09 Kometen vanuit fysisch standpunt

Kometen vanuit een fysisch standpunt
De banen van kometen
Dat een komeet een baan rond de zon beschrijft, gehoorzamend aan de gravitatiewet van
Newton, lijkt voor ons een evidentie. Nochtans was het pas met de publicatie Newtons Principia dat
een 2000 jaar durend debat beslecht werd over de ware aard van kometen. De Griekse filosoof
Aristoteles meende in de 4de eeuw voor Christus, dat kometen fenomenen waren in de aardatmosfeer,
terwijl de Romeinse wijsgeer Seneca redeneerde dat ze behoorden tot het hemelgewelf, ‘omdat ze niet
beïnvloed werden door de wind’. Twee millennia later was de discussie nog steeds aan de gang en
geloofde zelfs Galilei nog, ondanks de nauwkeurige observaties door Tycho Brahe van de komeet van
1577, dat kometen atmosferische verschijnselen waren zoals bijzonnen. Zijn tijdgenoot Kepler
daarentegen die op basis van de waarnemingen van Tycho zijn beroemde wetten afleidde,
argumenteerde dat kometen zich in de ruimte bevonden en dat hun staart onder invloed van de zon
ontstond. Dankzij Newton weten we nu dat kometen objecten zijn in het zonnestelsel die, als we enkel
de invloed van de zon beschouwen, bewegen op elliptische, parabolische of hyperbolische banen rond
de zon. De ruimtelijke positie van zo’n baan en de beweging daarin van een object, worden bepaald
door 6 grootheden, de zgn. baanelementen:






i : de inclinatie, bepaalt de helling tegenover de ecliptica (waarbij 0 ≤ i ≤ 180°)
Ω : de ecliptische lengte van de klimmende knoop, bepaalt de richting van het baanvlak
tegenover het lentepunt (0 ≤ Ω ≤ 360°)
ω : het argument van het perihelium, bepaalt de oriëntatie van de baan in het baanvlak (0 ≤ ω
≤ 360°)
a : de halve lange as, bepaalt de grootte van de baan (in geval van een parabool of hyperbool
wordt a vervangen door de periheliumafstand q)
e : de excentriciteit, bepaalt de afplatting
τ : het tijdstip van periheliumdoorgang, bepaalt waar de komeet zich bevindt op een bepaald
tijdstip
De zuiver Keplerse beweging wordt echter in realiteit voortdurend gestoord door de invloed van de
planeten en daarom is een set baanelementen strikt genomen maar geldig voor één bepaald tijdstip, het
zgn. epoch. Het zijn deze baanelementen die men voor nieuw ontdekte kometen als amateur in de
betere planetariumsoftware kan invoeren, om daarna efemeriden en zoekkaartjes te genereren.
Komeetbanen verschillen van planeetbanen meestal op 2 punten: de inclinatie is dikwijls heel
groot en de baan is veelal zeer langgerekt, waardoor een komeet tijdens een omloop op extreem
verschillende afstanden van de zon kan komen. Op basis van de baan, en dus de omlooptijd worden
kometen, nogal arbitrair, ingedeeld in 2 klassen: kort-periodieke kometen met omlooptijden minder
dan 200 jaar (bijv. Halley, 76 jaar) en lang-periodieke kometen waarvoor de omlooptijd groter is dan
200 jaar (bijv. Hale-Bopp, 2400 jaar). Vanuit fysisch oogpunt echter, kan men eerder 4 categorieën
onderscheiden. De lang-periodieke kan men indelen in deze die zó een grote baan hebben dat ze
waarschijnlijk voor de eerste keer in de buurt van de zon komen (de zgn. ‘nieuwe’ kometen of
Oortwolk-kometen) en deze die al meermaals een periheliumdoorgang hebben meeggemaakt (zoals
Hale-Bopp). De kort-periodieke worden ingedeeld in Jupter-typen en Halley-typen. De eerste hebben
banen die gravitationeel worden gecontroleerd door Jupiter (met apheliumafstand van rond de 5 AE en
een inclinatie meestal minder dan 45°), terwijl de laatsten grotere banen hebben (meer dan 7 AE) en
willekeurige inclinaties.
