11.4 – Kometer: Klumper af is

Tidlige kulturer, betragtede den pludselige og uventede tilsynekomst af en lysstærk komet, som et varsel. Kometer blev ofte set som dystre advarsler om sygdom, død og ødelæggelse, men også nogle gange som varsler om sejr i kamp, eller som himmelske sendebude der bebudede en forestående fødsel af en stor leder. De tidligste registreringer af kometer, er fra så længe siden, som det 23. århundrede før vor tidsregning. Især Middelhavsregionens og Fjernøstens litteraturer er fulde af referencer til og populær overtro om kometer. Frem til slutningen af middelalderen, blev kometer betragtet som mystiske midlertidige atmosfæriske fænomener, snarere end som astronomiske objekter.

I det 16. århundrede, argumenterede Tycho Brahe, at hvis kometer var atmosfæriske fænomener såsom skyer, så skulle deres udseende og beliggenhed på himlen, være forskellig for observatører der befandt sig langt fra hinanden. Men da Tycho sammenlignede observationer af kometer, lavet af observatører fra flere forskellige steder, fandt han ingen tegn på sådanne forskelle, og han konkluderede derfor, at kometer må være mindst lige så langt væk som Månen.

Kometernes hjem

I det meste af deres liv, er kometer kun is-planetesimaler – kometkerner er dannet af oprindeligt materiale fra Solsystemets skabelse, som formåede at undslippe opbygningsprocessen for planeter – som forbliver i de iskolde ydre dele af Solsystemet. Svævende i disse fjerne egne, er de fleste af disse isobjekter alt for små og alt for langt væk, til at teleskoper på Jorden kan se og tælle dem, så ingen kender deres virkelige samlede antal. Estimater spænder så høj som en trillion (10¹² ) kometkerner – flere end antallet af stjerner i Mælkevejen – men astronomer har kun observeret omkring et par tusinde. Kometkerner gør kun et udseende af sig, når de kommer dybt nok ind i det indre Solsystem, til at de begynder at lide under Solens opvarmning. Når kometkernerne er tæt nok på Solen til at udvise virkningerne fra Solens varme, kaldes de aktive kometer, eller ofte bare kometer.

Kometer findes i to forskellige grupper: Kuiperbæltekometer og Oortskykometer. Disse to populationer af kometkerner, er navngivet efter forskerne Gerard Kuiper (1905-1973) og Jan Oort (1900-1992), der som de første, foreslog de to områders eksistens i midten af det 20. århundrede. Astronomer, bestemmer hvorfra en komet kommer fra, ved at observere dens bane, som den passerer gennem det indre Solsystem.

Kometer fra Kuiperbæltet, kredser om Solen i en flad skive. Denne region strækker sig fra cirka 30 AU til cirka 50 AU, og begynder omkring Neptuns kredsløb (se figur 11.13). Kuiperbæltet synes at indeholder titusindvis af is-planetesimaler, kaldet Kuiperbælteobjekter (KBO’er). Større Kuiperbælteobjekter, er på størrelse med Pluto og Eris.

Med nogle få undtagelser, er størrelsen på Kuiperbælteobjekterne vanskelige at bestemme. Selvom lysstyrken og den omtrentlige afstand er kendt, er deres albedoer usikre. Rimelige antagelser af albedoerne, kan sætte minimum og maksimum værdier for deres størrelse. Som nogle asteroider, hyrdes nogle Kuiperbælteobjekter af måner. Astronomer, har allerede fundet mere end 1.000 Kuiperbælteobjekter, med der må eksistere mange flere mindre objekter også. Selvom de er for langt væk fra Solen til at være aktive kometer, forekommer det sandsynligt, at disse planetesimaler er kometkerner.

