Kometernas ursprung

Vår stora artikel om kometernas ursprung har äntligen publicerats! Jag och mina 47 medförfattare från Rosettas OSIRIS-team har gjort en omfattande sammanställning av vad vi lärt oss från rymdsondens undersökningar av kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko, kombinerat med information från andra rymdsonder samt observationer av det yttre solsystemet från Jorden, i syfte att klargöra vilken av de tidigare föreslagna teorierna för kometers uppkomst som ligger närmast sanningen, samt vilken relation kometer har till de andra himlakropparna i det yttre solsystemet. Under den processen har vi insett att ingen av de tidigare teorierna helt håller måttet och vi föreslår därför en ny hybridmodell som kombinerar element från tidigare hypoteser på ett unikt sätt.

Artikeln som publicerades i den internationella vetenskapliga tidskriften Astronomy & Astrophysics kan laddas ned i sin helhet här. Den Europeiska rymdorganisationen ESA, som ledde byggandet av Rosetta och som ansvarar för rymdsondens dagliga skötsel och banmanövrar, har även gjort ett kort populärvetenskapligt sammandrag av artikeln på sin blogg där text och grafik tagits fram i samarbete med mig.

Jag kommer att skriva flera blogg-inlägg som beskriver olika aspekter av detta arbete. Först ut blir detta inlägg som endast i korthet beskriver tidigare teorier och vårt nya scenario, steg för steg. Senare inlägg kommer att fokusera på olika aspekter: vilka observationer vi har använt oss av, varför vi avfärdar vissa ideer som oförenliga med dessa observationer, varför vi såg oss tvingade att introducera nya teorier – och kanske viktigast av allt – vad får detta nya arbete för konsekvenser för vår syn på solsystemets tidigaste historia?

Man har länge vetat att det interstellära mediet, ur vilket nya stjärnor och planetsystem föds, innehåller ett mycket stort antal stoftkorn bestående av silikater, sulfider, metaller, organiska ämnen och is, vars diametrar understiger en mikrometer (det vill säga, en tusendels millimeter). Man visste att den nybildade protosolen omgav sig med en platt och vidsträckt skiva av gas och stoftkorn kallad solnebulosan, men man förstod inte vilka processer som var ansvariga för att omvandla denna rök till ett planetsystem. Hur går det egentligen till när myriader av små korn slår sig samman för att bilda stora planeter som Jorden, eller en bjässe som Jupiter? Under årens lopp har ett antal teorier framkastats, där gravitationella instabiliteter, hierarkisk agglomeration (även kallad hierarkisk koagulering), och strömningsinstabiliteter spelat särskilt viktiga roller. De syftar alla till att förklara hur planetesimaler bildas – små kroppar med diametrar från några hundra meter till tusen kilometer som med tiden kan slå sig samman till stora planeter.

Gravitationell instabilitet

Detta är den äldsta modellen i modern tid, som dominerade tänkandet under 1960-talet. Enligt denna modell skedde en sedimenteringsprocess i solnebulosan – de små stoftkornen sjönk gradvis mot centralplanet. Gasskivan var tämligen tjock, medan stoftet bildade en tunnare skiva vars tjocklek stadigt minskade. Det gjorde att tätheten i stoftskivan med tiden blev väldigt stor, då alla kornen började trängas inom en relativt liten volym. Anledningen till att varje enskilt stoftkorn sökte sig mot centralplanet var gravitationskraften från de övriga kornen. Skivan av stoft kan dock inte bli godtyckligt tunn och tät. Beräkningar av gravitationsfältets styrka och riktning inom stoftskivan visade att den, då en viss kritisk täthet nåddes, skulle brytas upp i ett stort antal mindre plattor utan kontakt med varandra. Det var denna plötsliga uppbrytning av skivan i mindre plattor som utgjorde själva instabiliteten. Plattorna drog sig sedan samman under gravitationens inverkan och bildade sfäriska planetesimaler med storlekar på hundratals kilometer. I den här modellen var således gravitationen ensam ansvarig för att omvandla stenröken till ett planetsystem.

Hierarkisk agglomeration

Under slutet av 1970-talet började man ifrågasätta den här typen av gravitationell instabilitet. Gasen i solnebulosan är tätare och varmare i närheten av protosolen, men tunnare och kallare på längre avstånd från denna. Av denna anledning uppstår en tryckkraft inom gasen som något motarbetar gravitationskraften från protosolen. Effekten av detta är att gasen i skivan kretsar kring protosolen med något lägre hastighet än vad en planet på motsvarande avstånd skulle ha gjort. Man säger att gasen har sub-keplersk rörelse, medan en planet har keplersk rörelse. Stoftkornen som samlas i en tunnare skiva i centralplanet känner dock inte av denna tryckkraft, vilket gör att stoftet rör sig keplerskt och även tvingar gasen i sin omedelbara närhet att röra sig på samma sätt. Därmed uppstår ett skikt av stoft och gas vid centralplanet som rör sig kring protosolen med högre hastighet än gasen under och över centralplanet. Effekten av detta är bekant för alla som har sett en vind blåsa över en spegelblank sjö – om vinden är långsam händer ingenting, men om vindhastigheten överskrider ett visst kritiskt värde börjar vattenytan krusa sig. Dessa krusningar är ett exempel på en Kelvin-Helmholtz-instabilitet som uppstår när två medier med olika densitet rör sig längsmed varandra med tillräckligt hög hastighet. Man insåg att Kelvin-Helmholtz-instabiliteten kring centralplanet skulle göra gasen där turbulent och att denna turbulens gjorde det omöjligt för stoftskivan att bli så tunn och tät att gravitationsinstabiliteten inträffade. Gravitationen var helt enkelt oförmögen att skapa planetesimaler på grund av att turbulensen var för kraftig. Man fick se sig om efter andra mekanismer som inte förlitade sig på gravitation.

Man insåg att den så kallade van der Waals-kraften kunde vara lösningen på problemet. Små stoftkorn som kolliderar med varandra tenderar att klibba sig samman, på grund av att en svag attraktiv kraft uppstår mellan molekyler i kornens ytskikt när de är i fysisk kontakt. Om korn på detta sätt slog sig samman till större och större enheter, skulle planetesimalerna växa gradvis, utan att gravitationen var direkt inblandad, åtminstone till en början. Processen då korn slår sig samman kallas agglomeration, och eftersom stora planetesimaler bildas genom sammanslagningen av flera mindre är bygget hierarktiskt – modellen kallas därför ofta hierarkisk agglomeration.

