Vad är en komet?

Då och då visar sig en ljusstark komet på himlen. Den utvecklar ett dimmigt huvud och en lång svans medan den sakta driver igenom stjärnbilderna. En sådan syn har alltid fascinerat mänskligheten och givit upphov till historier, myter och vidskepelse. Den har också inspirerat forskare att undersöka kometernas natur och det har visat sig att de inte bara är vackra att se på utan att de också kan avlockas viktiga hemligheter om solsystemets tidigaste historia.

Kometer är bland de äldsta och minst förändrade kropparna som kretsar kring solen och de utgör därför en unik källa till kunskap om vårt solsystems uppkomst och tidiga utveckling. De utgör överblivna spillror av det material som byggde jätteplaneterna och deras månar. Om man vill förstå hur den tidigaste fasen av planetbildningsprocessen såg ut, och de kemiska eller fysikaliska egenskaperna hos den miljö i vilken jätteplaneterna uppstod, måste man studera kometer. Vi vet också att kometer bombarderade det unga jordklotet och att en stor del av det vatten vi dricker dagligen en gång befann sig i kometkärnor som kretsade kring solen utanför Neptunus bana. Vi vet att kometer är rika på organiska ämnen, och att dessa kan ha varit en förutsättning för livets uppkomst på Jorden. Vi vet också att kometer med långa mellanrum slår ned på Jorden, vilket har orsakat lokala eller globala förändringar av miljön under kortare eller längre tid, som tvingat ekosystemen att anpassa sig. Dessa nedslag är därför delar av vår egen evolutionsbiologiska historia.

Nedan kommer jag att beskriva kometkärnans fysiska och kemiska egenskaper, samt de synliga kometernas banor kring solen och hur kometer transporteras till dessa relativt närbelägna banor från solsystemets mest avlägsna delar. Därefter beskriver jag den aktiva kometens karakteristiska beståndsdelar, det vill säga komans och svansens egenskaper. Slutligen beskriver jag skälen till att kometer är intressanta ur vetenskaplig synvinkel.

Kometkärnan

Det imponerande huvudet och svansen hos en komet härrör från en liten fast kropp som kallas kometkärnan. En typisk kometkärna är mindre än 10 kilometer i diameter och är mörkare än grillkol, eftersom kärnan endast reflekterar 2-4% av det inkommande solljuset. Kometkärnan har en mycket irreguljär form och uppvisar en rikedom av ytdetaljer – omväxlande mycket kuperade eller mycket jämna ytor, dalgångar, bergsryggar, kullar och kratrar. Kometkärnan är mycket porös, vilket betyder att en stor bråkdel av dess volym (60% eller mer) bara är tomrum. Detta gör kometer mycket sköra, och man har observerat dussintals kometer som splittrats och ibland helt pulvriserats. Den höga porositeten och låga materialstyrkan beror på att kometkärnor består av svagt sammanhållna korn, som typiskt är ungefär en mikrometer i storlek (det vill säga, en tusendels millimeter).

Halley

Kärnan hos kometen 1P/Halley fotograferad av den Europeiska rymdorganisationens ESAs rymdsond Giotto 1986.
Copyright: ESA/MPAE, 1986, 1996
Originalbild: http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2002/01/A_composite_image_of_the_nucleus_of_comet_P_Halley

Den andra hälften av kometsilikaterna utgörs av pyroxen, som består av en metallatom, en kiselatom och tre syreatomer. Om metallatomen är magnesium får vi en pyroxen som kallas enstatit, men om metallen är i form av järn får vi ferrosilit. Kometer tycks vara rikare på enstatit än ferrosilit, så kometsilikater är därför i allmänhet magnesiumrika. Pyroxen är en viktig beståndsdel i den basalt som Jordens havsbottnar huvudsakligen består av.

Sulfider är kemiska föreningar som består av svavel blandat med järn och nickel. Troilit är den enklaste medlemmen bland sulfiderna. Den består av en järnatom och en svavelatom och är mycket vanlig i kometer. Den mest komplexa sulfiden som hittills hittats i kometmaterial är pentlandit som innehåller åtta svavelatomer och totalt nio metallatomer i form av järn och nickel. På Jorden återfinns stora mängder svavel och järn i smält form i dess yttre kärna.