Et af de større kendte Kuiperbælteobjekter – Quaoar (udtales ”kwa-whar”) – er også et af de få, hvis størrelse astronomer har været i stand til at måle. Observationer med Spitzer Space Telescope tyder på, at Quaoar har en diameter på omkring 900 km. Ud fra dens tilsyneladende lysstyrke, afstand og størrelse, har astronomerne beregnet dens albedo til 0,20, hvilket gør den mere reflekterende, end kernerne af de kometer der kommer ind i det indre Solsystem, men langt mindre reflekterende end Pluto. Quaoars afsides beliggenhed og uberørte tilstand, har tilsyneladende tilladt nogle flygte is-arter at overleve på overfladen, herunder krystallinsk vandis, metan og ethan. Quaoar har et næsten cirkulært kredsløb omkring Solen, og den har en lille måne, som gør det muligt for astronomer at estimere dens masse.

Sedna er et interessant objekt, hvis stærkt elliptiske bane, tager den til afstande på 76 AU ud til 937 AU fra Solen. Med et sådan stort, elliptisk kredsløb, tager det Sedna mere end 11.000 år, at gennemføre en tur omkring Solen. Da den blev opdaget i 2003, var Sedna omkring 90 AU fra Solen og var på vej tættere på. Den vil nå sit perihelium i 2076. Data fra Herschel Space Observatory, tyder på en albedo på omkring 0,30, og dermed en størrelse på 1.000 km. Sedna har ingen kendt måne, så det er svært at estimere dens masse. Vand- og metan-is, er blevet observeret i dens spektrum. Som dværgplaneten Eris, har Sedna et meget excentrisk kredsløb. Efter sit møde med Pluto i 2015, er det planlagt af New Horizons rumsonden, skal fortsætte udad i Kuiperbæltet, hvor det vil blive manøvreret til tætte passager af et eller flere Kuiperbælteobjekter.

I modsætning til den flade Kuiperbælte-skive, er Oortskyen en sfærisk fordeling af kometkerner, der er alt for fjerne til at kunne blive observeret af selv de mest kraftfulde teleskoper. Astronomer bestemmer størrelsen og formen på Oortskyen, ud fra kredsløbene af områdets kometer, som nærmer sig Solen fra alle retninger, og estimere den til at nå så langt ud som 100.000 AU fra Solen – næsten halvvejs til den nærmeste stjerne. Kuiperbæltet og Oortskyen, er enorme reservoirer af is-planetesimaler. Tyngdeinteraktioner med objekter uden for Solsystemet, som for eksempel stjerner on interstellare skyer, kan sende en Oortsky-planetesimal ind mod Solen. Astronomer anslår, at der hvert 5-10 millioner år, passerer en stjerne inden for 100.000 AU fra Solen, og at dette forstyrre kredsløbene for kometkernerne. Tyngdeinteraktionen fra store, tætte skyer af interstellart gas, kan også forstyrre Oortskyen.

Objekter i det indre Solsystem, er tæt nok på Solen til, at forstyrrelser uden for Solsystemet aldrig udøver mere end en lille brøkdel af Solens tyngdepåvirkning på dem. I den fjerne Oortsky, er kometkernerne så langt fra Solen, og Solens tyngdepåvirkning på dem er så svag, at de næsten ikke er bundet til Solen. Trækket fra den langsomme passage af en stjerne eller interstellar sky, kan konkurrere med Solens tyngdekraft, og ændre kredsløbene af Oortskyobjekterne markant. Hvis påvirkningen tilføjer energi til kometkernens kredsløbsenergi, kan kometen bevæge sig udad til et endnu fjernere kredsløb, eller måske helt undslippe fra Solens tyngdekraft, og starte en lang rejse gennem det interstellare rum. En kometkerne som mister kredsløbsenergi som følge af denne form for interaktion, falder indad. Nogle af disse kometkerner, kommer helt ind i det indre Solsystem, hvor de måske kort kan ses på Jordens himmel, som aktive kometer, før de vender tilbage til Oortskyen.