Denna modell dominerade synen på planetesimalernas uppkomst under 1980- och 1990-talen. Mycket avancerade datorprogram konstruerades för att utröna exakt på vilket sätt den hierarkiska agglomerationen uppförde sig i den komplicerade miljön inom solnebulosan, där turbulens, gasdragkrafter (motsvarande luftmotstånd), materialkrafter och gravitation fick kornhögarna att kollidera, splittras, studsa och slå sig samman om vartannat, på den snåriga vägen från solnebulosa till planetsystem. På Jorden, i rymdskyttlar och på rymdstationer utfördes stora mängder laboratorieförsök i syfte att mäta utfallet vid kollisioner mellan olika typer av kornsamlingar vid olika hastigheter, så att datorprogrammen kunde matas med allt bättre och mer realistisk data.

De teoretiska studierna av hierarkisk agglomeration visade att processen var mycket lovande – många datorsimuleringar visade att det gick att bygga planetesimaler på det här viset, och att de skulle ha kollektiva egenskaper som liknade dem man observerade hos asteroiderna i bältet mellan Mars och Jupiter, samt hos de stora transneptunerna i Edgeworth-Kuipers bälte bortom Neptunus. Erfarenheterna var dock inte odelat positiva. Ett problem var att processen var väldigt långsam: kärnorna hos Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus måste hinna nå en viss storlek innan gasen försvinner ur solnebulsan när den når en ålder på omkring 3 miljoner år – annars har de inte tid att suga åt sig den gas från solnebulosan som de till stora delar består av. Detta tycktes inte vara möjligt vid hierarkisk agglomeration, utom under vissa förutsättningar. Man tänkte sig till exempel att solnebulosan kunde ha innehållit mycket stora mängder stoft, så att den hierarkiska agglomerationen löper tillräckligt snabbt. Det ger en mycket stor mängd planetesimaler som blir över när planeterna bildats – allt för många jämfört med det observerade antalet asteroider och transneptuner. Möjligen kunde det problemet lösas genom att planetesimalerna i en senare fas kolliderade våldsamt med varandra och malde ned överskottet till smågrus. Tanken var rimlig, eftersom planeterna gradvis ändrar planetesimalernas banor på ett sådant sätt att de kolliderar allt våldsammare med varandra med tiden. Det antogs därför allmänt att endast de större kropparna i asteroidbältet och i Edgeworth-Kuipers bälte överlevt mer eller mindre intakta sedan solsystemets tidigaste dagar, medan de flesta mindre kroppar främst bildats genom gradvis nedmalning. Sådana kollisionskaskader har studerats flitigt, för att förstå hur de fungerar.

Andra problem kallas för driftbarriären och studsbarriären. Driftbarriären är en konsekvens av dragkrafterna som verkar när en mindre planetesimal försöker röra sig keplerskt genom den långsammare sub-keplerska gasen och därmed känner av ett konstant luftmotstånd. Dessa dragkrafter får planetesimalen att röra sig i en spiral in mot protosolen. Hastigheten hos denna drift kan bli mycket stor hos kroppar som har en storlek på omkring en meter, medan kroppar som antingen är mycket mindre eller mycket större än så har en betydligt långsammare drift. De meterstora kropparna kan under vissa förhållande driva så snabbt att solnebulosan snabbt töms på sten, som helt slukas av protosolen. Driftbarriären innebär att planeter inte kan bildas alls eftersom byggnadsmaterialet helt försvinner ur solnebulosan på ett tidigt stadium. Senare forskning har dock visat att driftbarriären kan överbryggas om de små planetesimalerna är mycket porösa. Tidiga undersökningar av hierarkisk agglomeration tog inte hänsyn till porositet, varför problemet med driftbarriären kan ha överdrivits. Senare laboratorieexperiment har visat att sammanslagningen av korn vid låga hastigheter ger extremt porösa kroppar. När man tar hänsyn till detta framstår inte driftbarriären som lika problematiskt – det finns vägar till gradvis tillväxt som Naturen kan ha utnyttjat för 4.6 miljarder år sedan.

Studsbarriären är ett problem som upptäcktes i laboratorieexperiment där man använde sig av stofbollar bestående av små silikatkorn. Dessa är tillräckligt klibbiga (på grund av van der Waals-kraften) för att mikrometer-korn skall kunna slå sig samman till extremt porösa bollar med diametrar på några millimeter eller centimeter. Men där tar det stopp. När de porösa bollarna kolliderar med varandra slår de sig inte samman till större bollar, utan studsar bara mot varandra. Planetbygget avstannar på ett mycket tidigt stadium om studsbarriären är en verklighet. Även här tycks det finnas vägar runt problemet. Ofta är datorsimuleringarna så fruktansvärt komplicerade och tidskrävande, att man finner det praktiskt nödvändigt att göra förenklingar för att överhuvud taget komma vidare. Vissa av dessa förenklingar kan dock vara förödande. Till exempel har man ofta arbetat med antagandet att kollisionen mellan två bollar (säg en med diametern 1 millimeter, och en annan med diametern 2 millimeter) alltid sker vid en viss bestämd hastighet, som regleras av hur de båda bollarna rör sig enligt det lokala gravitationsfältet och dragkrafter enligt den lokala turbulensen. Men Naturen är aldrig så enkel, och det är mer troligt att sådana kollisioner kan ske vid något olika hastigheter som infaller med en viss statistisk sannolikhet – kanske 60% av kollisionerna sker vid hastigheter på 1 meter per sekund, men i 2% av fallen kanske hastigheten endast är 0.1 meter per sekund. Om man felaktigt antar att alla dessa kollisioner sker vid just 1 meter per sekund – ett majoritetsbeslut – finner man kanske en flaskhals i processen, eller i värsta fall ett totalstopp. Men om man faktiskt tillåter en naturlig spridning i kollisionshastigheterna, finner man att de ovanligt låga hastigheterna faktiskt tillåter en begränsad tillväxt, som senare får dramatiska konsekvenser för hur hela kollektivet av korn, bollar och bumlingar uppför sig – det finns en omväg kring flaskhalsen och planetbygget rullar vidare.