De oorsprong van kometen
Bovenstaande indeling in 4 families weerspiegelt de wijze waarop komeetbanen ontstaan en
waar kometen werden gevormd. Op basis van de apheliumafstand van lang-periodieke kometen, wordt
aangenomen dat er zich op een afstand van meer dan 50.000 AE, een min of meer sferische wolk van
kometen bevindt, de zgn. Oort-wolk (ter vergelijking: de gemiddelde afstand van Pluto tot de zon is 40
AE). Waar de Oort-wolk ophoudt, is niet exact bepaald, maar men kan aannemen dat ze zich, met
afnemende dichtheid uitstrekt tot waar de gravitationele invloed van de zon zich laat gelden tov. deze
van nabure sterren, ongeveer 2 lichtjaar. Onder invloed van nabije sterren of van massarijke stof- en
gaswolken kan de beweging van kometen in de Oort-wolk verstoord worden, waardoor ze in de
binnenste regionen van het zonnestelsel kunnen belanden. De Oort-wolk is dus het reservoir van
waaruit de lang-periodieke kometen afkomstig zijn. Wat er met zo’n komeet gebeurt, hangt af van de
gravitationele omstandigheden van het moment: meer dan 60% wordt door Jupiter het zonnestelsel
uitgekegeld. Andere desastreuze mogelijkheden zijn: volledig uiteenvallen in kosmisch gruis, volledig
verdampen van het aanwezige ijs waardoor een inert brokstuk achterblijft, of te pletter storten op de
zon. Men schat dat slechts 4% terugkeert naar de Oort-wolk en dat minder dan 1% in een kortperiodieke baan terechtkomt.
Lang-periodieke kometen zijn zoals gezegd afkomstig uit de Oort-wolk. Nochtans zijn er
redenen om aan te nemen dat kometen niet in de Oort-wolk zelf werden gevormd. Om te beginnen is
de gemiddelde baansnelheid van deeltjes op zo’n grote afstand van de zon te laag om door onderlinge
botsingen grotere objecten te vormen. Bovendien is de Oortwolk sferisch, terwijl het zonnestelsel zelf
en de oorspronkelijke nevel waaruit het werd gevormd, schijfvormig is. Men neemt daarom aan dat de
ware wieg van kometen ligt in een brede band die zich in het vlak van het zonnestelsel uitstrekt vanaf
zo’n 30AE, dus in de buurt van Neptunus, tot (zeer) ruwweg zo’n 1000 AE. Zowel de kometen uit de
Oort-wolk, als de kort-periodieke kometen (de Halley- en de Jupiter-typen) zijn afkomstig uit deze
zgn. Kuipergordel. Hoofdrolspelers in deze dynamiek zijn natuurlijk de gasreuzen in het zonnestelsel
met op de eerste plaats Neptunus. Door de aantrekkingskracht van deze laatste kunnen objecten uit de
binnenste delen van de Kuipergordel uit hun stabiele baan worden getrokken, waarna ze onder invloed
van een van de andere reuzenplaneten (meestal Jupiter), hetzij richting Oort-wolk worden geslingerd,
hetzij in een min of meer stabiele kort-periodiek baan terecht komen. Sinds begin jaren ’90 zijn
observationeel reeds een tweehonderdtal objecten gelocaliseerd buiten de baan van Neptunus, als
leden van de binnenste Kuipergordel. Op basis van hun samenstelling gelooft men touwens dat de
‘planeet’ Pluto, zijn maan Charon, en de Neptunusmaan Triton zelf ook ingevangen Kuipergordelobjecten zijn.