I modsætning til kometkernerne i Oortskyen, er de i Kuiperbæltet, pakket tæt nok til, at de kan interagere med hinanden tyngdemæssigt, fra tid til anden. Ved sådanne hændelser, får en kometkerne energi, mens den anden mister energi. ”Vinderen”, kan få nok energi til at blive sendt ind i et kredsløb, der langt når ud over grænsen for Kuiperbæltet. Det forekommer sandsynligt, at nogle objekter i Oortskyen kommer fra netop denne proces. ”Taberen” kan falde indad mod Solen.

Kometernes kredsløb

Levetiden for en kometkerne, afhænger af hvor ofte den passerer Solen, og hvor tæt på Solen den kommer. Hver passage, fjerner sin mængde af is og støv. På baggrund af en konvention, betegnet en komets kredsløb generelt som korte eller lange kredsløb. Opdelingen mellem de to typer, er noget arbitrært sat til en periode på 200 jordår. Kometer med kredsløbsperioder på mindre end 200 år er kort-periode kometer. Kometer med kredsløbsperioder på mere end 200 år, er lang-periode kometer.

Banerne for næsten alle kometer er meget elliptiske, med den ene ende af kredsløbet tæt på Solen, og den anden i de fjerne dele af Solsystemet. De fleste kometer der passerer gennem det indre Solsystem, har ekstremt lange kredsløbsperioder, der fører dem tilbage til Kuiperbæltet eller Oortskyen. Men nogle kort-periode kometer, forbliver relativt tæt på Solen. Figur 11.14 viser kredsløbene for et antal kometer. Lang-periode kometer er spredt til det ydre Solsystem ved tyngdeinteraktioner, så deres kredsløbsparametre er tilfældige. De kommer ind i det indre Solsystem fra alle retninger, nogle kredser om Solen i samme retning som planeternes kredsløb (prograd), og nogle kredser i modsat retning af planeternes baner (retrograd). Kort-periode kometer, har tendens til at være prograde og have kredsløb i det ekliptiske plan, og de passerer ofte så tæt på en planet, at dens tyngdekraft kan ændre dens kredsløb om Solen. Kort-periode kometerne opstod formodentlig i Kuiperbæltet, men da de faldt ind mod Solen, blev de tvunget ind i deres nuværende kort-periode kredsløb ved tyngdemæssige møder med Jupiter.

Halleys komet, er den mest lysstærke og mest berømte komet med kort periode; den var den første komet, hvis tilbagekomst blev forudsagt. I 1705, studerede Edmund Halley, kometers kredsløbsbaner, og anvendte de tyngdelove, der for nylig, var blevet opdaget af hans ven og kollega Isaac Newton. Halley bemærkede, at en lysstærk komet der var blevet set i 1682, havde en bane, der bemærkelsesvis lignede kometerne der blev set i 1531 og 1607. Han konkluderede, at de alle tre var en og samme komet, og han forudsagde, at denne komet ville vende tilbage i 1758. Desværre levede Halley ikke længe nok, til at se hans komet komme igen juleaften i det år han havde forudsagt. Astronomerne opkaldte den hurtigt Halleys komet i anerkendelsen af genialiteten af både Newton og Halley.

Halleys komets meget langstrakte kredsløb, tager den fra perihelium omtrent halvvejs mellem Venus’ og Merkurs baner, til aphelium ud over Neptuns bane. Astronomer og historikere, har nu identificeret mulige observationer af kometen, som går tilbage til 467 før vor tidsregning. Halleys komet, har en gennemsnitlig kredsløbsperiode på 76 år, og Mark Twain (1835-1910) blev berømt for at sige at han ankom med kometen i 1834, og han ville forlade denne jord, med kometen i 1910; i 1986 var Halleys komet og Jorden, på hver deres side af Solen, da kometen viste sig. Halleys komet, vil nå aphelium i 2024 og derefter begynde sin lange rejse tilbage til det indre Solsystem, og blive synlig igen for det blotte øje, i 2061.