En annan aspekt är att laboratorieexperimenten baserade på silikatkorn må vara en mycket realistisk analog för materialet i det varma inre solsystemet, men inte nödvändigtvis för det kalla yttre solsystemet. Bortom jupiterbanan är det så kallt att stenkornen var täckta av organiska ämnen, vanlig kristallin vattenis, samt en typ av struktur hos fruset vatten som endast uppstår när den bildas vid extremt låga temperaturer – amorf is. Organiska ämnen och kristallin is är betydligt klibbigare än silikatkorn, och amorf is ännu klibbigare. Det är extremt svårt att göra realistiska laboratorieexperiment med dessa ämnen. Endast under senare år har det publicerats resultat från laboratorieexperiment där man under kontrollerade former lyckats tillverka korn av is med rätt dimensioner, och man har börjat undersöka hur deras hierarkiska tillväxt skiljer sig från fallet med silikat. Försök med organiska ämnen är också mycket få och mig veterligen har man aldrig gjort agglomerationsexperiment med amorf is. De preliminära resultaten tyder dock på att studsbarriären kanske inte existerade i den kalla region där kometerna föddes.

Av dessa anledningar kvarstår hierarkisk agglomeration som en livskraftig modell, även om det finns en hälsosam skepsis hos delar av forskarsamhället där man tvivlar på att hierarkisk agglomeration ger svaret på alla frågor, överallt. Vid hierarkisk agglomeration är det van der Waals-kraften som är huvudansvarig för att omvandla solnebulosans stoft till ett planetsystem.

Strömningsinstabiliteter

År 2005 presenterades ett teoretiskt arbete som visade att gas och stoftbollar möjligen kunde samarbeta på ett dittills oanat sätt, med resultatet att stoftbollarna bildade stora täta klungor i solnebulosan – så fort en sådan svärm bildats gjorde strömningsinstabiliteten att klungan fortsatte att växa ohejdat. Vid någon tidpunkt blir klungan så stor att gravitationskraften inom svärmen lyckas dra stoftbollarna samman till en enda stor planetesimal. Tio år tidigare hade det varit omöjligt att testa teorin i en storskalig datorsimulering, där man löser de magnetohydrodynamiska ekvationerna för ett stoftrikt plasma i detalj, men vid denna tid hade datorerna blivit tillräckligt snabba för att ett sådant test skulle vara möjligt. År 2007 presenterades det första framgångsrika testet, vilket hälsades med stor nyfikenhet och entusiasm av forskarsamhället – och med tämligen stor lättnad. Äntligen en modell som tycktes ge svar på alla frågor, och som inte hejdades av en massa besvärliga barriärer!

I den här modellen är hierarkisk agglomeration ansvarig för att bygga stoftbollar med diametrar på omkring en till tio centimeter. Om mängden stoftbollar är tillräckligt stor i förhållande till mängden gas kommer strömningsinstabiliteter sedan svepa samman stora svärmar av stoftbollar, om inte endast gasen tillåts ändra på stoftbollarnas rörelser, men även stoftbollarna tillåts ändra på gasens rörelser – detta ömsesidiga utbyte är nyckeln till strömningsinstabiliteten. Denna process förlöper mycket snabbt – att bygga en svärm tillräckligt stor för att bilda asteroiden Ceres (ett objekt med en diameter på 1000 kilometer) tar omkring 10 omlopp kring protosolen. Det motsvarar omkring 50 år i asteroidbältet och omkring 3000 år i Edgeworth-Kuipers bälte. Den gravitationella kollapsen i sig tar endast 100 år. Med tanke på att solnebulosan har en förväntad livstid på omkring 3 miljoner år förstår vi att planetesimalerna bildas mycket snabbt. Detta löser ett av de svåraste problemen med hierarkisk agglomeration – den processen är för långsam för att bygga planeterna på en rimlig tidskala.

Förutom den mycket korta tiden för planetesimaluppkomst kännetecknas denna modell även av en annan egenskap – det sker inget hierarkiskt bygge där kropparna växer gradvis, utan de hoppar direkt från en centimeter till 100 eller 1000 kilometer, beroende på svärmens storlek. I denna modell är van der Waals-krafter, dragkrafter och gravitation samtliga inblandade vid planetesimalernas uppkomst, fast i olika skeden.

Tidigare teorier om kometernas ursprung

Jag har tidigare beskrivit vad en komet är för någonting i ett inlägg. Det har aldrig funnits en enhetlig syn på hur kometer bildas i forskarsamhället. Snarare har det funnits en handfull teorier som samexisterat, och som var och en stöds av en uppsättning teoretiska arbeten och observationer. Man har inte kunnat bestämma sig för en specifik modell av den enkla anledningen att det inte har funnits tillräckligt många observationer av riktiga kometer för att kunna utesluta alla modeller utom en enda, som står kvar som ensam segrare. Det är en av anledningarna till att mänskligheten bygger rymdsonder för att undersöka kometer på plats. Vi behöver mer information för att kunna komma vidare i vår förståelse av kometer och deras roll i ett större sammanhang – det yttre solsystemets uppkomst, utveckling, och historia.

Det finns två huvudsakliga tänkesätt som dominerat under de senaste årtiondena:

  1. Kometer är ursprungliga kroppar som bildades i sitt nuvarande skick för 4.6 miljarder år sedan och sedan inte modifierats i större utsträckning. Detta kallas på engelska för en primordial rubble pile. Det finns ingen allmänt vedertagen svensk översättning, men frasen ursprunglig skärvhög fångar huvuddraget i det engelska begreppet.
  1. Kometer består av material som ursprungligen var delar av större kroppar. När dessa kolliderade våldsamt med varandra bildades en mängd mindre fragment. Gravitationen samlade några av dessa fragment i en löst sammanhållen klunga. En sådan klunga kallas för collisional rubble pile på engelska, som kan översättas till kollisions-skärvhög. Sådana kollisioner skedde både i solsystemets barndom och de inträffar fortfarande. En slumpmässigt utvald kometkärna skulle därför lika gärna ha bildats för en miljon år sedan, som för 4.6 miljarder år sedan.

De forskare som anser att kometer är ”ursprungliga skärvhögar” föreställer sig åtminstone två olika sätt på vilka dessa bildats, beroende på vilket planetesimal-scenario de föredrar.

1a) Vissa forskare anser att hierarkisk agglomeration dominerade planetesimalernas uppkomst. Har de rätt så är dagens kometer överblivna rester från den processen – de består då av mindre planetesimaler (som brukar kallas kometesimaler) som fogades samman vid låg hastighet i solnebulosan. Det är i den bemärkelsen de är ”en hög av skärvor”. En komet med diametern 2km består huvudsakligen av kometesimaler med storlekar på några hundra meter, som i sin tur består av kometesimaler med storlekar på några tiotals meter, och så vidare ned till de ursprungliga små kornen. De flesta kilometer-stora objekten konsumerades för att bygga stora transneptuner. Några få objekt lyckades dock undvika att bli uppslukade, och det är dessa vi i dag ser som kometer.

