W Układzie Słonecznym obserwuje się bardzo szczególną grupę małych ciał niebieskich, których wygląd zmienia się istotnie wraz z ich odległością od Słońca. Są to komety. Należą one do najbardziej zmiennych, trudno przewidywalnych a jednocześnie najpiękniejszych ciał pojawiających się na niebie. Głównym składnikiem komet są ich jądra, trwałe struktury będące nośnikiem masy kometarnej, poruszające się po orbitach będących krzywymi stożkowymi ze Słońcem w ognisku. Mają one kształt nieregularnych brył (orzeszków ziemnych, cygar lub zniekształconych elipsoid) o wymiarach od kilkuset metrów do kilkudziesięciu kilometrów
Ogólnie akceptowany model jądra komety podany przez Whipple'a (Whipple 1950, 1951, 1955) zakłada, że jądro komety jest konglomeratem lodów, przy czym lód ten 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 i sporadycznie większych brył skalnych. Struktura jądra jest prawdopodobnie porowata, przy czym może ono zawierać obszary wypełnione różnymi gazami. Mikroskopową strukturę porowatego jądra komety najczęściej opisuje się jednym z dwóch modeli. Pierwszy, to model przypadkowo upakowanych kul, których średnica jest rzędu 1μ. Drugi model zakłada, że mikroskopową strukturę materii kometarnej dobrze oddaje model cylindrycznych kapilar o średnicach również rzędu 1μ. 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, jak 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 pyłu i małe ziarna lodu wodnego zabrudzonego uwięzionymi w nich pyłami kometarnymi. Dlatego głowa komety rozbudowuje się zarówno w postaci halo 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. Siła grawitacji komety oddziaływująca na nie przewyższa siłę związaną z oddziaływaniem molekuł sublimujących lodów. W ten sposób tworzy się płaszcz okrywający jądro komety. Zawiera on substancje i cząsteczki, które nie są lotne w warunkach fizycznych panujących przy powierzchni jądra komety. Ponieważ ma on również strukturę porowatą, więc molekuły substancji bardziej lotnych sublimujące z warstw podpowierzchniowych mogą przezeń przenikać i opuszczać jądro komety. Generalnie 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 pyłowy, a zjonizowane molekuły substancji lotnych warkocz jonowy komety. Warto podkreślić, że model zaproponowany przez Whipple'a jest niesprzeczny z dotychczas obserwowanymi faktami dotyczącymi ewolucji komet i zasadniczo okazał się zgodny z wynikami zarówno misji hallejowskich w 1986 r., jak i rezultatami ostatnich misji kometarnych Star Dust i Deep Impact (A'Hearn et al. 2005). Komety penetrujące wewnętrzne rejony Układu Słonecznego pochodzą najprawdopodobniej z dwóch źródeł: albo z tzw. Obłoku Oorta — sferycznej warstwy o promieniu rzędu 10 000 AU – 100 000 AU otaczającej Słońce lub ze znacznie bliższego obszaru tzw. dysku Kuipera rozpościerającego się od odległości około 40 AU od Słońca. Perturbacje pochodzące od najbliższych gwiazd zmuszają komety zawarte w Obłoku Oorta do zmiany orbit na krzywe stożkowe zanurzające się głęboko we wnętrze Układu Słonecznego. W stosunku do komet zawartych w dysku Kuipera taką rolę pełnią perturbacje planetarne pochodzące od wielkich planet. Powszechnie jest akceptowany pogląd, że komety są pozostałością z początkowego okresu powstawania Układu Słonecznego i ze względu na swoje małe rozmiary nie uległy istotnym zmianom od chwili swego powstania na skutek grawitacji, ciepła wewnętrznego czy też zderzeń z meteoroidami. Szczególnie komety długookresowe, docierające po raz pierwszy z Obłoku Oorta w pobliże Słońca zawierają najbardziej pierwotną materię, z której został utworzony Układ Słoneczny, stanowią więc niejako zapis jego powstania. Dlatego pełnią bardzo ważną rolę w badaniach kosmogonicznych, dostarczając nam informacji o warunkach i procesach towarzyszących narodzinom Układu Słonecznego. Z drugiej strony oddziaływanie materii zawartej w warkoczach komet z wiatrem słonecznym sprawia, że są one naturalnymi sondami plazmy międzyplanetarnej. Zachowanie się plazmowych warkoczy kometarnych dostarczyło najwcześniejszych informacji o istnieniu wiatru słonecznego. Przytoczone fakty sprawiają, że poznawanie struktury, aktywności i ewolucji komet jest wyjątkowo pasjonującą przygodą dla wielu astronomów. Jednym z przejawów aktywności komet są wybuchy ich blasku obserwowane jako gwałtowne pojaśnienia tych ciał kosmicznych. Celem niniejszego artykułu jest fizyczny opis istoty tego zjawiska, jego przyczyn i przedstawienie prawdopodobnego modelu.