Hundredevis af lang-periode kometer, har velbestemte baner. Nogle har kredsløbsperioder på hundredetusinder, ja endda millioner af år, og bruger næsten al deres tid, i de mørke, yderste regioner af Solsystemet. Kredsløb for et par lang-periode kometer, er vist i figur 12.14b. I modsætning til de formentlig prograde, ekliptikaplane kredsløb af kort-periode kometerne, fordeler lang-periode kometerne sig omtrent ligeligt, mellem prograde og retrograde kredsløb, og de kommer ind i det indre Solsystem fra alle retninger. Disse er de kometer, der afslører eksistensen af Oortskyen. På grund af deres meget lange kredsløbsperioder, kan disse kometer ikke have vist sig mere end en gang, gennem den optegnede historie, og i de fleste tilfælde, kun en gang gennem hele menneskets historie.

Kometen Ikeya-Seki, er medlem af en familie kometer kaldet solstrejfere, kometer hvis perihelia ligger meget tæt på Solens overflade. Mange solstrejfere overlever end ikke en passage af Jordens lokale stjerne. Ikeya-Seki blev så lysstærk da den nærmede sig dens perihelium i 1965, at den var synlig i klart dagslys, men den var kun 2 solradier væk fra middagssolen. Solstrejfere kommer generelt i grupper, med efterfølgende kometer i næsten samme kredsløb. Hvert medlem af en sådan gruppe, startede som en del af en enkelt, større kerne, som brød i stykker under en tidligere perihelium passage.

To spektakulære lang-periode kometer, med lange smukke haler, var Hyakutake i 1996 og Hale-Bopp i 1997 (se figur 11.15). Kometen Hale-Bopp, kan være den mest observerede komet nogensinde. Denne store komet, med en kerne der er så stor som måske 60 km i diameter, er særlig vigtig for professionelle astronomer, fordi den blev opdaget langt fra Solen, nær Jupiters kredsløb, omkring 2 år før dens periheliumpassage. Denne tidlige opdagelse, forlængede den samlede tid, der var til rådighed til at studere dens udvikling, og planlægge observationer, som den nærmede sig Solen. Opvarmet af Solen, dannede kernen store mængder gas og støv, og så meget som 300 tons vand persekund, med mindre mængder kulmonooxid, svovldioxid, cyanogen og andre gasser. Kometen Hale-Bopp, vil fortsætte sin rejse væk fra os i over 1.000 or, og vil ikke vende tilbage til de indre Solsystem, før engang omkring år 4530.

Kometen McNaught, var en spektakulær komet, der blev kendt som ”Den Storslåede Komet fra 2007”. Den var den klareste komet i næsten 50 år. Kometens kerne og koma, var synlige i klart dagslys, som dens kredsløb, bragte den inden for 25 millioner km fra Solen, og da efterfølgende blev synlig på aftenhimlen, for observatører på den sydlige halvkugle, var dens hale vokset til en længde på mere end 160 millioner km og dækkede en strækning på over 35º af nattehimlen (se figur 11.16). Kometen McNaught ankom til det indre Solsystem fra Oortskyen, men forlod det indre Solsystem på en svagt hyperbolsk bane, hvilket tyder på, at dette er en komet der aldrig kommer tilbage.

Hvornår komme den næste lysstærke komet som Hyakutake, Hale-Bopp eller McNaught? I gennemsnit, observeres der en spektakulær komet hvert årti, men det er helt tilfældigt. Det kan være om mange år fra nu – eller det kan ske i næste måned.

Aktive kometers anatomi

I modsætning til asteroider, som har været igennem en lang række af kemiske og fysiske ændringer, som følge af kollisioner, opvarmning og differentiering, er de fleste kometkerner bevaret uændrede gennem de seneste 4,6 milliarder år, på grund af den utroligt lave temperatur der er i det ydre Solsystem hvor kometkernerne befinder sig. Kometkerner, er opbygget af det næsten uberørte materiale, der blev tilbage fra Solsystemets dannelse.