1b) Andra forskare anser att strömningsinstabiliteter är huvudansvariga för kometernas uppkomst. Eftersom kometen samtidigt skall vara ”ursprunglig” krävs det då att solnebulosan hade förmåga att bilda vissa svärmar av stoftbollar som inte var större än att objekt med diametrar på 1-10 kilometer kunde bildas genom gravitationens inverkan. De är också ”skärvhögar”, med skillnaden att dessa skärvor helt domineras av objekt med diametrar omkring en centimeter.

Oavsett hur den ”ursprungliga skärvhögen” bildats är dessa forskare eniga om att antalet objekt (mindre kometer och större transneptuner) var så få att våldsamma kollisioner dem emellan var mycket sällsynta. Det bildas därför inga kollisionsfragment som kan blanda sig med de ”ursprungliga skärvhögarna”. Dessa forskare anser att mängden massa i solnebulosan var tämligen liten och miljön var dynamiskt kall, vilket innebär att kroppar sällan kolliderar med höga hastigheter.

Det är inte alla forskare som stödjer en sådan syn – de pekar på andra observationer eller teoretiska svårigheter som antyder att solnebulosan istället var massiv och dynamiskt het. I en sådan miljö är det ofrånkomligt att kometer är ”kollisions-skärvhögar”. Även dessa forskare har dock olika syn på vad som föregick de våldsamma kollisionerna.

2a) Vissa forskare menar att hierarkisk agglomeration var ansvarig för att bygga de stora transneptunerna (som Pluto och Eris). De var de största kropparna i en population av objekt där alla storlekar var representerade, från Plutos’ och Eris’ 2300 kilometer ned till objekt som endast var några hundra kilometer i storlek. De anser att de flesta transneptuner med storlekar överstigande 100 kilometer är ursprungliga kroppar som överlevt sedan solsystemets barndom, men kroppar i 50-100-kilometersklassen har kolliderat effektivt med varandra och majoriteten av de nu existerande mindre kropparna – inklusive kometerna – är ”kollisions-skärvhögar”. Det har med andra ord varit en effektiv kollisionskaskad. Även om det bland kometerna kan dölja sig ”ursprungliga skärvhögar” är de helt utklassade av antalet ”kollisions-skärvhögar”.

2b) Andra forskare menar att första generationens planetesimaler samtliga var objekt i 100-1000-kilometersklassen, bildade av strömningsinstabiliteter. Därmed måste samtliga små objekt, inklusive kometer med typiska diametrar på 1-10 kilometer vara ”kollisions-skärvhögar”, bildade i en kollisionskaskad.

Det är vanskligt att uttala sig om vilket av dessa alternativ som anses vara mest troligt i dag. Det utförs inga opinionsundersökningar bland forskare. Enskilda forskares åsikter i en kontroversiell fråga spelar inte heller någon större roll, inte ens åsikterna hos en viss generations forskare. Det finns en objektiv historisk sanning i botten – Naturen valde en viss specifik rutt och kometerna har uppstått på ett visst specifikt sätt. Tyckande och troende är meningslöst – det handlar för oss att återupptäcka den sanning som alltid funnits där. Vi vet av erfarenhet att tiden rättar alla misstag. För 100 år sedan, år 1916, hade Albert Einstein precis publiceras sin allmänna relativitetsteori och det var befogat att ha åsikter angående teorins riktighet. Det fanns utrymme för olika åsikter eftersom det fanns få mätningar som bevisade eller motbevisade teorin. Men under dessa hundra år har ett stort antal mätningar utförts i jordiska laboratorier och i rymden, och man har kunnat göra observationer av extrema astrofysikaliska objekt och har i detalj dokumenterat hur de uppför sig. Den teknik som gjort dessa experiment och observationer möjliga existerade inte år 1916. Men de utvecklades med tiden, och gång på gång kunde man visa att Einstein hade rätt. I dag är det inte längre någon seriös forskare som betvivlar att Einsteins allmänna relativitetsteori säger någonting väsentligt om Naturens egenskaper, och ingen ifrågasätter dess förmåga att kvantitativt reproducera observerade fenomen med extremt hög noggrannhet. 1916 års tvivlare har blivit tystade av historien. På samma sätt kommer astronomer 100 år i framtiden – efter ett flertal rymdmissioner till kometer som liknar eller överträffar Rosetta – kunna se tillbaka på trätoämnena hos vår tids forskare med (som alltid är fallet i efterskott) ett lätt leende på läpparna eftersom de inte förstår hur vi kunde vara så obegåvade och barnsliga i vår världsbild.

Skall man ändå försöka sig på att utse en dominerande tankegång, främst baserat på de teoretiska arbeten som ofta ligger till grund för vår världsbild i frånvaron av konkreta observationella bevis, lutar valet åt 2b – att kometkärnorna är ”kollisions-skärvhögar” och att deras föräldrar bildades genom strömningsinstabiliteter. Det första skälet är att strömningsinstabiliteter i dag nog måste anses vara ett mer populärt scenario än hierarkisk agglomeration. Strömningsinstabiliteterna är ett elegant sätt att undvika flera av de påhittade eller verkliga flaskhalsar samt den långsamhet som ofta legat hierarkisk agglomeration i fatet. Det andra skälet är att Nice-modellen i dag är mycket populär. Den säger att jätteplaneterna uppstod ganska nära solen och att det yttre solsystemet dominerades av ett stort antal planetesimaler som samlat sig in en skiva kallad primordial disk (som kan översättas till ”den ursprungliga skivan”). Jätteplaneterna fick sina nuvarande banor genom att störa varandra kraftigt under det att den ursprungliga skivans planetesimaler spreds över hela solsystemet – vissa bombarderade Månen (och kan förklara förekomsten av de stora och ganska sent bildade mörka fläckar som kan ses för blotta ögat), andra bildade trojansvärmarna i Jupiters bana eller fångades in som månar kring jätteplaneterna (vilket förklarar de mycket märkliga banorna hos några av dessa planeters månar), medan ytterligare andra bildade Edgeworth-Kuipers bälte (vilket i detalj förklarar dess märkliga utseende). Nicemodellen, i sitt grundutförande, arbetar med hypotesen att mängden planetesimaler i den ursprungliga skivan var mycket stor – det skulle räcka till att bygga åtminstone 35 jordklot. Med så mycket material i en miljö som dessutom anses vara dynamisk het är kollisionskaskaden ofrånkomlig.

Det var av denna anledning som vi i ESA:s pressutskick (se Figur 1) valde att använda just 2b för att representera ”tidigare” komet-teorier.

How are comets born?