Wybuch komety 9P/Tempel 1 (4 lipca 2005 r.) spowodowany jej zderzeniem z sondą kosmiczną Deep Impact. Fot. NASA/JPL
Czasami komety nieoczekiwanie zwiększają gwałtownie i niespodziewanie swój blask. Takie dramatyczne wybuchy jasności komet są jednym z najciekawszych i jednocześnie najbardziej spektakularnych przejawów aktywności tych ciał niebieskich. Zjawisko to zainteresowało astronomów w latach 20. ubiegłego stulecia. Wtedy to w 1927 r. została odkryta kometa 29P/Schwassmann–Wachmann 1 (dalej nazywana 29P/SW 1), właśnie w czasie maksimum jednego ze swoich licznych wybuchów. Obecnie jest powszechnie przyjęte, że pod pojęciem wybuchu blasku komety rozumie się nagły, nieoczekiwany wzrost jej jasności o więcej niż jedną wielkość gwiazdową, przeciętnie od 2 do 5 wielkości gwiazdowych; czasami wyjątkowo nawet 9 mag. Wybuchy jasności są często odnotowywane zarówno dla komet okresowych, jak i jednopojawieniowych. Najbardziej znaną przedstawicielką komet wybuchających jest wspomniana już kometa 29P/SW 1. Obiega ona Słońce po prawie kołowej orbicie mającej aktualnie 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 około 16 lat. Wielu astronomów (np.: Richter 1954, Pittich 1971, Grudzińska 1980, Whipple 1980, Andrienko i Vashchenko 1981, Cabot et al., 1996, Enzian et al., 1997) obserwowało i analizowało jej wybuchy. Normalnie, w nieaktywnej fazie kometa wygląda jak rozmyta tarcza ze słabo zauważalnym czasami centralnym zgęszczeniem, będąc obiektem o jasności 18m–19m. Nagle w ciągu kilku godzin lub dni w jej głowie powstaje gwiazdopodobne jasne jądro, które rozszerza się z prędkością rzędu 100 ms–1 – 400 ms–1, przechodząc w tarczę planetarną, a następnie w swoiste halo kometarne z malejącą na zewnątrz jasnością powierzchniową. W czasie wybuchu widmo komety przypomina bardzo widmo słoneczne. Stąd wnioskujemy, że jest ono po prostu rozproszonym przez cząsteczki pyłów kometarnych i ziaren lodowych elektromagnetycznym
promieniowaniem Słońca. Czasami jednak udaje się stwierdzić słabą emisję CO+ (Cochran et al., 1982, Senay i Jewitt 1994). W czasie maksimum wybuchu jasność komety jest o kilka wielkości gwiazdowych większa niż w fazie nieaktywnej i jej widomy blask jest równy 13m–14m, a zgęszczenie centralne rozciąga się na odległość około 300 000 km, licząc od centrum głowy. Po pewnym czasie, rzędu 20–30 dni, wygląd komety wraca do stanu sprzed wybuchu. Spodziewana zmiana obserwowanej jasności komety wynikająca ze zmiany odległości w stosunku do Ziemi winna wynosić jedynie 1,3m. Wieloletnie obserwacje prowadzą do wniosku, że kometa wybucha średnio 1–2 razy do roku. Wybuchy innych komet mają w zasadzie podobny charakter. Ogólne, uśrednione charakterystyki wybuchów blasku komet przedstawione są poniżej (Andrienko i Vashchenko 1981, Hughes 1990).
Przejście komety przez pas asteroidów, widok w kierunku prostopadłym do płaszczyzny
ekliptyki. Przyjęto następujące oznaczenia: R1 — promień wewnętrzny, R2 — promień zewnętrzny pasa asteroidów, θ1, θ2 i θ0 oznaczają odpowiednio anomalię rzeczywistą komety w miejscach, w których ona wnika i opuszcza pas asteroidów w przyjętym układzie odniesienia xy o początku związanym ze Słońcem. Takie przejście komety przez pas asteroidów może potencjalnie prowadzić do jej kolizji z małymi ciałami orbitującymi w tym regionie Układu Słonecznego. W konsekwencji w zależności od masy ciała uderzającego możemy oczekiwać dezintegracji komety lub wybuchu jej jasności analogicznego jak w przypadku komety 9P/Tempel1 w 2005 r. w wyniku uderzenia w nią sondy Deep Impact.
1) W czasie wybuchu gwałtownie wzrasta blask komety najczęściej o około 2m do 5m, lecz odnotowano również wybuchy o amplitudach rzędu 1m–9,2m.