Vi går nu över till de organiska ämnena, som alla har en sak gemensamt – de innehåller alla kol. Kol är det viktigaste grundämnet i periodiska systemet eftersom det binder sig mycket effektivt till andra atomer, vilket gör att kol kan forma otaliga varianter av molekyler. Det är denna diversitet som gör just de organiska molekylerna bäst lämpade som livets byggstenar. Den levande organismen behöver en stor ”verktygslåda” av molekyler för att lösa alla upptänkliga uppgifter, och endast familjen av organiska ämnen är tillräckligt stor för att kunna erbjuda en sådan mångfald.

Ett exempel på organiska ämnen som förekommer i kometer är polycykliska aromatiska kolväten, eller PAH (efter engelskans Polycyclic Aromatic Hydrocarbons). Den enklaste PAH, bensen, består av sex kolatomer som bildar en ring, till vilka sex väteatomer är kopplade. Genom att sätta samman sådana ringar kan man bilda andra PAH, till exempel naftalen (två ringar), fenantren (tre ringar), och pyren (fyra ringar). Alla dessa PAH har påträffats i kometmaterial. På Jorden bildas PAH vid ofullständing förbränning av kolrikt material, till exempel när trä brinner. Faktum är att naftalen utvinns ur träkol (detta ämne råkar vara den aktiva substansen i malkulor). Andra miljöer där PAH bildas är i brinnande cigaretter, bilavgaser, eller i stekpannan. Kometer innehåller också andra former av organiska ämnen, till exempel glycin – den enklaste aminosyran. Levande organismer använder aminosyror för att tillverka protein, det vill säga makromolekyler som utför olika sorters uppgifter i cellen. Att finna sådana för-biotiska molekyler i den interplanetära rymden är extremt fascinerande.

Det är dock den stora mängden flyktiga ämnen som gör kometer speciella. Flyktiga ämnen är i grund och botten substanser som är flytande eller gasformiga vid rumstemperatur men som är fasta vid de låga temperaturer som råder i interplanetära rymden, det vill säga, de har frusit till is. Vatten är det vanligaste flyktiga ämnet i en komet, medan kolmonoxid och koldioxid kommer in på andra och tredje plats. Metanol, vätesulfid, formaldehyd, metan, ammoniak, och vätecyanid förekommer med koncentrationer relativt vatten runt en procent. Metanol (träsprit) är den enklaste alkoholen, medan det är vätesulfid som ger ruttna ägg deras obehagliga lukt. Formaldehyd används som desinfektionsämne och förekommer även vid industriell tillverkning av plast, medan metan på Jorden bildas vid förruttnelse, det vill säga, när bakterier bryter ned organiskt material. Ammoniak ger fönsterputs dess starka och irriterande lukt, medan vätecyanid är ett dödligt gift. Den här rika kemin har uppstått i solnebulosan, det moln av gas och stoft som omgav den unga solen, ur vilket planeterna uppstod.

Kometbanorna

Objekt som är gravitationellt bundna till solen rör sig längs banor som har en elliptisk form. Graden av avplattning hos ellipsen, eller excentriciteten, är mycket liten för planeterna (deras banor är nästan cirkulära), men är i allmänhet stor för kometerna. Solen är inte belägen i ellipsens centrum, utan i en av ellipsens båda brännpunkter. Dessa ligger på ömse sidor om centrum, på den större av ellipsens diametrar (storaxeln), på ett avstånd från centrum som bestäms av excentriciteten. Det gör att avståndet mellan solen och kometen kan variera dramatiskt under ett omlopp, vilket inte är fallet för planeterna. Den punkt i banan där kometen är som närmast solen kallas för perihelium, medan den från solen mest avlägsna punkten kallas aphelium. Planeternas banor sammanfaller mer eller mindre med ett plan som kallas ekliptikan. Kometbanorna kan dock luta betydligt med avseende på ekliptikan – man säger att de har hög inklination.

ellipse

Kometer rör sig längs elliptiska banor kring solen. Ellipsen har två brännpunkter f1 och f2. Ellipsens form bestäms genom att avståndet l1 från brännpunkten f1 till ellipsen, adderat till avståndet l2 från brännpunkten f2 till ellipsen, alltid är en och samma summa. Solen är här belägen i f1, medan kometen är belägen i punkten P. Kometens minsta avstånd till solen (q) kallas perihelium, medan dess längsta avstånd till solen (Q) kallas aphelium.