De opbouw van een komeet
Hoewel we reeds vanaf Newton komeetbanen in detail kunnen berekenen, is het onderzoek
naar de fysische aard van kometen zelf, pas goed op gang gekomen in de tweede helft van de 20 e
eeuw. Vooral dankzij de recente ruimtemissies naar kometen, is dit onderzoek met rasse schreden
vooruit gegaan. Een komeetkern bestaat in essentie uit ijs van diverse moleculen (water,
koolstofmonoxide, koolstofdioxide, methaan, …) en uit stofdeeltjes, opgebouwd voornamelijk uit
silicium, koolstof, stikstof, zuurstof, waterstof. Meestal wordt een komeet beschreven als een ‘vuile
sneeuwbal’ als aanduiding voor de combinatie van ijs en stof, maar recent onderzoek leert dat men
beter kan spreken van een ‘bevroren modderbal’, omdat de concentratie van stof veel groter is dan
vroeger werd gedacht (tot de helft van de massa kan bestaan uit stof). Sinds het rendez-vous van de
ruimtesonde Giotto met de komeet van Halley, weten we dat het oppervlak van een komeet bestaat uit
een stofrijke, donkere korst met een zeer lage reflectiviteit.
Het is juist de combinatie van deze chemische samenstelling en de hoger beschreven
baaneigenschappen (dat ze heel ver en heel dicht bij de zon kunnen komen), die de zichtbaarheid
bepaalt van kometen en hun soms spectaculaire verschijningen. Een komeetkern varieert in grootte
typisch tussen enkele tientallen meters en enkele tientallen kilometer en is in principe niet
waarneembaar vanop aarde, maar eenmaal in de buurt van de zon kan een komeet uitgroeien tot een
van de grootste objecten in het zonnestelsel. Omwille van het donkere oppervlak absorbeert de kern
vlot zonnewarmte en naarmate de komeet de zon nadert, beginnen de verschillende soorten ijs
achtereenvolgens te sublimeren tot gas, daarbij stofdeeltjes vanaf de kern meesleurend, waardoor er
een atmosfeer (de coma) ontstaat van gas en stof die verschillende honderdduizenden kilometer groot
kan worden. Bovendien is de coma zelf nog eens gehuld in een gigantische wolk van neutraal
waterstofgas, afkomstig van watermoleculen die onder invloed de zonnestraling worden afgebroken.
Het ontsnappen van materiaal vanuit de kern gebeurt niet over het hele oppervlak van de komeet, maar
eerder vanuit lokale ‘fontijnen’ (nl. daar waar de korst het dunst of het zwakst is), terwijl de rest van
het oppervlak relatief onaangetast blijft. Deze ‘jets’ kunnen zorgen voor onvoorspelbare
helderheidsveranderingen én voor wijzigingen in de baan van de komeet (zgn. niet-gravitationele
krachten). Bij heldere exemplaren kan je hierdoor als waarnemer dikwijls diverse karakteristieken in
de coma onderscheiden zoals waaiervormige structuren, concentrische enveloppen ten gevolge van de
rotatie van de kern, of heldere streamers.
Het meest spectaculaire en tot de verbeelding sprekende kenmerk van kometen zijn echter hun
staarten. Er wordt onderscheid gemaakt tussen de stofstaart en de gasstaart. De stofstaart bestaat uit
stofdeeltjes uit de coma die door de stralingsdruk van de zon worden weggeduwd uit de coma en hun
eigen baan beginnen te volgen in het zog van de komeet. De stofstaart is meestal gekromd en is, wit of
ivoorkleurig, zichtbaar door reflectie van zonlicht op de stofdeeltjes.