2) Jasność komety wzrasta w czasie około 2,5 dni, a wraca do wielkości sprzed wybuchu w czasie 20–30 dni.
3) Po wybuchu kometa wraca do fazy spokojnej i praktycznie jej wygląd nie różni się od obrazu sprzed wybuchu.
4) Widmo komety pochodzi głównie z rozproszenia światła słonecznego przez cząstki pyłu i lodu, przy czym wskaźnik barwy B–V = 0,75 wskazuje na to, że wymiary rozpraszających cząstek są rzędu 10–7 m – 10–6 m.
5) Prędkość ekspansji halo kometarnego w czasie wybuchu jest rzędu 100 ms–1 – 400 ms–1, przy czym kometa osiąga maksimum jasności przy średnicy obłoku równej średnio 300 000 km.
6) Kształt głowy komety w czasie wybuchu może być kulisty, owalny lub rzadziej nieregularny.
7) Strata masy przez kometę w czasie typowego wybuchu jest rzędu 108 – 109 kg.
8) Tempo sublimacji gazów kometarnych wzrasta o czynnik 103 – 104.
9) Nie odnotowano żadnej zmiany elementów orbitalnych komet związanych z ich wybuchami.
10) Nie stwierdzono wyraźnej korelacji pomiędzy temperaturą powierzchni jądra (a więc odległością komety od Słońca) a występowaniem wybuchów.
11) Często wybuchy mają miejsce po przejściu komety przez peryhelium, co może wskazywać na to, że odpowiedzialny za nie mechanizm jest funkcją aktywności sublimacyjnej komet.
12) Wzmożonej aktywności słonecznej towarzyszy w sensie statystycznym wzrost aktywności wybuchowej komet.
Niezależnie od gwałtownych, wybuchowych zmian blasku komet obserwuje się często skoki jasności o mniej niż jedną wielkość gwiazdową, które określa się jako wariacje blasku komet. Zaobserwowano korelacje pomiędzy zmianami blasku komet a aktywnością słoneczną dla szeregu komet (Richter 1954, Andrienko i Vashchenko 1981, Sekanina 1985, Flammer et al. 1986).
Analiza przedstawionych charakterystyk wybuchów komet lub tylko ich niektórych elementów stała się punktem wyjścia dla rozważań mających na celu wyjaśnienie przyczyn tego zjawiska. W następnym rozdziale zostaną przedstawione najczęściej spotykane hipotezy dotyczące genezy wybuchów blasku komet.
Jądro komety tuż przed (rysunek górny) i w czasie wybuchu (rysunek dolny). Oznaczenia:
1 — wewnętrzne halo komety; 2 — powierzchnia jądra komety; 3 — szczelina w jądrze; 4 — strefa lodu krystalicznego; 5 — strefa przejściowa pomiędzy lodem krystalicznym a amorficznym; 6 — strefa lodu krystalicznego; 7 — wydobywający się przez szczeliny gaz i pyły kometarne
Istnieje szereg hipotez próbujących wyjaśnić fizyczny mechanizm wybuchów blasku komet. Najbardziej realistyczne z nich są ukazane chronologicznie poniżej.
Whitney (1955) w celu wyjaśnienia wybuchów blasku komety 29P/SW1 zaproponował tzw. mechanizm ciśnieniowy. Temperatura powierzchni jądra tej komety w pobliżu jej peryhelium jest wg Whitneya wystarczająca, aby rozpoczęła się sublimacja metanu 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, który prowadzi do gwałtownego rozerwania warstw powierzchniowych jądra i wyrzutu materii gazowo–pyłowej. W ostateczności jest obserwowany wybuch blasku komety. Proponowany mechanizm wydaje się być realistyczny i pozwala zadowalająco wyjaśnić niektóre charakterystyczne cechy wybuchów komet. Jednak nie można go uznać za jedyny mechanizm odpowiedzialny za przyczynę wybuchowej aktywności wszystkich komet. Po pierwsze, zgodnie z nim, wybuchy komet winny grupować się w tych odległościach heliocentrycznych, które odpowiadają rozpoczęciu sublimacji przez substancje odpowiedzialne za wybuchy. W ten sposób częstotliwość występowania wybuchów byłaby prostą funkcją odległości heliocentrycznej komety, czego jednak nie potwierdza zebrany bogaty materiał obserwacyjny. Również kruchość, mała wytrzymałość i porowatość materiału kometarnego czyni tę hipotezę dość problematyczną, przynajmniej jako główne źródło rozpatrywanego zjawiska.
