De structuur van kometen

De structuur van kometen
1. De komeetkern
Het centrale gedeelte of de kern van een komeet is een vast geheel met een
diameter van enkele tientallen kilometers. Deze kern is zeer koud, omdat het
grootste gedeelte van de baan van een komeet zeer ver verwijderd is van de Zon.
Het materiaal waaruit de kern bestaat, is daardoor bevroren; het vormt een soort
"vuile sneeuwbal". De kern is een vast geheel van ijs (vaste koolstofmonoxide en dioxide, bevroren ammoniak en gewoon ijs) gemengd met stofkorrels en
rotsblokken (silicaten) en heeft een onregelmatige vorm.
Wanneer deze bevroren kern in het binnenste gedeelte
van het Zonnestelsel komt, wordt hij opgewarmd door
de toenemende zonnestraling en het ijs aan het
oppervlak begint daardoor te verdampen. Deze
verdamping doet zich blijkbaar slechts voor op
bepaalde plaatsen aan het oppervlak. Dit merkwaardige
verschijnsel kunnen we goed zien op de enige close-upfoto van een komeetkern die ooit werd genomen, toen
de Giotto-sonde van de European Space Agency (ESA)
rakelings langs de komeet van Halley vloog: de foto
toont duidelijk enkele oplichtende gaswolken die
wegstromen van een "aardappelvormige" kern (met toestemming van Dr H.U.Keller,
MPAE, Halley Multicolor Camera/ESA Giotto zending).
Het bestaan van dergelijke "gasstromen" werd vroeger al verondersteld. Omdat de
kern namelijk ronddraait, geven die gasstromen aanleiding tot variaties in
helderheid van de staart van de komeet. Deze variaties worden gebruikt om de
rotatietijd van de kern te schatten. Het vrijkomen van gassen gaat ook gepaard met
het ontsnappen van stofkorrels die vermengd waren met het verdampende ijs.
2. De gaswolk
Het ontsnappende gas creëert een soort atmosfeer rond de kern, de coma genoemd.
De aantrekkingskracht van de kern is zeer zwak, zodat de thermische beweging van
de gasatomen volstaat om te ontsnappen aan de zwaartekracht van de kern. Terwijl
de dichtheid van de neutrale gasatomen dicht bij de kern nog groot genoeg is om
botsingen te veroorzaken, wordt het gas steeds ijler verder van de kern weg, zodat
botsingen steeds zeldzamer worden. Het is alsof elk atoom een eigen baan beschrijft
zonder interactie met de andere atomen.
Maar het wegvloeiende neutrale gas wordt geïoniseerd door de UV-straling van de
Zon, zoals ook in de ionosfeer van de Aarde gebeurd. Deze geïoniseerde deeltjes
ontmoeten dan het plasma van de zonnewind, waarbij de kometopauze
ontstaat, d.i. het grensvlak tussen de zonnewind en het gasvormig materiaal
afkomstig van de komeet. De beweging van dit geïoniseerde gas wordt van dan
af bepaald door het interplanetair magnetisch veld. De ionen en elektronen
afkomstig van de komeet worden geleidelijk opgeslorpt door de snelle stroming
weg van de Zon, van de zonnewind. Het plasma is zo ijl, dat er zich geen
botsingen meer voordoen tussen de deeltjes uit de zonnewind en de deeltjes
afkomstig van de komeet. De zonnewind dwingt het plasma niet door wrijving
om mee te stromen, maar de twee soorten materiaal interageren ten gevolge
van de aanwezigheid van het magnetisch veld.
Dit verschijnsel geeft aanleiding tot het ontstaan van de plasmastaart van de
komeet, die langs de verbindingslijn Zon-komeet, naar buiten wijst. Het bestaan
van een dergelijke plasmastaart deed Bierman het bestaan van de zonnewind
veronderstellen. De structuur van de plasmastaart wordt duidelijk bepaald door
het interplanetair magnetisch veld. Een bewijs van de rol van dit magnetische
veld zijn de ontkoppelingsverschijnselen. Wanneer de komeet doorheen de
heliosferische stroomlaag gaat, veroorzaakt het omklappen van de
magnetische veldrichting, een verandering in polariteit van de plasmastaart. De
heliosferisch stroomlaag is zoiets als het magnetisch evenaarsvlak in de
zonnewind; het interplanetair magnetisch veld is gericht naar de Zon toe aan de
ene kant, en van de Zon weg aan de andere kant. Door het
ontkoppelingsverschijnsel wordt de oorspronkelijke staart als het ware
"afgesneden", terwijl er zich een nieuwe plasmastaart met een andere polariteit
gaat vormen.
De begeleidende figuur geeft een voorbeeld daarvan; men ziet dat de oude
plasmastaart loskomt van de coma (het begint in het midden van de figuur en
er is geen plasmastaart tussen de coma en dat punt); de "stralenstructuur" (de
rechte lijnen) onmiddellijk achter de coma is typisch voor de beginnende
vorming van een nieuwe staart.
De komeet Hyakutake (1996 B2) gefotografeerd door Herman Mikuz, Crni Vrh
Observatory, Slovenia/JPL Hyakutake site. De "valse" kleuren werden gebruikt om
de structuur van de staart duidelijk te maken.
3. De stofwolk
Het stof dat vrijkomt uit de kern van de komeet heeft slechts een kleine snelheid,
van de kern weg.
De stofwolk zal daarom min of meer de elliptische of parabolische baan van de
komeetkern volgen. Het grootste gedeelte van de stofkorrels zijn erg klein en
hebben een typische diameter van 0,001 mm. Tengevolge van de grote
oppervlakte/massa- verhouding is deze stofwolk gevoelig voor de druk die de
zonnestraling uitoefent op dergelijke stofdeeltjes. Ze worden door deze
stralingsdruk weggeduwd van de komeet, waardoor de stofdeeltjes een diffuse
stofstaart gaan vormen achter de komeet in de richting van de gebogen baan.
De mate waarin de stofwolk afwijkt van de baan, hangt af van de grootte van de
stofdeeltjes. De stofstaart heeft een witgele kleur, gewoon omdat de stofdeeltjes
het zonlicht weerkaatsen.
De rechte blauwachtige en zeer gestructureerde plasmastaart en de gebogen
diffuse witachtige stofstaart zijn duidelijk zichtbaar op de bijgevoegde foto van de
komeet van Hale-Bopp (met toestemming van het National Astronomical
Observatory of Japan).
Auteur: J. De Keyser