Matematisk kulturhistorie - Munin - Universitetet i Tromsø

7. Kometfysikk
Hva vet vi i dag om disse objektene på himmelen som har skapt slik frykt blant
mennesker? Kometene kommer fra solsystemets grenseland - nøyaktig hvorfra vet vi
ennå ikke. Her er det kaldt, ned mot det absolutte nullpunkt (-273° Celsius), og alle
stoffer er i fast form. En komet består derfor av en isblanding, en kjerne av vann, støv
og frosne gasser, med diameter 1-100 kilometer – en ”skitten snøball” (Fred L. Wipple,
1950). Kometkjernen kan betraktes som en dypfryst og uberørt del av den urmaterien
som solsystemet opprinnelig ble dannet fra. De vanligste stoffene ser ut til å være vann,
karbonmonoksid, karbondioksid og silikater. Fordi temperaturen er så lav foregår det
ingen kjemiske reaksjoner.
Dersom tyngdekraften fra vår sol får kontroll over en slik kjerne, begynner den lange
reisen inn mot vårt solsystem. Reisen kan ta århundrer, og farten øker stadig. Når
kjernen kommer inn i vårt solsystem gir strålingsvarmen fra solen fordampning, og det
dannes en tåke rundt den (koma). En komets lysstyrke er primært et resultat av sollysets
refleksjon i kometens hode og hale. Kometen blir virkelig spennende å observere når
den er i nærheten av solen og dersom den er ganske stor. Solstrålingen er da mest intens
og kometens fart størst, opptil 500 kilometer i sekundet. Dersom du ser på kometkjernen
gjennom en stjernekikkert, vil du se et stadig varierende fontene-skuespill. I varmen fra
solen koker gasser sprutende opp fra kometkjernen. Strålingstrykket fra solen og den
såkalte solvinden av elektrisk ladde partikler som strømmer utover fra solen, "blåser"
det hele bakover til en hale. Derfor vender alltid komethalen bort fra solen. Etter å ha
passert solen, slynges kometen ut av solsystemet mot det kalde og golde interstellare
rom.
Avstanden fra kometen til solen er en kritisk faktor som avgjør om den skal bli en stor
komet. En gjennomsnittlig komet har lysstyrke som varierer omvendt proporsjonalt med
tredje potens av avstanden til solen. En stor komet passerer maksimum 1,3 astronomiske
enheter fra solen, men er sjelden nærmere enn 0,5 astronomiske enheter (en
'astronomisk enhet' er lik avstanden mellom jorden og solen). Kometens avstand til
jorden og kjernens størrelse, har også betydning for om den skal bli en "stor" komet.
Dersom kometen på sin vei kommer svært nær en av planetene, kan den få forandret sin
bane slik at den blir værende innenfor solsystemet. Kometen blir da medlem i gruppen
av såkalte ’kortperiodiske kometer’. Denne gruppen teller i overkant av 180 medlemmer,
de fleste er små. De går i langstrakte ellipsebaner med rundetider 3-200 år.
Kometkjernene mister litt masse ved hvert omløp, tapet er anslått til 0,5-1 prosent.
Kometene har altså, kosmisk sett, kort levetid. Fra ca. år 2000 f.Kr. og fram til i dag, har
vi nedtegnelser av flere tusen kometobservasjoner. I 1995 var det katalogisert 878
kometer med omtrentlig kjente bane-elementer. De siste årene er det blitt oppdaget
omkring 30 kometer i året, de fleste er bare synlige i teleskoper. Gjennomsnittlig
kommer en godt synlig komet bare hvert 5.-10. år. De siste var 'Bennett' i 1970, 'West' i
1976, 'Hyakutake' i 1996 og 'Hale-Bopp' i 1997.
98