zanik. Stąd po wielu przejściach przez peryhelium kometa najczęściej jest już trudno dostrzegalna nawet w dużych teleskopach, a tylko kamery CCD umożliwiają jej stałe śledzenie. Jak już wspomnieliśmy wcześniej, pozostałością po kometach są roje meteorów, które regularnie co roku aktywizują się, gdy Ziemia przecina lub przechodzi w pobliżu orbity macierzystej komety. Po przejściu przez peryhelium kometa oddala się tam skąd przybyła, a głowa i warkocz stopniowo zanikają. W przypadku komet jednopojawieniowych, wizyta w pobliżu Słońca jest pierwszą i ostatnią, gdyż po osiągnięciu peryhelium kometa oddala się bezpowrotnie w odległą przestrzeń kosmiczną, aby nigdy już nie powrócić.

Kłopoty z nazewnictwem
Słynnym kometom w epoce przedteleskopowej i wczesnej teleskopowej, które z definicji musiały być bardzo jasne, aby łatwo je dostrzec, nadawano zwyczajowe nazwy mówiące z którego roku lub miesiąca była dana kometa. W następnym ustępie omówimy sobie więc takie cuda nieboskłonu jak między innymi Wielka Kometa 1556, Wielka Kometa 1680, Wielka Kometa Wrześniowa 1882, czy Wielka Kometa Styczniowa 1910. Niektórym kometom, takim jak kometa Halleya, Enckego, czy Lexella, nadano nazwy w uznaniu zasług uczonych, którzy poświęcili się badaniom ich ruchu wśród gwiazd, obliczaniu orbit i przepowiadania kolejnych pojawień. Przeważnie jednak dawniej odkrywane komety otrzymywały nazwisko odkrywcy (np. Biela, Olbers, Holmes), ewentualnie nazwiska dwóch (np. Pons-Brooks, Brorsen-Metcalf, Ashbrook-Jackson) lub trzech pierwszych niezależnych odkrywców (np. West-Kohoutek-Ikemura, Tuttle-Giacobini-Kresak, White-Ortiz-Bolelli). Zdarzało się nawet, że wśród odkrywców widniały nazwiska ludzi i nazwy sztucznych satelitów-obserwatoriów kosmicznych, jak na przykład kometa IRAS-Araki-Alcock. Gdy komety zaczęto odkrywać „hurtowo”, a w dodatku gdy robiły to te same osoby (jak na przykład seria komet Shoemaker-Levy o numerach od 1 do 9 i kolejne), aby nie dochodziło do pomyłek i nieporozumień, trzeba było nazewnictwo usystematyzować.

Pierwsze próby systematyki nazewnictwa komet polegały, poza uwiecznieniem nazwisk odkrywców, na podaniu roku i kolejności odkrycia. Tuż po odkryciu w danym roku kolejność oznaczano mała literą alfabetu, a po przejściu komety przez peryhelium nadawano jej ostateczne oznaczenie, w którym literę zastępowała liczba rzymska. Dla przykładu, zgodnie z tą nomenklaturą kometa odkryta w 16 listopada 1889 roku przez Lewisa Swifta i Toma Gehrelsa była szóstą kometą odkrytą w tym roku, zatem oznaczono ją symbolem 1889f. Przez peryhelium przeszła również jako szósta, zatem ostatecznie skatalogowano ją jako 1889VI. Od 1995 roku obowiązuje nowy system nazewnictwa komet, w którym wprowadzono specjalne kodowanie konkretyzujące. Nowo odkryta kometa otrzymuje oznaczenie zawierające rok w którym została odkryta, następnie oznaczenie literowe od „A” do „Y” (z pominięciem litery „I”), przy czym każda litera przyporządkowana jest połowie kolejnego miesiąca (A – od 1 do 15 stycznia, aż do Y – od 16 do 31 grudnia). Ostatnim znakiem w nazwie jest liczba odpowiadająca kolejności odkrycia komety w danej połowie miesiąca. Wracając do przykładu komety Swifta-Gehrelsa, jej oznaczenie w oparciu o współczesne zasady to 1889 W1. Czytamy z niego, że jest to kometa, która w 1889 roku została jako pierwsza odkryta w okresie od 1 do 15 grudnia. Innym przykładem może być kometa 1998 U4 odkryta przez Timothy’ego Spahra, która w 1998 roku jako czwarta w kolejności została odkryta w okresie od 16 do 30 listopada. Ale to jeszcze nie koniec.

Po obliczeniu orbity komety na podstawie serii kolejnych obserwacji, do tymczasowego oznaczenia dodaje się odpowiedni prefiks z poniższego zestawu:

  • C/ – kometa nieokresowa
  • P/ – kometa okresowa
  • X/ – kometa dla której nie udało się wyznaczyć orbity
  • D/ – kometa zaginiona lub która uległa rozpadowi
  • A/ – kometa, która okazała się innym obiektem (np. planetoidą)

A więc w przytoczonych wyżej przykładach mielibyśmy odpowiednio P/1889 W1 i P/1998 U4, gdyż są to komety okresowe. W przypadku komet okresowych, dla których zaobserwowano przynajmniej dwa powroty ku Słońcu, ostatecznym numerem katalogowym jest prefiks „P” poprzedzony kolejną liczbą naturalną porządkującą miejsce danej komety w katalogu komet okresowych. W podanych wyżej przykładach będzie to 64P/Swift-Gehrels i 242P/Spahr. Do czerwca 2017 roku lista komet okresowych zawiera 352 obiekty (ostatnim jest kometa 352P/Skiff).

Komety jednopojawieniowe z obliczonymi orbitami już na zawsze pozostają przy swoim katalogowym prefiksie „C”, jak na przykład C/2009 K5, odkryta jako piąta w okresie od 16 do 31 maja odkryta 2009 roku przez Roberta McNaughta, czy C/2004 F4, odkryta jako czwarta w okresie od 16 do 31 marca w 2004 roku, przez Williama Bradfielda. Komety, które były wcześniej obserwowane jako okresowe, po czym rozpadły się lub tajemniczo zniknęły i nie udało się ich ponownie odszukać, otrzymują w nazwie prefiks „D”, jak na przykład 3D/Biela, 5D/Brorsen, czy 18D/Perrine-Mrkos. Historyczne komety, dla których z powodu braku odpowiedniej liczby rzetelnych obserwacji, nie można wyznaczyć orbity, otrzymują katalogowy prefiks „X”. Przykładem mogą być X/1106 C1 (Wielka Kometa 1106), X/1872 X1 (Pogson), czy X/1954 V1 (Hartl).

Dodaj opinię lub komentarz.