Vi har också kometer av Halley-typ som skiljer sig från Jupiter-familj kometerna genom att ha längre omloppstider (upp till 200 år) och ofta mycket högre inklination. Kometen 1P/Halley själv har så hög inklination att banan har ”slagit runt” så att kometen rör sig medurs kring solen (sett från en punkt högt ovanför Jordens nordpol), medan alla planeter, asteroider och de flesta kometer rör sig moturs.

Nya kometer är med nöd och näppe gravitationellt bundna till solen, och närmar sig solen från mycket höga avstånd på en bana formad som en parabel. Tar kometen sig igenom solsystemets inre delar utan att störas av någon planet fortsätter den längs sin parabelformade bana och lämnar solsystemet, för att aldrig mer återvända. Det är dock inte ovanligt att mindre störningar sker, som omvandlar banan till en mycket utdragen ellips. Den blir då en långperiodisk komet med en omloppstider som kan mätas i tusentals år.


Hur kommer det sig då att vi har så många olika typer av kometbanor? Varför tillhör vissa kometer Jupiter-familjen, medan andra är av Halley-typ eller är nya kometer? Dessa populationer uppstår av två skäl – det finns olika reservoarer av kometer på stora avstånd från solen, och det finns olika mekanismer som transporterar kometer från dessa avlägsna reservoarer till banor som ligger tillräckligt nära Jorden för att vi skall kunna se dem. Det finns flera stora reservoarer av kometer som hela tiden matar in nya objekt till den inre delen av solsystemet – Edgeworth-Kuipers bälte, spridda skivan och Oorts moln.

Avlägsna reservoarer

Edgeworth-Kuipers bälte är en population av isrika kroppar som befinner sig utanför Neptunus bana. Den största kända medlemmen heter Eris. Den näst största, och den första som upptäcktes, är Pluto. Både Eris och Pluto är dvärgplaneter, en beteckning som introducerades 2006 för att skilja mellan solsystemets största kroppar (planeterna), de minsta kropparna (asteroider, kometer och meteoroider), och medelstora kroppar (dvärgplaneterna).

För närvarande känner man till omkring 1200 objekt i Edgeworth-Kuipers bälte, som alla upptäckts efter 1992 förutom Pluto som man hittade redan 1930. Edgeworth-Kuipers bälte har en inre gräns vid 3:2-resonansen med Neptunus, vilket innebär att dessa objekt rör sig två varv kring solen på samma tid som Neptunus gör tre omlopp. Detta motsvaras av ett avstånd av 39 AE från solen (en AE, eller Astronomisk Enhet, är medelavståndet mellan solen och Jorden och motsvarar 150 miljoner kilometer). Det kan jämföras med den yttersta planeten Neptunus, som ligger på ett avstånd av 30 AE från solen. Den yttre gränsen ligger vid 2:1-resonansen med Neptunus, vilket innebär att dessa objekt går ett varv runt solen på samma tid som Neptunus gör två omlopp. Det motsvarar ett avstånd från solen på ungefär 48 AE.

Utanför Edgeworth-Kuipers bälte ligger den spridda skivan. Här finner man objekt som fått sina ursprungliga cirkulära banor kraftigt förändrade av Neptunus. De kännetecknas av stora excentriciteter och inte sällan höga inklinationer. Perihelavstånden faller i regel mellan 30-40 AE, dvs mellan Neptunusbanan och de inre delarna av Edgeworth-Kuipers bälte. Aphelavstånden kan ligga mer än 80 AE från solen.