Figur 1: Den vänstra kolumnen av bilder visar hur man ofta föreställt sig kometers uppkomst innan Rosetta. Hierarkisk agglomeration bygger först stoftbollar med storlekar på omkring en centimeter. Strömningsinstabiliteter i solnebulosan skapar sedan gigantiska svärmar av stoftbollar som drar sig samman till stora transneptuner med typiska diametrar på 100-400 kilometer. Dessa kolliderar sedan med varandra – först ganska varsamt så att vissa av dem slår sig samman till objekt som är lika stora som Pluto (2300 km) eller Neptunus-månen Triton (2700 km) som fångats in från den ursprungliga skivan. Kollisionshastigheterna ökar dock med tiden upphör att vara konstruktiva (två mindre objekt slås samman till ett större objekt) och börjar bli destruktiva (två mindre objekt pulvriserar varandra). Kollisionsfragmenten kommer i vissa fall söka sig samman och bilda löst sammanhållna klumpar – många forskare ser kometer som sådana ”kollisions-skärvhögar”. Vårt nya scenario syns till höger, med en kolumn för stora transneptuner och en annan för små kometer. Vi anser att transneptuner först bildas genom strömningsinstabiliteter. Kvarvarande material växer sedan genom hierarkisk agglomeration till kometer. Tillväxten är så långsam hos kometerna att de hinner göra sig av med den värme som genereras av radioaktiva sönderfall i deras inre – de förblir därför mycket kalla och porösa. Eftersom de växer så långsamt sker en betydande del av tillväxten efter att solnebulosans gas gett sig av. Det ger i vår mening unika egenskaper hos kometkärnor – deras yttre delar domineras av skiktade skal, och de slår sig ofta samman två och två. Om kometer bildas på det här sättet visar vi att de är så få att de inte kolliderar våldsamt med varandra i ett senare skede. Kometkärnor är därför överlevande primitiva ”ursprungliga skärvhögar” som är 4.6 miljarder år gamla.

 

Vårt nya scenario för kometers uppkomst

I vårt scenario utgår vi från att den ursprungliga skivan hade betydligt mindre massa än i den vanligaste versionen av Nicemodellen. Vi utgår från den lägsta massan – omkring 15 jordmassor – som fortfarande är förenlig med huvuddragen i Nicemodellen. Vi avfärdar därför inte Nicemodellen, men vi ser oss tvingade att revidera antaganden om mängden materia. Anledningen till det är att vi vill undvika en kollisionskaskad, eftersom vi anser att Rosettas observationer utesluter att en sådan ägde rum. I vår mening är 67P/Churyumov-Gerasimenko en ”ursprunglig skärvhög”.

Vi visar att solnebulosan till en början har sådana egenskaper att strömningsinstabiliteter bör ha varit verksamma. Vi anser därför att det mycket tidigt bildades stora transneptuner och vi har anledning att hävda att deras diametrar typiskt föll inom intervallet 50-400 kilometer. Eftersom stoftbollar hela tiden konsumeras för att bygga stora transneptuner blir de tillslut för få i förhållande till mängden gas för att strömningsinstabiliteter skall kunna skapa nya svärmar. Vi uppskattar att detta sker när omkring 13 jordmassor konsumerats.

Kvar blir då omkring 2 jordmassor i form av centimeter-stora stoftbollar. Frågan är då – vad händer med dem? Vi anser att det är dessa överblivna rester som utvecklas till kometkärnor. Vi anser att de börjar slå sig samman till allt större enheter, det vill säga, de ägnar sig åt hierarkisk agglomeration. Som tidigare nämnts så ger detta en mycket långsam tillväxt. Denna tillväxt är dessutom mycket långsammare än i något annat scenario, eftersom vi utgår från en ovanligt liten mängd stoft från början, och det är dessutom endast en mindre bråkdel av detta stoft som växer genom hierarkisk agglomeration. Denna extremt långsamma tillväxt är ett problem om man vill bilda planeter – men om man vill bilda kometer är den istället en absolut nödvändighet.

Saken är nämligen den att de små stoftbollarna innehåller ett radioaktivt ämne som kallas aluminium-26. När detta radioaktiva ämne sönderfaller genereras hetta. De stora transneptunerna som bildades kommer därför att hettas upp kraftigt och genomgå strukturella, kemiska, och mineralogiska förändringar som vi tror oss se exempel på bland sådana kroppar i dag. Kometerna måste dock hållas extremt kalla vid varje tidpunkt eftersom det endast är konstant kyla som kan förklara att de fortfarande är så rika på extremt flyktiga ämnen, samt att de lyckats behålla en extremt hög porositet.

Det är mycket enklare för små kroppar att göra sig av med den värme som produceras (den ger sig ut i rymden i form av infraröd strålning), än för stora kroppar. Det är därför bra att dessa kometesimaler växer mycket långsamt, eftersom de då har tid att kyla av sig.

Vi uppskattar att kometesimalerna endast har nått diametrar på mellan 100 meter och 1 kilometer när solsystemet når en ålder på 3 miljoner år. Ett fåtal objekt har växt sig så stora som 5-6 kilometer. När gasen i solnebulosan börjar ge sig av har de flesta kometer därför inte hunnit växa färdigt.

De kometesimaler som bildats är extremt porösa. De har systematiskt byggts genom att många mindre objekt slagit sig samman för att bygga någonting större. Det har varit väldigt ovanligt att två objekt med liknande storlek mötts i rymden. Istället har möten mellan en tämligen stor kropp och en avsevärt mindre kropp dominerat. Det påverkar formen hos de växande objekten – de ser inte ut som 67P/Churyumov-Gerasimenko, som består av två stora klumpar (lober) som fäst sig vid varandra. De här kometesimalerna är mycket rundare och liknar istället enskilda lober.

När gasen försvinner ändras helt förutsättningarna för kometesimalernas fortsatta tillväxt. Närvaron av stora transneptuner och frånvaron av bromsande gas ger upphov till ett fenomen som kallas ”viskös omrörning”. Det betyder i praktiken att kometesimalerna nu kolliderar med varandra med allt högre hastighet (de ökar från 0.1 meter i sekunden till några tiotals meter i sekunden). Hastighetsökningen är mycket långsam, men får konsekvenser för hur kometesimalerna ser ut.

De något våldsammare kollisionerna gör att det bildas ett skal kring de extremt porösa kärnorna som är något mindre poröst. Det bildas lager på lager av sammanpressat materialet som gör att de yttre delarna av kometesimalerna är skiktade, som skalen i en lök. En annan effekt av den viskösa omrörningen är att kometesimaler av liknande storlek för första gången kan mötas i rymden. Det är i sådana kollisioner som objekt liknande 67P/Churyumov-Gerasimenko har uppstått. Kollisionen sker vid så låg hastighet att loberna inte förstör varandra, utan de fäster sig endast vid varandra.