Drugi z kolei mechanizm jest oparty na założeniu, że niektóre składniki jądra kometarnego mogą w sprzyjających warunkach ulec transformacji w materiał silnie wybuchowy (Donn i Urey 1956). Wiadomo, że w skład jądra komety wchodzą wolne rodniki, takie jak NH czy HO. Rodnik NH jest stabilny w odpowiednio niskich temperaturach, lecz będąc ogrzewanym transformuje się do azotanu amonu NH4N3, który w temperaturze 148 K eksploduje. Potrzebnym źródłem energii cieplnej miały być protony słoneczne. Inny 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 2m – 3m koncentracja rodników wydaje się być 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 czasu jego trwania.
Następny z kolei mechanizm zaproponowany przez Dobrovolskiego (1966) jest oparty na przypuszczeniu, że nagłe 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 macierzystych będą w polu promieniowania słonecznego zdecydowanie bardziej stabilne, 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. 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.
Kolizja jądra komety (C) z meteoroidem (B) — a) moment tuż przed kolizją, b) tuż po kolizji
Model zderzeniowy (Sekanina 1972) jest oparty na hipotezie, że komety mogą zderzać się z małymi ciałami kosmicznymi występującymi w Układzie Słonecznym. Sekanina zasugerował możliwość wybuchów blasku komet pod wpływem przypadkowych zderzeń komet z krążącymi w Kosmosie bryłami skalnymi, tzw. boulderami. Wg Sekaniny obiegają one centrum Układu Słonecznego po eliptycznych orbitach położonych w odległościach 4,5 – 7,5 AU od Słońca, mających małe kąty inklinacji i jednostajny rozkład peryheliów. Obliczenia potwierdzają, że zderzenie komety z ciałem o masie 105 kg krążącym po takiej orbicie mogłoby wyzwolić ilości energii rzeczywiście obserwowane w czasie wybuchów. Kolizja komety prowadziłaby do wyrzutu materii kometarnej 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, jakie najczęściej towarzyszy wybuchowi komety. Co prawda symetryczność otoczki w czasie wybuchu nie jest uniwersalną morfologiczną cechą komet i faktycznie jasny, ukierunkowany wyrzut materii został zaobserwowany w czasie wybuchu komety 41P/Tuttle-Giacobini-Kresáka w 1973 r. Jednak, opierając się na powyższym mechanizmie, trudno w ogólnym przypadku wytłumaczyć wybuchy komet, w szczególności daleko od głównego pasa asteroidów. Oczywiście zderzenia komet z drobnymi ciałami krążącymi w Układzie Słonecznym zdarzają się sporadycznie i mogą prowadzić do wybuchów jasności komet, lecz generalnie nie mogą być ich głównym źródłem, gdyż ich prawdopodobieństwo jest marginalnie małe. Również wyniki obliczeń przeprowadzonych przez autora prowadzą do wniosku, że aktywność wybuchowa komety 29/SW 1 nie może być powodowana przez jej kolizje z małymi ciałami krążącymi w Układzie Słonecznym. Podstawą dla tego przypuszczenia jest fakt, że prawdopodobieństwo zderzenia tej komety z ciałem kosmicznym o wystarczająco dużej masie, aby doprowadzić do wybuchu jej jasności, jest marginalnie małe.
W czasach, gdy powstawały przedstawione powyżej hipotezy, stan wiedzy na temat procesów fizycznych zachodzących w kometach oraz fizycznych charakterystyk materii kometarnej był bardzo ubogi. Nie przeprowadzano wtedy eksperymentów laboratoryjnych, symulujących warunki fizyczne w jądrach komet ani symulacji komputerowych związanych z ich ewolucją. Dlatego pierwsze hipotezy, mając skromną bazę zarówno doświadczalną, jak i teoretyczną, miały często głównie spekulatywny charakter. Zbliżenie się komety 1P/Halley do Słońca w 1986 r., szeroko przeprowadzane laboratoryjne eksperymenty i symulacje komputerowe oraz wyniki ostatnich misji kometarnych Star Dust i Deep Impact bardzo wzbogaciły naszą wiedzę o fizyce komet. Wyniki takich badań były szeroko publikowane (np.: Prialnik & Bar-Nun 1987, 1992; Kömle & Steiner 1994; Tancredi et al. 1994; Enzian et al. 1997; Kossacki et al. 1997; Huebner et al. 1999; Orosei et al. 2001; Davidsson & Skorov 2002a, 2002b, Capria et al. 2003). Dlatego późniejsze hipotezy są o wiele bardziej realistyczne i wiarygodne w porównaniu z większością rezultatów poprzednich pionierskich badań. Do nich należą następujące hipotezy: polimeryzacji HCN, transformacji amorficznego lodu wodnego oraz oddziaływania strumieni silnego wiatru słonecznego na kometę. Również dał się zauważyć pewien powrót do hipotezy zderzeniowej.