De gasstaart onstaat op een heel andere manier. Onder invloed van ultraviolet licht worden moleculen
in de coma geïoniseerd waardoor een plasma wordt gevormd dat reageert op het magnetisch veld van
de zonnewind. De geladen plasmadeeltjes worden hierdoor met grote snelheid uit de coma getrokken,
waardoor een lange rechte staart ontstaat die altijd recht van de zon weg gericht is. Omdat de sterkte
van de zonnewind en dus van het bijhorende magnetisch veld, nogal varieert in de tijd kan de gasstaart
dikwijls onderbrekingen en verdichtingen vertonen. De gasstaart is dikwijls blauw of groenblauw van
kleur als gevolg van fluorescentie, meestal van koolstofmonoxide en stikstof.
Het spectaculaire uitzicht ten spijt, is een komeetstaart eigenlijk, om het plastisch uit te drukken,
weinig meer dan niets. Met een dichtheid van enkele duizenden atomen per kubieke centimeter is zo’n
staart ijler dan het beste vacuum dat op aarde kan gerealiseerd worden en meestal kan men
gemakkelijk achtergrondsterren waarnemen doorheen de staart. Komeetstaarten mogen dan wel ijl
zijn, ze kunnen werkelijk gigantisch groot worden: tientallen miljoenen kilometers zijn geen
uitzondering en er zijn uitschieters boven de 100 miljoen km (ter vergelijking: 1AE = 150 miljoen
km.).
De helderheid van een komeet
Hoewel de helderheid van een komeet zeer onvoorspelbaar is, kan men ruwweg een algemene
formule afleiden die de magnitude beschrijft in functie van de afstand tot de aarde en de zon. Omdat
deze formule algemeen gebruikt wordt om helderheidsschattingen te analyseren, is het nuttig om even
toe te lichten hoe deze eenvoudig fysisch kan worden bepaald.
Een komeet is zichtbaar omdat ze zonlicht weerkaatst naar de aarde en daarom is de helderheid
afhankelijk van haar afstand Δ tot de aarde en van haar afstand r tot de zon: enerzijds is de hoeveelheid
licht die de komeet ontvangt van de zon omgekeerd evenredig met het kwadraat van r, anderzijds is de
vanop aarde waargenomen helderheid omgekeerd evenredig met het kwadraat van Δ. Indien I0 de
waargenomen lichtsterkte is op een afstand van 1 AE van de aarde én van de zon, dan is de
waargenomen lichtsterkte I op willekeurige afstanden r van de zon en Δ van de aarde (uitgedrukt in
AE)
I0
2 2 .
r 
I
Bij nadering van de zon is een komeet echter geen statisch object wat betreft zijn reflectiegedrag: hoe
dichter bij de zon, hoe meer reflecterend materiaal er in de coma vrijkomt, waardoor de helderheid
méér zal toenemen dan enkel de verwachte toename door het ontvangen zonlicht. Daarom wordt de
1/r2 relatie vervangen door een hogere exponent n: naarmate een komeet de zon nadert, neemt de
waargenomen helderheid omwille van de intrinsieke helderheidstoename sneller toe dan 1/r2:
I0
I
r n 2
Gebruik makend van het standaardverband tussen magnitude m en intensiteit
I0
I
krijgen we dan voor de magnitude m  m0  5 log   2.5n log r . Hierbij zijn m0 en n
m  m0  2.5 log
karakteristieke parameters voor elke komeet: m0 is de magnitude van de komeet op een afstand van 1
AE van de aarde en van de zon, terwijl n weergeeft hoe snel de komeet verheldert bij nadering tot de
zon. Een typische waarde voor m0 is 6 of 7, maar voor een kanjer als Hale-Bopp bijvoorbeeld lag dit
eerder in de buurt van 0 ! De waarde van n varieert meestal tussen 2 en 7, waarbij een grotere n een
snellere helderheidstoename impliceert bij nadering tot de zon.
Belangrijk om op te merken is dat voor een individuele komeet beide parameters geen constanten zijn:
vóór en na periheliumdoorgang kunnen de waarden verschillen en zelfs tijdens de nadering (of
verwijdering) van het perihelium kunnen variaties optreden.