Dessa avstånd är dock mycket blygsamma jämfört med solsystemets största reservoar av kometer – Oorts moln. Kometerna i Oorts moln har mer eller mindre cirkulära banor som ligger 10 000 till 50 000 AE från solen. Här är solens gravitationskraft tämligen svag och så kallade galaktiska tidvattenkrafter börjar bli jämförbara med solens. De galaktiska tidvattenkrafterna är i grund och botten den samlade gravitationella attraktionskraften från de stjärnor och molekylmoln som ligger spridda i skivan hos vår galax, Vintergatan. Gravitationskraften från individuella stjärnor som tillfälligt kommer i solsystemets närhet kan också bli jämförbara med solens. På grund av sådana gravitationella störningar har kometernas banplan vridits slumpmässigt, så att de kan ha alla möjliga inklinationer. Därmed ligger kometerna i Oorts moln mer eller mindre i ett sfäriskt hölje på mycket höga avstånd från solen.

Transportrutter

Man anser i dag att kometer i Jupiter-familjen samt de flesta kometer av Halley-typ ursprungligen kommer från den spridda skivan eller de yttre delarna av Edgeworth-Kuipers bälte, men att de har tagit vitt skilda vägar för att nå sina nuvarande banor.

Datorsimuleringar av kometernas rörelser visar att kometer i Jupiter-familjen långsamt dras in till solsystemets inre delar från spridda skivan och de yttre delarna av Edgeworth-Kuipers bälte, på grund av gasjättarnas inverkan. Denna process börjar normalt med att Neptunus förändrar banan hos ett avlägset objekt på ett sådant sätt att det börjar känna av Uranus gravitationskraft i de inre delarna av sin bana. Därefter modifierar Uranus banan ytterligare och skickar objektet vidare mot Saturnus. Slutligen skickar Saturnus objektet vidare till Jupiter, som sedan skapar den typiska banan för en Jupiter-familj komet. Detta är en mycket långsam process som tar hundratusentals eller miljontals år att fullborda. Faktum är att vi kan observera objekt som befinner sig mitt i denna transportrutt. De kallas för kentaurer och kretsar i regel kring solen längs banor som ligger mellan Saturnus och Neptunus. Vissa kentaurer uppvisar till och med kometliknande aktivitet trots att de är så långt ifrån solen, som kometerna 95P/Chiron och 29P/Schwassmann-Wachmann 1. Båda dessa objekt är ovanligt stora jämfört med typiska kometer (Chiron har en diameter på ca 200 kilometer), vilket är skälet till att de över huvud taget är synliga över dessa stora avstånd. Det betyder att det inre solsystemet tidvis har fått besök av extremt stora och ljusstarka kometer under sin långa historia.

Kometer av Halley-typ följer en helt annan banutveckling. I regel börjar Neptunus förändra banan hos ett objekt i spridda skivan eller Edgeworth-Kuipers bälte på ett sådant sätt att aphelavståndet ökar dramatiskt, medan perihelavståndet fortsätter att ligga runt 30-40 AE från solen. Detta sker genom att banan ges en mycket stor excentricitet. Till slut kan sådana objekt befinna sig 10 000 AE från solen vid aphelium, där de utsätts för galaktiska tidvattenkrafter och närbelägna stjärnors gravitation. Dessa krafter kan förändra inklinationen hos banan, men även minska dess perihelavstånd. Det betyder att kometen periodiskt kommer betydligt närmare solen än tidigare, och kan till exempel korsa Jupiters eller Saturnus banor. Om detta sker kan dessa jätteplaneter ändra banan ytterligare genom att föra aphelium tillbaka till planetregionen, medan perihelavståndet inte förändras nämnvärt. På detta sätt har ytterligare en Halley-typ komet bildats.

Det är dock inte endast spridda skivan och Edgeworth-Kuipers bälte som förser solsystemets inre delar med kometer. Galaktiska tidvattenkrafter och gravitationskraften från närbelägna stjärnor kan också störa banorna hos kometer i Oorts moln, så att de börjar falla in mot solsystemets inre delar på paraboliska banor. När de till slut når vår del av rymden, ser vi dem som nya kometer. Om en ny komet inte påverkas av någon planet kommer den helt enkelt att återvända till den interstellära rymden och det är högst troligt att den aldrig kommer tillbaka igen. En liten störning från Jupiter kan dock göra att kometen saktar ned något, vilket tvingar den att komma tillbaka upprepade gånger även om man måste vänta hundratals eller tusentals år mellan varje gång – kometen har blivit långperiodisk. Vissa långperiodiska kometer kan med tiden omvandlas till en komet av Halley-typ, vilket betyder att några av dessa objekt ursprungligen kan ha kommit från Oorts moln.