Vi beräknar i detalj hur den viskösa omrörningen ändrar kollisionshastigheterna med tiden och hur många stora transneptuner och kometer som kolliderar inbördes och med varandra i varje ögonblick. Vi kan därför uppskatta hur antalet objekt och deras storlekar utvecklas över tid. Man har sedan tidigare uppskattat att den ursprungliga skivan existerade i omkring 400 miljoner år. Vi visar att omkring 350 transneptuner hinner växa till objekt lika stora som Triton (2700 kilometer) på denna tid. Vi visar också att kometernas tillväxt huvudsakligen är över efter 20-25 miljoner år. De största kometerna som bildas har diametrar på åtminstone 50 kilometer, därför hävdar vi att stora kometer som Hale-Bopp nådde sin slutgiltiga storlek när solsystemet var omkring 25 miljoner år gammalt.

På grund av sammanslagningar vid låg hastighet samt kollisioner med transneptuner har antalet kometkärnor reducerats kraftigt vid denna tidpunkt. Faktum är att de är så få att de inte lyckas kollidera med varandra när den viskösa omrörningen har skapat så höga hastigheter att kollisioner skulle ha varit destruktiva. Det är bra, för det gör att de ursprungliga skärvhögarna har möjlighet att överleva till vår tid så att vi kan se dem som kometkärnor.

Efter att 400 miljoner år har passerat kommer jätteplaneterna att förstöra den urspungliga skivan. Vi beräknar i detalj hur många kometer och stora transneptuner som placeras i Edgeworth-Kuipers bälte och i en annan population bortom denna, känd som scattered disk (den spridda skivan). Det är denna spridda skiva som anses vara källan till de kometer som i vår tid lyckas leta sig in till det inre solsystemet så att vi kan se dem (67P/Churyumov-Gerasimenko är alltså en av dessa).

Det är flera saker som är nya i vårt scenario. Den ursprungliga skivan har ovanligt lite massa och är dynamiskt kall. Vi har helt separerat kometerna från de stora transneptunerna – kometerna är inte transneptunernas föregångare (som i klassisk hierarkisk agglomeration) och transneptunerna är inte kometernas föregångare (som i en kollisionskaskad). Istället ser vi stora transneptuner och kometer som två helt olika populationer som utgått från samma byggmaterial (centimeter-stora stoftbollar) men som utvecklats i olika riktningar på grund av två helt olika mekanismer – i transneptunernas fall genom strömningsinstabiliteter och i kometernas fall genom hierarkisk agglomeration. Det handlar inte om ”antingen eller” – vi tror på en hybrid där båda mekanismerna varit aktiva samtidigt.

En annan nyhet är att antalet kometer kan vara mycket mindre än man hittills har trott. I vårt scenario har vi har omkring hundra gånger färre kometer i den ursprungliga skivan jämfört med flera tidigare uppskattningar – vi hävdar att det ”bara” fanns omkring 3 miljarder kometer med diametrar överstigande 2 kilometer. Dessa tidigare uppskattningar bygger på antalet observerade kometer i kombination med ett stort antal antaganden som leder bakåt från det inre solsystemet, till den spridda skivan, sedan bakåt i tiden till den ursprungliga skivan. Även om dessa uppskattningar utförts efter alla konstens regler, är vi inte helt övertygade om deras korrekthet. Om vår uppskattning av ett mycket lägre antal kometer är korrekt blir det dessutom lättare att förstå vissa observationella studier av spridda skivan, samt antalet kratrar på månen.

Om vi skulle ha rätt betyder det även att ganska få kometer träffade Jorden i dess barndom. De kan därför ha fört mindre vatten och organiska ämnen hit än vad man tidigare antagit. Det betyder inte nödvändigtvis att vi måste utesluta att kometer spelade in roll i livets uppkomst på Jorden – men vi måste kanske tänka mer i termer av kvalitet snarare än kvantitet.

Mer om detta en annan gång!

 

Litteratur

Davidsson, B. J. R., H. Sierks, C. Güttler, F. Marzari, M. Pajola, H. Rickman, M. F. A’Hearn, A.-T. Auger, M. R. El-Maarry, S. Fornasier, P. J. Gutiérrez, H. U. Keller, M. Massironi, C. Snodgrass, J.-B. Vincent, C. Barbieri, P. L. Lamy, R. Rodrigo, D. Koschny, M. A. Barucci, J.-L. Bertaux, I. Bertini, G. Cremonese, V. Da Deppo, S. Debei, M. De Cecco, C. Feller, M. Fulle, O. Groussin, S. F. Hviid, S. Höfner, W.-H. Ip, L. Jorda, J. Knollenberg, G. Kovacs, J.-R. Kramm, E. Kührt, M. Küppers, F. La Forgia, L. M. Lara, M. Lazzarin, J. J. Lopez Moreno, R. Moissl-Fraund, S. Mottola, G. Naletto, N. Oklay, N. Thomas, and C. Tubiana (2016). The primordial nucleus of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Astronomy & Astrophysics, 592, A63.

Annonser

OSIRIS fångade Philae i flykten

Den 12 november 2014 gjorde Rosettas landare Philae sin historiska inflygning mot kometen 67P/Churyumov-Gerasimenkos yta, där den studsade två gånger för att slutligen komma till vila vid ett tredje nedslag på en ännu okänd plats. OSIRIS-kameran avbildade den skumpiga färden.


mosaic5b

Mosaik av bilder från OSIRIS smalvinkelskamera (Narrow Angle Camera, NAC) tagna på ett avstånd av 15.5 km från ytan. Upplösningen är 28 cm/pixel och de uppförstorade inlagda bilderna visar 17 x 17 meter stora bitar av ytan. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


Mosaiken av OSIRIS-bilder ovan togs under loppet av en halvtimme och visar bland annat den första studsen. Bilder tagna före och efter första kontakt visar spåren gjorda av landningsstället. Alla tidpunkter är GMT (svensk tid minus en timme). Philae kommer flygande från vänster med en hastighet av omkring 05 m/s och studsar första gången 15:43 GMT. Landaren fortsätter sedan mot sin andra studs, som inträfface 17:25 GMT. Den stannade slutligen omkring sju minuter senare. Vi försöker fortfarande lista ut var landare befinner sig någonstans!