Obserwacje związane ze zbliżeniem komety 1P/Halley (Schloerb et al. 1987) potwierdziły wcześniejsze przypuszczenia, że jądra komet mogą zawierać cyjanowodór HCN. Zasugerowano (Rettig et al. 1992), że silnie egzotermiczna reakcja polimeryzacji cyjanowodoru HCN może być źródłem energii wybuchów kometarnych. Przy dostatecznie dużym stężeniu molekuł HCN mogłaby nastąpić polimeryzacja tego związku w dużych obszarach powierzchniowych jądra komety. W ostateczności można byłoby zaobserwować wybuch blasku komety. Jednakże hipoteza polimeryzacji HCN nie została dostatecznie klarownie opracowana przez jej autorów — w szczególności nie przeprowadzono symulacji numerycznych oceniających, jak proponowany proces przekłada się na zmianę jasności komety i masę uwalnianą w czasie wybuchu. Również nie wiemy, w jakim stopniu komety różnią się miedzy sobą i czy wyniki obserwacji komety 1P/Halley mogą być adaptowane w stosunku do innych komet.
Transformacja amorficznego lodu wodnego w lód krystaliczny jest jednym z bardziej oryginalnych mechanizmów proponowanych w celu wyjaśnienia zjawiska wybuchów komet. Hipoteza została po raz pierwszy zasugerowana w 1974 r. (Patashnik et al.), a następnie była badana przez kilku autorów (Smoluchowski 1981, Prialnik i Bar-Nun 1992). To, że lód wodny jest dominującym związkiem chemicznym występującym w kometach, jest faktem powszechnie akceptowanym. Generalnie panuje pogląd, że pierwotny kometarny lód wodny jest najprawdopodobniej amorficzny, ponieważ komety powstawały na drodze akrecji z planetozymali w rejonach Saturna przy temperaturze mniejszej niż 95 K i ciśnieniach rzędu 1 Pa. W tych warunkach fizycznych postać amorficzna jest preferowaną termodynamicznie formą występowania lodu wodnego i dlatego kondensował on właśnie w tej postaci. Lód ten mógł zawierać uwięzione w sobie cząsteczki takich substancji, jak CO2 lub CO. To przypuszczenie znalazło swoje doświadczalne potwierdzenie w eksperymentach laboratoryjnych symulujących warunki panujące w przestrzeni kosmicznej (Bar-Nun et al. 1985, 1987). Amorficzny lód wodny ulega transformacji fazowej w temperaturze powyżej 130 K, przechodząc w lód krystaliczny o strukturze regularnej prostej (Schmitt et al. 1989). Ta reakcja jest wysoce egzotermiczna. Wydzielone ciepło powoduje wzrost temperatury ulegających przemianie obszarów jądra, ich sublimacje i uwolnienie uwięzionych w lodzie domieszek substancji bardziej lotnych, takich jak tlenek czy dwutlenek węgla. W konsekwencji obserwowany byłby wybuch komety. Powyższy mechanizm w formie zaproponowanej pierwotnie przez swoich autorów jest tak samo jak dwa poprzednie zależny od temperatury komety, a więc od jej odległości od Słońca. Ponieważ może on zachodzić dla temperatur jądra kometarnego wyższych niż 130 K, toteż trudno byłoby w oparciu o niego wytłumaczyć wybuchy komet, które mają mniejszą temperaturę powierzchniową. Niestety, podobnie jak w przypadku hipotezy polimeryzacji HCN zagadnienie wpływu tej reakcji na podstawowe charakterystyki wybuchu: skok jasności komety, masę wydzielaną z jądra do otoczki i prędkość jej ekspansji w czasie wybuchu nie zostało dostatecznie opracowane.
Wybuch komety 1P/ Halley, który miał miejsce 12.02.1991 r. w odległości 14,3 AU od Słońca (West et al. 1991) stał się silną inspiracją do dalszego poszukiwania hipotez dotyczących genezy gwałtownych pojaśnień komet. Oczekiwana jasność gwiazdowa komety 12.02.1991 winna wynosić 25,3m. Zamiast tego zaobserwowano dysk planetarny o jasności około 19m będący źródłem odbitego światła słonecznego. Proponowane były dwie hipotezy mające wyjaśnić źródło wybuchu: zderzeniowa (Hughes 1991) i oddziaływania wiatru słonecznego na powierzchnię jądra komety (Intrilligator i Dreyer 1991). Hughes oszacował, że zderzenie dużego meteoroidu o średnicy rzędu 2,6–57 m zapewniłoby obserwowaną masę powstałego w czasie wybuchu lodowo–pyłowego halo komety oraz szacowaną energię kinetyczną jego ekspansji. Ta hipoteza ma jednak co najmniej dwa słabe punkty, z których pierwszy to bardzo małe prawdopodobieństwo takiego przypadkowego zderzenia. Wynika to z faktu, że ciała Układu Słonecznego manifestują silną tendencję do przebywania w pobliżu ekliptyki, a wybuch miał miejsce 4,3 AU poniżej jej płaszczyzny. Drugi słaby punkt polega na tym, że jeśli przyczyną wybuchu byłaby rzeczywiście kolizja komety z drobnym ciałem kosmicznym, to należałoby oczekiwać wyrzutów materii z jądra w postaci ukierunkowanych strug lub przynajmniej wyraźnych asymetrii w kształcie komy — czego jednak nie zaobserwowano.