Den aktiva kometen

När en kometkärna befinner sig långt bort från solen (ungefär tre gånger så långt bort från solen som Jorden eller mer) är temperaturen för låg för att de frusna flyktiga ämnena skall förgasas i hög takt. Kometkärnan sägs då vara inaktiv och den kan bara ses med de största teleskopen om den över huvud taget är synlig. Om kometen istället kommer tillräckligt nära solen så börjar den hettas upp och de frusna ämnena förgasas – man säger då att kometen blivit aktiv. Fasta korn av silikater, sulfider och organiska ämnen frigörs då från den omgivande isen och dras med den gas som rusar ut i rymden. Ett stoftrikt gasmoln bildas då kring kometkärnan som kallas för en koma. En koma kan bli 100 000 kilometer i diameter, vilket är tio gånger större än jordklotet. Koman innehåller ofta storskaliga strukturer som jetstrålar eftersom utgasningen från kärnan inte är jämnt fördelad över kometkärnans yta. Koman är tillräckligt tjock för att dölja kärnan från insyn. Om vi dessutom minns att den inaktiva kärnan är avlägsen och ljussvag, betyder detta att kometkärnor sällan kan observeras över huvud taget, förutom av förbiflygande rymdsonder.

De fasta stoftpartiklarna tappar snart kontakten med gasen och deras framtida banor i rymden påverkas bara av två saker – solens gravitation och solens strålningstryck. Om endast solgravitationen verkade på kornen skulle de börja följa banor kring solen som liknar kometkärnans egen bana. När man lägger till strålningstrycket betyder det dock att kornen knuffas längre bort från solen jämfört med kärnan vilket gör att de dras ut i en stor krökt struktur som kallas för en stoftsvans. Denna svans kan ses från Jorden på grund av det solljus som kornen reflekterar. På färgfotografier ser stoftsvansen gul eller vit ut, det vill säga, den har mer eller mindre samma färg som solen.

Hale_Bopp

Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp). Den gul-vita stoftsvansen består av små stoftkorn som reflekterar solljuset. Den blå plasmasvansen består delvis av joniserad kolmonoxid som absorberar och återsänder solens blå ljus.
Copyright: E. Kolmhofer, H. Raab; Johannes-Kepler-Observatory, Linz, Austria
Originalbild: http://en.wikipedia.org/wiki/File:Comet_Hale-Bopp_1995O1.jpg


Gasmolekylerna i koman har kommit till en mycket tuff miljö. När de inte längre ligger i kärnans skyddade inre utsätts de för hård ultraviolett strålning från solen som bokstavligt talat sliter dem i bitar. Molekyler joniseras av solstrålningen vilket betyder att de förlorar en eller flera elektroner. Den processen gör dem elektriskt laddade vilket i sin tur medför att de börjar växelverka med solvinden. Solvinden består av snabba elektriskt laddade partiklar som härrör från solen och de släpar med sig solens magnetfält. Jonerna från kometen plockas upp av detta utvällande magnetfält, och sveps därför bakåt och bildar en struktur som kallas för en plasmasvans. Kometers plasmasvansar har en tydlig blå färg på fotografier. Den blå färgen kommer från enkelt joniserat kolmonoxid, som endast absorberar och återsänder solens blå ljus. De vanligaste gasformiga ämnena i koman i fråga om antal är dock atomiskt väte och syre samt hydroxyl (ett ämne bestående av en väteatom och en syreatom). Dessa är vattenmolekylens fotodissociationsprodukter och bildas när vatten slås sönder av den ultravioletta solstrålningen. Den solstrålning som dessa ämnen absorberar och återsänder kan inte ses av det mänskliga ögat, men kan observeras med ultravioletta detektorer på rymdsonder.

Kometens svansar kan bli enormt stora. I vissa fall sträcker de sig längre än avståndet mellan solen och Jorden, alltså mer än 150 miljoner kilometer. När en ljusstark komet med sådana svansar passerar nära Jorden blir det en spektakulär uppvisning. Historiska källor talar om kometer som var tillräckligt ljusstarka för att ses i fullt dagsljus, och man har sett kometer med så långa svansar att de sträckte sig från en del av horisonten till den motsatta sidan.