 

Det vetenskapliga avbildningssystemet OSIRIS byggdes av ett konsortium lett av the Max Planck Institute for Solar System Research (Tyskland) i samarbete med CISAS, University of Padova (Italien), Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Frankrike), Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (Spanien), Scientific Support Office vid European Space Agency (Nederländerna), Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Spanien), Universidad Politéchnica de Madrid (Spanien), Avdelningen för fysik och astronomi vid Uppsala Universitet (Sverige), och Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Tyskland). OSIRIS stöddes ekonomiskt av de nationella organisationerna i Tyskland (DLR), Frankrike (CNES), Italien (ASI), Spanien (MEC), Sverige (Rymdstyrelsen, SNSB) och ESA Technical Directorate.

Philaes landningsplats utvald

Den 10 september gick ESA:s rymdsond Rosetta till slut in i en cirkulär bana kring kometen 67P/Churymov-Gerasimenko, på ett avstånd av 30 kilometer, efter att ha farit omkring i ett triangelmönster 50-100 kilometer från kärnan sedan 6 augusti.


 

Några dagar senare fattades beslutet om primär landningsplats för Philae – valet föll på plats J, som är belägen mitt uppe på hjässan på kometkärnan, vars form påminner om en anka.


Site_J_Overview

Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenkos kärna liknar en gummianka, med ett ”huvud” och en ”kropp” som binds samman av en tunnare ”hals”. Philaes primära landningsplats J ligger på huvudets ”hjässa”, vid sidan av en cirkulär flatbottnad sänka. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


Området i fråga består av oregelbundna sänkor och platåer, som täckts av ett lager fint puder. Här finns plana ytor med relativt få block, en terräng som lämpar sig för landning. Det är dock fortfarande möjligt att obehagliga överraskningar väntar – den 29 september minskas Rosettas avstånd till kometen till omkring 19 kilometer, och 10 oktober till 10 kilometer, varför kameran OSIRIS’ upplösning ökar tre gånger under den kommande månaden. Därför håller vi även ögonen på en sekundär landningsplats – reservvalet föll på område C.


Site_J_Closeup

Närbild av landningsplats J. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


Landningsplats C ligger på den andra klumpen, ungefär där ankan skulle ha haft sin svans. Området har många likheter med landningsplats J – det är täckt av stoft, har tämligen få block, och består av plana ytor omgivna av cirkulära flatbottnade sänkor. Det slutgiltiga beslutet om landningsplats fattas 14 oktober.


Site_C_Closeup

Närbild av landningsplats C. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


Det vetenskapliga avbildningssystemet OSIRIS byggdes av ett konsortium lett av the Max Planck Institute for Solar System Research (Tyskland) i samarbete med CISAS, University of Padova (Italien), Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Frankrike), Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (Spanien), Scientific Support Office vid European Space Agency (Nederländerna), Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Spanien), Universidad Politéchnica de Madrid (Spanien), Avdelningen för fysik och astronomi vid Uppsala Universitet (Sverige), och Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Tyskland). OSIRIS stöddes ekonomiskt av de nationella organisationerna i Tyskland (DLR), Frankrike (CNES), Italien (ASI), Spanien (MEC), Sverige (Rymdstyrelsen, SNSB) och ESA Technical Directorate.

Potentiella landningsplatser på kometkärnan

Landaren Philae, som för närvarande sitter fästad vid ESA:s rymdsond Rosetta, kommer att färdas ned mot ytan på kärnan hos kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko tidigt i november. Fem möjliga landningsplatser har nu valts ut, baserat på information som samlats in under de första två veckornas observationer från ett avstånd på knappt 100 kilometer. Urvalet har skett på grundval av dynamiska kriterier (både för kretsare och landare), möjlighet att kunna kommunicera (mellan Rosetta och Philae), belysningsförhållanden (för batteriladdning samt risk för överhettning), egenskaper hos ytan (vi vill inte landa i gropar, på block, på branta sluttningar eller i mycket kuperad terräng), och sist men inte minst – vetenskaplig relevans.


Rosetta_OSIRIS_NAC_comet_67P_context_

Överblick av kärnan hos kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko och läget hos de fem potentiella landningsplatserna. Kärnan är omkring 4 kilometer tvärs över. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 


De potentiella landningsplatserna betecknas A, B, C, I och J. Två av platserna, A och C, är belägna på den större av de två klumparna. De övriga tre, B, I, och J, ligger på den mindre av klumparna. Bokstavsbeteckningarna avspeglar inte någon inbördes prioritetsordning i det här skedet. Uppgiften vi står inför nu är att studera de fem platserna i mer detalj, medan Rosetta gradvis närmar sig kometen och kommer inom 30 kilometer från kärnan. Ett beslut om första-val, samt ett reservalternativ, kommer göras 14 september. Huruvida man kommer att bestämma sig för första eller andra valet av landningsplats kommer att beslutas medan avståndet till kärnan minskar till 20 kilometer. Ett slutgiltigt beslut fattas 14 oktober, knappt en månad innan själva landningen.


 

Som kometforskare, djupt involverad i Rosetta-missionen, är detta en tid av äventyr, fascination, och en känsla av att vi upptäcker något med fundamental betydelse för vår förståelse av solsystemet – men det innebär även långa arbetsdagar och inte allt för mycket sömn. Det är därför jag inte har kunnat uppdatera bloggen så ofta jag hade velat – men med bilder som dessa, vem kan klaga!


Rosetta_OSIRIS_NAC_comet_67P_20140816_SiteA

Plats A ligger på den större klumpen, med god utsikt över den mindre. Terrängen mellan klumparna är sannolikt källa till viss utgasning. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


Rosetta_OSIRIS_NAC_comet_67P_20140816_SiteB

Plats B, inom den krater-liknande strukturen på den mindre klumpen, har ganska platt terräng och betraktas därför som en relativt säker landningsplats. Block och belysningsförhållanden kan dock utgöra problem. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


Rosetta_OSIRIS_NAC_comet_67P_20140816_SiteC

Plats C ligger på den större klumpen och är välbelyst men rik på ytstrukturer som eventuellt kan göra landningen riskabel. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 


Rosetta_OSIRIS_NAC_comet_67P_20140816_SiteI

Plats I är tämligen plan och ligger på den mindre klumpen, men bilder med hög upplösning är nödvändig för att avgöra exakt hur skrovlig terrängen är. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

 


 

Rosetta_OSIRIS_NAC_comet_67P_20140816_SiteJ

Plats J liknar plats I och är också belägen på den mindre klumpen. Den erbjuder intressanta ytdetaljer och goda belysningsvillkor. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


Det vetenskapliga avbildningssystemet OSIRIS byggdes av ett konsortium lett av the Max Planck Institute for Solar System Research (Tyskland) i samarbete med CISAS, University of Padova (Italien), Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Frankrike), Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (Spanien), Scientific Support Office vid European Space Agency (Nederländerna), Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Spanien), Universidad Politéchnica de Madrid (Spanien), Avdelningen för fysik och astronomi vid Uppsala Universitet (Sverige), och Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Tyskland). OSIRIS stöddes ekonomiskt av de nationella organisationerna i Tyskland (DLR), Frankrike (CNES), Italien (ASI), Spanien (MEC), Sverige (Rymdstyrelsen, SNSB) och ESA Technical Directorate.