Inny mechanizm próbujący wyjaśnić wybuch tej komety opierał się na prawdopodobnym oddziaływaniu powierzchni jej jądra z wiatrem słonecznym. W okresie grudnia 1990 i stycznia 1991 r. była obserwowana wzmożona aktywność słoneczna w postaci pochodni i emisji silnych strug wiatru słonecznego. Intrilligator i Dreyer (1991) wykazali, że istnieje duże prawdopodobieństwo, iż rzeczywiście 12 lutego 1991 r. jądro komety Halleya było poddane oddziaływaniu silnego strumienia wiatru słonecznego. Według nich fala uderzeniowa miałaby rozkruszyć warstwy powierzchniowe jądra komety, co odsłoniłoby warstwy wewnętrzne bogate w lotne substancje i w ostateczności znacznie zwiększyłoby blask komety. Problem polega na tym, że co prawda właściwości fizyczne skorupy jądra kometarnego nie są zbyt dobrze znane, ale panuje powszechne przekonanie, że gęstość energii w strumieniu wiatru słonecznego jest zbyt mała, aby spowodować erozję powierzchni jądra komety. Jeśli ten mechanizm prowadziłby do wybuchów komet, to trudno zrozumieć, dlaczego wcześniej, gdy kometa była znacznie bliżej Słońca i zarejestrowano przejawy analogicznej aktywności słonecznej, nie nastąpił podobny wybuch blasku komety.
Analiza przedstawionych hipotez oraz obserwacji rzeczywistych wybuchów blasku komet prowadzi do konkluzji, że najprawdopodobniej nie istnieje jeden mechanizm odpowiedzialny za to zjawisko. Wydaje się bardzo realne, że wybuchy różnych komet mogą mieć różnorakie źródła. W dalszej części pracy autor będzie starał się uzasadnić powyższą tezę, że wybuchy blasku komet mogą mieć kilka przyczyn. Najbardziej prawdopodobna w stosunku do młodych komet zawierających w swoich jądrach lód amorficzny wydaje się hipoteza związana ze strukturą jąder kometarnych i zachodzącymi w nich specyficznymi fizykochemicznymi procesami, z których najważniejszą rolę odgrywa krystalizacja amorficznego lodu wodnego. W stosunku do starszych komet o jądrach krystalicznych różnorodne procesy destrukcyjne wydają się odpowiedzialne za zjawisko wybuchów blasku, przy czym wiatr słoneczny może również w pewnym stopniu modulować amplitudę wybuchu.
Zmiany wyglądu komety w czasie jednego obiegu wokół Słońca. Zbliżając się do Słońca z dalszych regionów Układu Słonecznego, jądro komety pod wpływem promieniowania Słońca sublimuje, tworząc wokół siebie głowę oraz wyrzucając dwa warkocze: pyłowy i plazmowy
Wyniki prezentowane w pracach autora prowadzą do wniosku, że najbardziej prawdopodobny model wybuchu młodej komety to model transformacji amorficznego lodu wodnego oparty o równania ewolucji termodynamicznej komety, który uwzględnia okresowe fale ciepła penetrujące wnętrze jądra kometarnego. Poniżej przedstawione są główne idee tego modelu.
Zakładamy, że jądro komety zbudowane początkowo z amorficznego lodu wodnego, pyłu i małej domieszki zestalonego tlenku węgla wmrożonego w amorficzny lód wodny. Dodatkowo przyjmujemy, że kometa przebywa na swojej aktualnej eliptycznej orbicie wystarczająco długi okres czasu, aby warstwy powierzchniowe jądra uległy transformacji w postać krystaliczną. W warstwach tych o grubości około 15 m kometa posiada okresowo zmienne profile temperaturowe. Głębiej jądro ma jednolitą i stałą temperaturę. Górne warstwy zawierają jedynie pył i krystaliczny lód wodny. Zakładamy więc, że rozpatrywana hipotetyczna kometa jest bardzo młoda i tylko cienkie powierzchniowe warstwy jądra miały czas, aby dokonać konwersji z formy amorficznej w krystaliczną. Warstwy te okrywają wewnętrzny region jądra zbudowany z amorficznego lodu wodnego i pyłu. Przyjmujemy, że proces krystalizacji rozpoczyna się w temperaturze 130 K, natomiast w niższych temperaturach jest on zaniedbywany.