Varför är kometer viktiga ur vetenskaplig synvinkel?

Ett av astrofysikens mest fascinerande problem är att förstå vårt solsystem. När bildades det, och hur såg det ut när det var mycket ungt? Hur utvecklades det och varför ser det ut som det gör i dag? Vilka händelser var det som ledde till bildandet av en miljö som var lämpad för uppkomsten av liv (det vill säga vår planet)? Kommer Jorden fortsättningsvis vara en lämplig miljö för liv, eller finns det processer i solsystemet som hotar vår överlevnad?

Några mer specifika frågor som vi skulle vilja ha svar på är de följande. Vilken var den kemiska sammansättningen hos solnebulosan, det vill säga det moln av gas och stoftpartiklar ur vilket solsystemet uppstod? Hur gick det till när stoftkorn bildades ur den svalnande heta gasen? Hur förändrades solnebulosans egenskaper med avståndet till solen, och i vilken grad blandades material från olika delar av solnebulosan? Varför och hur började planetesimaler bildas, som sedan växte till embryon och slutligen till planeter? Vilken var den inre strukturen och de fysikaliska egenskaperna hos dessa planetesimaler?

Att besvara den här typen av frågor i dag, 4.6 miljarder år efter att solsystemets bildats, är inte lätt. Solsystemet har förändrats till oigenkänlighet under sin livstid och det finns inte många saker kvar från dess tidigaste historia som vi kan studera. Av alla kroppar i solsystemet tycks dock kometerna vara de som förändrats allra minst. Kometerna ser mer eller mindre ut som när de bildades för 4.6 miljarder år sedan, vilket gör dem helt unika. Om vi därför vill lära oss något om solsystemets allra första tid, är studier av kometer extremt viktigt.

Vad är det som gör att vi tror att kometer är ursprungliga och tämligen oförändrade kroppar? För det första på grund av deras storlek. Kometer är för små för att ha upplevt någon omfattande geologisk aktivitet. De innehåller helt enkelt för små mängder radioaktiva ämnen för att generera den värme som krävs för att driva sådan aktivitet. För det andra på grund av deras låga värmeledningsförmåga. För aktiva kometer är solens värme stark nog att erodera själva ytan genom förångning. Dock gör kometens höga porositet att värmeledningsförmågan är mycket dålig, vilket gör att solenergin inte tränger ned särskilt djupt. Isen på ganska grunda djup är därför troligen helt orörd. För det tredje är det inte troligt att kometer upplevt någon omfattande förändring på grund av kollisioner. Skälet är att antalet objekt i den spridda skivan är tämligen få, vilket gör att de sällan kolliderar med varandra.

Det bästa beviset på att kometer aldrig upplevt någon omfattande inre eller yttre upphettning eller annan form av påverkan, och därmed fortfarande innehåller mer eller mindre oförändrat material från solnebulosan, är att de fortfarande är så rika på mycket flyktiga ämnen som kolmonoxid. Därför kan vi lära oss mycket om solnebulosans kemiska och fysikaliska egenskaper genom att studera kometer från Jorden eller med hjälp av rymdsonder. Genom att undersöka kometernas stoftkorn och dess inre struktur lär vi oss hur de allra första stegen i planetbildning såg ut. Genom att studera kometer på nära håll kan vi därför förstå vår egen planets allra tidigaste historia.

En annan fascinerande sak med kometer är deras höga innehåll av organiskt material och vatten. Utan förekomsten av organiska ämnen och vatten på den unga Jorden hade livet aldrig uppkommit. Frågan är i vilket omfattning kol och vatten i biosfären förekom som en naturlig del av det material ur vilket Jorden bildades, och hur mycket som fördes hit efteråt. Till exempel så vet vi att Jorden bildades genom sammanslagning av planetesimaler och embryon under en tidsperiod som varade i omkring 50-150 miljoner år, med start för ungefär 4.6 miljarder år sedan. Men vi vet inte hur mycket vatten som fanns på Jordens yta vid denna tid, och vilka typer av kemiska ämnen som fanns tillgängliga.