Kernen, er langt det mindste komponent i en komet, men den er kilden til alt det materiale, der strækker sig henover himlen, som kometen nærmer sig Solen (se figur 11.17). Kometkerner spænder i størrelse fra et par dusin meter, til flere hundrede kilometer i diameter. Disse ”beskidte snebolde”, består af is, organiske forbindelser og støvkorn.

Som en komet nærmer sig Solen, opvarmer sollyset dens overflade og fordamper isen der strømmer væk fra kernen, og bærer indlejrede støvpartikler med sig. Denne proces med omdannelse fra fast form til gas, kaldes sublimering. For eksempel smelter tøris (frossen kuldioxid) ikke som vandis gør, men går i stedet direkte fra fast form til kuldioxidgas. Tøris sublimerer – det er derfor det kaldes for ”tøris”. Hvis du stiller et stykke tøris ud i solen på en sommerdag, får du en rimelig god ide om, hvad der sker med en komet. Vandis smelter (men sublimerer under visse betingelser, der kan demonstreres ved krympningen af isterninger der efterlades i en ”frostfri” fryser).

Gasser og støv, der drives fra kernen i en aktiv komet, danner en næsten sfærisk atmosfærisk sky omkring kernen, kaldet koma (se figur 11.17). Kernen og den indre del af komaen, kaldes undertuden kollektivt for kometens hoved. Pegende væk fra kometens hoved, i en retning mere eller mindre væk fra Solen, er lange strømme af støv, gas og ioner, kaldet halen.

De fleste kometer, som bliver synlige med det blotte øje, synes at udvise en lignende opførsel – de udvikler først en koma og derefter en langstrakt hale, når de nærmer sig det indre Solsystem. Kometen McNaught i 2007, var en sådan komet (se figur 11.16). Men der er undtagelser. Kometen Holmes, var et meget svagt teleskopobjekt, da det nåede sit nærmeste punkt mod Solen, lige ud over Mars’ bane, den 4. maj 2007. Derefter, flere måneder senere, den 21. oktober 2007, da den var godt på vej ud mod Jupiters kredsløb, blev kometen pludselig en halv million gange mere lysstærk på bare 42 timer. Dette pludselige udbrud, gjorde kometen Holmes, til et lyst objekt, der kunne ses med det blotte øje, og var synlig på den nordlige halvkugle i flere måneder. Astronomerne blev forundret over årsagen til dette dramatiske udbrud. Forklaringerne spænder fra et meteoritnedslag til en pludselig (men uforklarlig) opbygning af gas under overfladen.

Kometer har to typer af haler

Halen, der er den største og mest spektakulære del af en komet, er også ”håret” efter hvilket, kometer er navngivet (komet kommer fra de græske ord kometes, der betyder ”den behårede”). Aktive kometer har to forskellige typer haler, som vist i figur 11.17. Den ene er ionhalen. Mange af de atomer og molekyler, som udgør en komets koma, er ioner. Fordi de er elektrisk ladede, mærker ionerne i komaen effekten af solvinden, strømmen af ladede partikler der strømmer kontinuerligt væk fra Solen. Solvinden skubber til disse ioner, der hurtigt accelererer til hastigheder på mere end 100 km per sekund – langt hurtigere end kometens egen hastighed – og fejer dem ud i en lang, tilspidset struktur. Fordi partiklerne der udgør ionhalen, så hurtigt opsamles af solvinden, er ionhalerne normalt meget lige og peger fra kometens hoved, direkte væk fra Solen.

Støvpartikler i komaen, kan også have en netto elektrisk ladning og mærke solvindens påvirkning. Derudover udøver sollys i sig selv, en kraft på kometstøvet. Men støvpartikler er langt mere massive en de enkelte ioner, så de accelereres langsommere, og når ikke lige så høje relative hastigheder, som ionerne gør. Som følge heraf, er støvpartiklerne ikke i stand til at følge med kometen, og støvhalen synes ofte at svinge sig forsigtigt væk fra kometens hoved, som støvpartiklerne gradvist skubbes væk fra kometens kredsløb i retning væk fra Solen (se figur 11.17).