Prawdopodobny scenariusz wybuchu jasności komety wygląda następująco. Gdy kometa zbliża się do Słońca, powierzchnia jej jądra jest ogrzewana przez promieniowanie słoneczne. Powstająca w ten sposób fala ciepła penetruje wnętrze jądra. Ciepło jest przewodzone z powierzchni jądra przez zewnętrzne warstwy zbudowane z krystalicznego lodu i pyłu do bardziej wewnętrznych stref jądra. Prowadzi to do zwiększenia temperatury w strefie amorficznego lodu wodnego. Gdy temperatura osiągnie krytyczną wartość 130 K, następuje transformacja warstwy lodu amorficznego do postaci krystalicznej. Energia cieplna wydzielana w czasie transformacji jest przewodzona do warstw sąsiednich: powyżej i poniżej miejsca reakcji. Prowadzi to do sublimacji lodu wodnego i wmrożonego weń tlenku węgla. Ciepło przewodzone do warstw amorficznych powoduje transformacje kolejnych stref jądra. Jednak należy oczekiwać, że ciepło przewodzone do warstwy amorficznego lodu jest znacznie mniejsze w stosunku do ciepła przewodzonego do lodu krystalicznego, ponieważ przewodność cieplna lodu amorficznego jest znacznie mniejsza niż lodu krystalicznego. W konsekwencji kolejnym transformacjom ulegają coraz to cieńsze warstwy jądra i w ostateczności ten proces zostaje zahamowany. Jednak w szczególnym przypadku, gdy temperatura warstw amorficznych jest niewiele mniejsza niż temperatura krytyczna 130 K lub w przypadku małych komet front transformacji może rozszerzać się wewnątrz jądra w sposób nieograniczony i całe jądro przemienia się w formę krystaliczną. Pary tlenku węgla, unosząc w głowę komety pyły i cząstki kometarne, zwiększają znacznie powierzchnię rozpraszającą światło słoneczne i w ostateczności obserwujemy znaczne pojaśnienie komety.
W przypadku starszych komet, których jądra zdołały się całkowicie skrystalizować, mechanizm termodestrukcji zarówno warstw powierzchniowych jądra, jak i destrukcji pyłów kometarnych wydaje się być odpowiedzialnym za wybuchy blasku. Analiza konsekwencji termodestrukcji ziaren kometarnych usytuowanych w głowie komety i na powierzchni jej jądra prowadzi do wniosku, że ten mechanizm jest odpowiedzialny zarówno za często odnotowywane wariacje blasku i za wybuchy jasności komet. Termodestrukcja warstw podpowierzchniowych jądra komety prowadząca do odsłonięcia głębszych warstw jądra komety, bogatych w łatwo sublimujące związki może prowadzić do wybuchów o dużych amplitudach blasku a w skrajnym przypadku nawet do rozpadu jąder. Wyniki symulacji numerycznych w pracy autora zostały przeprowadzone dla założonego dużego zakresu kometarnych parametrów. Uzyskane zmiany jasności komet są zgodne z obserwowanymi w czasie rzeczywistych wariacji jasności i wybuchów jasności komety. Prawdopodobnie jest to główny mechanizm odpowiedzialny za aktywność wybuchową komet starszych o jądrach zawierających już wodny lód krystaliczny. Fakt, że wybuchy kometarne zdarzają się w różnych odległościach heliocentrycznych, jest na pierwszy rzut oka sprzeczny z hipotezą termodynamicznej destrukcji ziaren kometarnych. Źródłem tej pozornej sprzeczności jest to, że pary nasycone inkluzji zawartych w lodowych ziarnach kometarnych osiągają ciśnienia równe wytrzymałości na rozerwanie okrywającego je materiału lodowego w ściśle określonych odległościach od Słońca. Jednakże musimy mieć na uwadze kilka ważnych faktów. Po pierwsze, kometarne ziarna mogą zawierać różnego rodzaju inkluzje, które mają różne zależności par nasyconych od temperatury. Po drugie, zawartość procentowa różnego rodzaju inkluzji może zmieniać się dla różnych komet. Po trzecie, wytrzymałość kometarnego materiału może być nieco inna dla różnych komet. Należy oczekiwać, że ta charakterystyka materiału kometarnego jest funkcją składu chemicznego, etapu termodynamicznej ewolucji i wieku komety. W konsekwencji odległość heliocentryczna miejsca, gdzie kometarne ziarna ulegają termodynamicznej destrukcji, nie jest ściśle określona. Ulega ona specyficznemu rozmyciu. Ten fakt silnie przemawia za realnością tego mechanizmu jako źródła wybuchów starszych komet o jądrach krystalicznych. Podsumowując, młode komety co pewien czas gwałtownie zwiększają swój blask w wyniku skomplikowanych procesów termodynamicznych, których finalnym etapem jest krystalizacja kolejnych warstw lodu amorficznego mająca miejsce we wnętrzach ich jąder. Starsze komety o jądrach, których podstawowym budulcem jest wodny lód krystaliczny, mogą ulegać gwałtownym pojaśnieniom w wyniku rozkruszania materii kometarnej. Naprężenia mechaniczne w warstwach podpowierzchniowych jąder kometarnych, prowadząc do ich erozji, mogą manifestować swoje skutki jako wybuchy blasku. Również destrukcyjne rozdrabnianie ziaren lodowych położonych na powierzchniach jąder lub zawartych w głowach komet może w ostateczności doprowadzać do pojaśnień tych ciał kosmicznych.