Därefter, ungefär 0.6 miljarder år efter att Jorden bildats, ökade plötsligt antalet stora nedslag explosionsartat under en epok som kallas det Sena Tunga Bombardemanget (STB). STB orsakades med största sannolikhet av en omfattande förändring av jätteplaneternas banor, från en ursprungligen tämligen kompakt konfiguration närmare solen, till dagens avlägsna och välseparerade banor. Under denna process sändes tusentals asteroider och kometer mot solsystemets inre delar, där de kolliderade med Jorden och de andra jordliknande planeterna. De stora nedslagsstrukturer vi i dag ser på Månen bildades under STB. Det är rimligt att en stor mängd organiska ämnen och vatten fördes till Jorden i samband med denna händelse. Vi vet också att de första tecknen på liv på Jorden uppträder strax efter att STB avklingat. Frågan är då – hur viktigt var det vatten och de organiska ämnen som kometerna förde till jorden under STB för den efterföljande uppkomsten av liv? Skulle livet ha uppkommit även utan dessa nedslag av kometer, eller förde de med sig någon viktig ingrediens som inte var närvarande tidigare?

Faktum är att stora objekt fortfarande slår ned på Jorden då och då (man får i regel vänta några hundra tusen år mellan större nedslag). Sådana nedslag är vid sidan av supervulkaner de mest våldsamma naturkatastrofer som förekommer på Jorden. Man räknar med globala effekter på Jordens klimat om objektet är minst en kilometer i diameter.

Om nedslaget sker på land skickas enorma mängder stoft upp i atmosfären, dessutom antänds skogsbränder som kan sprida sig över hela kontinenter. Vad som sedan följer är en så kallad atomvinter, där stoftet och askan i atmosfären hindrar solljuset från att nå jordytan. Jorden blir då mycket kall, växter kan inte längre överleva, vilket även leder till en massiv utrotning av djur. Om nedslaget sker till havs bildas dessutom en enorm tsunami med vågor på tiotals eller hundratals meter som kan översvämma mycket stora områden. Man tror att skälet till massutrotningen av dinosaurier för 65 miljoner år sedan orsakades av ett stort nedslag vid Yucatan-halvön i Mexico.

Risken för nedslag är ytterligare ett skäl till att studera kometer. Hur många kometer finns det, vad har de för banor, och hotar någon av dem Jorden? Hur stora är kometerna och hur mycket väger de, vad skulle hända om de kom in i Jordens atmosfär och hur beror effekterna av ett nedslag på kärnans fysikaliska egenskaper?

Kometforskningen är en ganska ung vetenskap. Normalt betraktar man 1950 som det år då den moderna kometastronomin föddes. Då gjorde Fred Whipple den första noggranna beskrivningen av kometkärnornas egenskaper, och Jan Oort upptäckte den avlägsna reservoar av kometer som bär hans namn. En annan viktig era började 1986 med de första rymdsondena till kometen 1P/Halley, till exempel Giotto. Dessa följdes av andra rymdsonder år 2001 (Deep Space 1 till kometen 19P/Borrelly), 2004 (Stardust till kometen 81P/Wild 2), 2005 (Deep Impact till kometen 9P/Tempel 1) och 2010 (EPOXI till kometen 103P/Hartley 2). Med varje ny rymdsond till en komet har nya fascinerande upptäckter gjorts. En ny era inom utforskningen av kometerna börjar 2014 när Europeiska Rymdorganisationen ESAs rymdsond Rosetta kommer fram till kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko. Rosetta kommer inte bara flyga förbi kometen, som har varit fallet med de tidigare rymdsonderna, utan den kommer att gå in i bana runt kometkärnan och till och med skicka ned en landare till dess yta. Rosetta kommer utan tvivel att revolutionera vår förståelse av solsystemets äldsta medlemmar – de mystiska kometerna.

Annonser

Kommentera

Fyll i dina uppgifter nedan eller klicka på en ikon för att logga in:

WordPress.com Logo

Du kommenterar med ditt WordPress.com-konto. Logga ut /  Ändra )

Google+-foto

Du kommenterar med ditt Google+-konto. Logga ut /  Ändra )

Twitter-bild

Du kommenterar med ditt Twitter-konto. Logga ut /  Ändra )

Facebook-foto

Du kommenterar med ditt Facebook-konto. Logga ut /  Ändra )

Ansluter till %s