På forskellige punkter i en komets kredsløb, tager de to haler forskellige positioner i forhold til kredsløbsretningen, som figur 11.18 viser. Begge typer haler, peger altid væk fra Solen, uanset hvilken retning kometen bevæger sig. Som den kometen nærmer sig Solen, befinder kometens haler sig bag ved kernen, men halerne bevæger sig foran kernen, når kometen er på vej væk fra Solen. Komethaler varierer meget for en komet til en anden. Nogle kometer udviser begge typer haler samtidigt; andre, af grunde der ikke forstås, danner slet ingen hale. En hale dannes ofte, som en komet krydser Mars’ bane, hvor stigningen i solvarmen, driver gas og støv væk fra kernen. I oktober 1965, blev de tidlige morgentimer holdt tryllebundet, ved synet af kometen Ikeya-Sekis glødende 150 millioner kilometer lange hale, der strakte sig over himlen – en længde, der er lige så stor som afstanden mellem Jorden og Solen. I nogle uger, var Ikeya-Seki det længste objekt i hele Solsystemet.

Gassen i en komethale er endnu mere svag, end gassen i dens koma, med tætheder på højest et par hundrede molekyler per kubikcentimeter. Det er meget lidt sammenlignet med for eksempel Jordens atmosfære, der ved havniveau indeholder mere end  molekyler per kubikcentimeter. Støvpartiklerne i kometens hale, er typisk omkring en mikron i diameter, omtrent samme størrelse som røgpartikler.

Besøg på kometer

Kometer giver en god teknologisk udfordring for designere af rumsonder. Der er sjældent nok forudgående kendskab til et kometbesøg, eller dens kredsløb, til at opsætte en succesfuld mission til kometen. Den relative hastighed mellem en rumsonde opsendt fra Jorden og en komet, er ekstremt høj. Observationer skal foretages meget hurtigt, og der er fare for kollisioner med hurtige partikler fra kernen. Der er til dato, afsendt omkring et dusin rumsonder til møder med kometer, herunder en hær af fem rumsonder, der blev sendt mod Halleys komet af sovjetiske, europæiske og japanske rumagenturer i 1986 (se tabel 11.2).

Sovjetiske Vega og den europæiske Giotto rumsonde, kom ind i kometen Halleys koma, mens de stadig var næsten 300.000 km fra kernen. De opdagede, at støvet fra Halleys komet, var en blanding af lette organiske stoffer og tungere klippemateriale, og at gassen bestod af omkring 80 procent vand og 10 procent kulmonooxid, med mindre mængder af andre organiske molekyler. Overfladen på Halleys komet, er en af de mørkeste kendte objekter i Solsystemet, hvilket betyder, at den er rig på komplekse organiske materialer, der må have været til stede som støv, i skiven omkring den unge Sol – måske endda i den interstellare sky, hvorfra Solsystemet er dannet. Da Vega og Giotto kom tæt på Halleys kerne (se figur 11.19), observerede de jetstrømme af støv og fas, der bevægede sig væk fra overfladen, med hastigheder på op til 1 km/s, hvilket er langt over undvigelseshastigheden. Materialet kommer fra flere små sprækker, som kun dækkede en tiendedel af overfladen.

Ved at observere jetstrømmene af materiale der strømmede væk fra Halleys kerne, estimerede planetforskere, at 20.000 kg gas og 10.000 kg støv, blev udstød fra kometkernen hvert sekund. Under sin passage omkring Solen i 1986, har Halleys komet mistet mindst 100 milliarder ( ) kg materiale, eller omkring en tiendedel af 1 procent af dens samlede masse.