Przedstawiony w pracy model wybuchu jasności komety wydaje się w świetle dotychczasowych badań bardzo prawdopodobny, jednak nie wyczerpuje on zagadnienia genezy wybuchów komet. Obliczenia numeryczne przeprowadzone w ramach modelu są oparte na różnego rodzaju założeniach i uproszczeniach. Wydaje się, że szereg charakterystyk fizycznych komet w chwili obecnej jest już poznany dość dobrze (np. średnie promienie oraz gęstości jąder, wymiary cząstek kometarnych), ale w stosunku do innych musimy jednak stosować bardzo daleko idące przybliżenia, gdyż znane są tylko ich prawdopodobne rzędy wielkości (np. wytrzymałość mechaniczna materii kometarnej). Dlatego wyniki symulacji numerycznych mają często charakter jakościowy a nie ilościowy. Analiza rezultatów ostatnio przeprowadzonych misji kometarnych Star Dust i Deep Impact, jak i przyszłych (np. Rossetta), będzie bardzo pomocna w uściśleniu naszej wiedzy związanej z ilościową charakterystyką materii kometarnej. Również opracowania wymaga zjawisko miniwybuchów jasności związanych z obszarami powierzchni jądra komety, w których ma miejsce lokalny wschód Słońca. Na taką korelację wybuchowej aktywności kometarnej skorelowanej z fazą obrotu spinowego jądra komety wskazuje analiza rezultatów misji Deep Impact. Zagadnienie, na ile komety są podobne do siebie a na ile się różnią, wymaga dalszych badań. Pozwolą one odpowiedzieć na pytanie, jak daleko wyniki badań jednej komety możemy uogólniać na pozostałe. Dalszych opracowań wymaga także zagadnienie wybuchów blasku „starych komet”, których jądra nie zawierają wodnego lodu amorficznego, a jedynie jego postać krystaliczną. W szczególności kwestia naprężeń termicznych i powodowanych nimi procesów destrukcyjnych w jądrach kometarnych, których kształt może znacznie odbiegać od kulistego, wymaga precyzyjnego opracowania. Oprócz dobrze znanych komet przejawiających aktywność wybuchową również dalekie obiekty orbitujące w Pasie Kuipera o naturze z pogranicza komet i asteroidów powinny być w przyszłości wzięte pod uwagę zarówno w badaniach obserwacyjnych, jak i teoretycznych. Przykładem jest np. Chiron należący do Centaurów, które orbitują pomiędzy orbitami Jowisza i Neptuna — obiekt wykazujący kometopodobne zmiany jasności, których geneza nie jest definitywnie poznana. Przyszłe badania na pewno skorygują szereg wartości kometarnych charakterystyk, lecz wydaje się, że nie powinno to generalnie zmienić przedstawionego obrazu wybuchu blasku młodej komety, w której jądrze zachował się jeszcze wodny lód amorficzny. Do takiego wniosku upoważnia nas fakt, że zaprezentowany model rozważa kompleksowo procesy fizyko–chemiczne zachodzące w jądrach komet i jest oparty na odnoszących się do nich podstawowych prawach zachowania. Jego wiarygodność potwierdza również fakt, że obliczone na jego podstawie podstawowe charakterystyki kometarnych wybuchów są wysoce zgodne z obserwacjami.
Dr Piotr Gronkowski jest starszym wykładowcą w Instytucie Fizyki Uniwersytetu Rzeszowskiego. Jego zainteresowania naukowe są związane głównie z astrofizyką komet. Oprócz badań ściśle naukowych jego zainteresowania astronomiczne związane są również z szeroko pojętą dydaktyką i popularyzacją astronomii