 

Rosettas komet i 3D!

Den färgglada bilden på kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko är en anaglyf – genom att titta på den genom glasögon med ett rött och ett grönt filter ser man en tre-dimensionell bild. Det är ett bra sätt att få en känsla för hur kuperad terrängen faktiskt är.


Anaglyph_1397549300_1397549900_corrected2

De två bilder som användes för att skapa denna anaglyf togs av vår kamera OSIRIS på ESA:s rymdsond Rosetta den 7 augusti 2014. Bilderna togs med ett mellanrum på 17 minuter för att ändra synperspektivet något, genom Rosettas rörelse och kärnans rotation, vilket är nödvändigt för att ge 3D-känsla. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


 

Om man inte har tillgång till sådana glasögon kan man ändå njuta av en av originalbilderna nedan.


NAC_2014-08-07T20.20.34.562Z_ID30_1397549900_F22_rotated

En originalbild från OSIRIS som användes för att skapa anaglyfen ovan. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


 

Det vetenskapliga avbildningssystemet OSIRIS byggdes av ett konsortium lett av the Max Planck Institute for Solar System Research (Tyskland) i samarbete med CISAS, University of Padova (Italien), Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Frankrike), Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (Spanien), Scientific Support Office vid European Space Agency (Nederländerna), Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Spanien), Universidad Politéchnica de Madrid (Spanien), Avdelningen för fysik och astronomi vid Uppsala Universitet (Sverige), och Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Tyskland). OSIRIS stöddes ekonomiskt av de nationella organisationerna i Tyskland (DLR), Frankrike (CNES), Italien (ASI), Spanien (MEC), Sverige (Rymdstyrelsen, SNSB) och ESA Technical Directorate.

Möt kometen 67P/Churyumov-Gerasimenkos hjärta!

Våra nya bilder från kamerasystemet OSIRIS på ESA:s rymdsond Rosetta visar att kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko har en spektakulärt formad kärna! Kärnan består av två stora klumpar med olika form som sitter samman i en tämligen liten kontaktyta.


shap1

En sekvens av 36 bildbehandlade fotografier av kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko tagna med 20 minuters mellanrum den 14 juli 2014, från ett avstånd på omkring 12000 kilometer. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


 

Man skall inte spana allt för mycket efter detaljer i en film som denna. Förklaringen får man när man tittar på en originalbild nedan. Kameran har begränsad upplösning och den ursprungliga bilden består av ett antal kvadratiska rutor, eller “pixlar” som var och en har lagrat en bestämd ljusstyrka. Vi vet inte hur kärnan ser ut inom varje pixel – men vi kan gissa!


Abbildung 1 a

En originalbild från OSIRIS före bildbehandling. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


 

Vid så kallad bildbehandling används matematiska algoritmer för att försöka återskapa hur ett objekt egentligen ser ut, innan det smetades ut av pixlarna. Sådana algoritmer är duktiga på att återskapa förlorad information, men de är inte perfekta. Faktiska strukturer på ytan kan helt ha förlorats, medan falska strukturer som inte existerar i verkligheten kan ha lagts till.


Abbildung 1 b

Ett bildbehandlat fotografi från OSIRIS. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


 

Det enda sättet att få reda på hur kometen egentligen ser ut på ytan är att komma närmare – och inom kort kommer Rosetta vara mycket närmare kometen!


Det vetenskapliga avbildningssystemet OSIRIS byggdes av ett konsortium lett av the Max Planck Institute for Solar System Research (Tyskland) i samarbete med CISAS, University of Padova (Italien), Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Frankrike), Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (Spanien), Scientific Support Office vid European Space Agency (Nederländerna), Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Spanien), Universidad Politéchnica de Madrid (Spanien), Avdelningen för fysik och astronomi vid Uppsala Universitet (Sverige), och Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Tyskland). OSIRIS stöddes ekonomiskt av de nationella organisationerna i Tyskland (DLR), Frankrike (CNES), Italien (ASI), Spanien (MEC), Sverige (Rymdstyrelsen, SNSB) och ESA Technical Directorate.

OSIRIS: En första skymt av kometkärnan!

Fram tills för endast några dagar sedan var kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko, målet för ESA:s rymdsond Rosetta, endast en prick på himlen som knappt kunde särskiljas från stjärnorna eftersom dess stoftkoma är så liten och kortlivad. Men nu har Rosetta kommit så nära kometen, 40 000 kilometer – omkring en tiondel av avståndet mellan Jorden och Månen – att kameran OSIRIS har börjat upplösa kärnan. Kometkärnan är ännu endast ett par kamerapixlar tvärs över, men som kan ses i filmen nedan, finns en antydan till oregelbundenhet. Storleken och formen ändras något medan kärnan roterar med sin period på 12.4 timmar. Från och med nu kommer kometkärnan endast växa i storlek tills den fyller hela synfältet i mitten på augusti. Håll ögonen öppna för mer spännande bilder från OSIRIS!


zoom5-100ms

De första upplösta bilderna av kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko visar att kärnan roterar med en period på 12.4 timmar. Denna sekvens av 36 bilder erhölls med OSIRIS’ närbildskamera (Narrow Angle Camera, NAC) under 27-28 juni och omfattar en rotationsperiod. © ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA


 

Det vetenskapliga avbildningssystemet OSIRIS byggdes av ett konsortium lett av the Max Planck Institute for Solar System Research (Tyskland) i samarbete med CISAS, University of Padova (Italien), Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Frankrike), Instituto de Astrofísica de Andalucia, CSIC (Spanien), Scientific Support Office vid European Space Agency (Nederländerna), Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial (Spanien), Universidad Politéchnica de Madrid (Spanien), Avdelningen för fysik och astronomi vid Uppsala Universitet (Sverige), och Institute of Computer and Network Engineering of the TU Braunschweig (Tyskland). OSIRIS stöddes ekonomiskt av de nationella rymdorganisationerna i Tyskland (DLR), Frankrike (CNES), Italien (ASI), Spanien (MEC), och Sverige (Rymdstyrelsen, SNSB), samt ESA Technical Directorate.