Flere rumsonder har besøgt kometer, der undslap fra Kuiperbæltet, og blev indfanget af Jupiter og dirigeret til kort-periode kredsløb. I 2001, fløj NASAs Deep Space 1 sonden inden for 2.200 km fra kometen Borrellys kerne. Kometen Borrellys tjæresorte overflade, er blandt de mørkeste der kan ses på noget Solsystemobjekt, og til forskernes overraskelse udviste den ingen tegn på vandis. I 2004, fløj NASAs Stardust runsonde inden for 235 km af kometen Wild 2. Wild 2, havde tidligere opholdt sig i den iskolde region mellem Jupiters og Uranus’ kredsløb, men et tæt møde med Jupiter i 1974, forstyrrede den bane og bragte dette forholdsvist uberørte objekt, tættere på Solen, så den nu bevæger sig mellem Jordens og Jupiters kredsløb. Da Stardust besøgte Wild 2, havde kometen kun foretaget fem ture omkring Solen i sin nye bane, mens der har være mere end 100 besøg fra kometen Halley.

Wild 2s næsten runde kerne, er omkring 5 km i diameter. Mindst 10 stråler af gas var aktive, hvoraf nogle bærer overraskende store stykker af overflademateriale bort fra kernen (et par partikler var så store, at de trængte dybt ind i det ydre lag af rumsondens beskyttende skjold). Overfladen på Wind 2, er dækket af træk der kan være nedslagskratere, ændret af is-sublimering, små jordskred og erosion når kometen udstøder gas (se figur 11.20). Nogle kratere viser flade kraterbunde, hvilket tyder på et relativt solidt indre, under en porøs overflade.

Stardust missionen var yderst vellykket, og fandt nye former for organisk materialer i modsætning til tidligere sete materialer i rummet. De er mere primitive, end dem der observeres i meteoritter, og kan være dannet før selve Solsystemet. Disse korn, kan bruges til at undersøge der forhold, hvorunder Solen og planeterne dannes, og deres efterfølgende udvikling. Mineraler der dannet ved høje temperaturer er også blevet fundet, og det understøtter ideen om, at solvinden blæste materiale ud af det indre Solsystem meget tidligt i Solsystemets historie. Forskere vil studere partiklerne fra denne mission i detaljer, mange år frem i tiden.

I 2005, afsendte NASAs Deep Impact rumsonde, et 307 kg tungt projektil, som kolliderede med kernen på kometen Tempel 1 med en hastighed på mere end 10 km/s. Nedslaget, sendte 10.000 tons vand og støv ud i rummet, med hastigheder på 50 m/s (se figur 11.21). Op til det øjeblik hvor projektilet blev pulveriseret, var et kamera monteret på projektilet, i stand til at tage skarpe billeder af dets mål. Observationer af begivenheden, blev foretaget både lokalt af Deep Impact og på Jorden af en lang række af teleskoper på jordoverfladen og i rummet.

Vand, kuldioxid, hydrogencyanid, jernholdige mineraler og et væld af komplekse organiske molekyler, blev identificeret ved nedslaget på kometen Tempel 1. Kometens ydre lag, består af fint støv, med omtrent samme konsistens som talkumpulver. Under støvet, er der et lag af vandis og organiske materialer. En overraskelse for forskerne, var tilstedeværelsen af velformede nedslagskratere, der havde være fraværende i nærbillederne af kometerne Borrelly og Wild 2. Hvorfor nogle kometkerner har friske nedslagskratere og andre ingen, er stadig et ubesvaret spørgsmål.

I 2010, fløj EPOXI rumsonden forbi kometen Hartley 2 (se figur 11.22), og tog ikke kun billeder af jetstrømme af støv og gas der indikerer en usædvanlig aktiv overflade, men også en usædvanlig adskillelse af ru og glatte områder, med meget forskellig natur. Vand fordamper og siver ud gennem støvet fra det glatte område ved ”taljen” af kometen, mens kuldioxid udstødes fra de ru områder. Det er imidlertid uklart, om kometen Hartley 2s usædvanlige natur, er et resultat af hvordan den blev dannet for 4,5 milliarder år siden, eller skyldes den senere udvikling af kometen. Yderligere observationer med Herschel Space Observatory viste, at vandet på denne komet, havde det samme forhold mellem hydrogen-isotoper, som Jordens oceaner og meteoritter fra kulstofrige asteroider. Kometer fra Oortskyen har et andet forhold, så de er blevet udelukket som kilden til Jordens vand. Data fra kometen Hartley 2 ses som et stærkt bevis på, at noget af vandet på Jorden, kommer fra Kuiperbæltet.

Kollisioner forekommer stadig i dag

I begyndelsen af det 20. århundrede, blev banen af en kometkerne fra Kuiperbæltet forstyrret, og kometens nye bane, bragte den tæt på Jupiter. Denne komet, kendt som Shoemaker-Levy 9, passerede så tæt på Jupiter i 1992, at tidevandskræfterne brød den op i et dusin stykker, der efterfølgende spredte sig langs dens kredsløb. Fragmenterne to endnu et 2-årigt kredsløb om planeten, og i juli 1994 styrtede hele stimen af fragmenter ind i Jupiter. I løbet af en uges tid, stødte fragmenterne der hver i sær bevægede sig med 60 m/s, ind i Jupiters stratosfære. Nedslagene skete lige bag ved Jupiters horisont, så de kunne ikke observeres fra Jorden, men Galileo rumsonden, var i stand til at observere et par stykker af nedslagene.

Astronomer, der anvendte jordbaserede teleskoper og Hubble Space Telescope, kunne se enorme søjler stige op fra nedslaget, til højder på mere end 3.000 km over skytoppene på Jupiters horisont. Materialet i disse søjler, regnede herefter tilbage ned på Jupiters stratosfære, hvilket forårsagede krusninger lig dem småsten der smides i den dam danner. Figur 11.23, viser begivenhedens rækkefølge, idet hvert fragment af kometen kolliderede med kæmpeplaneten. Svovl- og kulstofforbindelser frigivet af nedslagene, dannede ar i atmosfæren på størrelse med Jorden, og de fortsatte med at være synlige i måneder og var synlige selv gennem små amatørteleskoper. Næsten alle hårde overflader i Solsystemet, bærer stadig arene fra en tid, hvor enorme nedslags-begivenheder var almindelige. Kollisionen af kometen Shoemaker-Levy 9 med Jupiter i 1994, mindede astronomerne om, at selvom sådanne nedslag er langt mindre hyppige i dag end de var engang, sker de stadig.

Kollisionen af Shoemaker-Levy 9 med Jupiter, hjælper med at forklare en begivenhed, der har forvirret forskerne i det sidste århundrede. Tunguska-floden, løber gennem et fjerntliggende område i det vestlige Sibirien, som hovedsageligt bebos af rensdyr og nogle få rensdyrhyrder. Om sommeren i 1908, blev området udsat for en sprængning, med en energiækvivalent der er lig med 2.000 atombomber på størrelse med den der blev kastet over Hiroshima. Figur 11.24 viser et kort over regionen, sammen med billeder af ødelæggelserne forårsaget af eksplosionen. Øjenvidneberetninger fortalte om ødelæggelser af boliger, forkulning af rensdyr (herunder en flok på 700 dyr) og dødsfald af mindst 5 personer. Selv om træerne blev brændt eller væltet i et område på mere end 2.150 kvadratkilometer – et område der er større en storbyen New York, USA – blev der ikke efterladt noget krater. Tunguska-begivenheden, var resultatet af en enorm eksplosion højt i atmosfæren, som opstod, da et lille objekt ramte Jordens atmosfære, blev revet itu, og dannede en ildkugle inden den nåede Jordens overflade. Nylige ekspeditioner til Tunguska-området, har udvundet harpiks fra de træer der blev brændt ned af eksplosionen. Kemiske spor i harpiksen antyder, at det nedstyrtende objekt, kan have været en klippeasteroide.

Se Matematiske Værktøjer 11.2 for at se hvor meget energi der frigives når en kometkerne slår ned.

Næste afsnit →