Fakta om kometer

 

 

De flesta av dagens forskare, anser att vårt solsystems planeter utformades för c:a 4 ½ miljarder år sedan, som det slutliga resultatet av flera serier kollisioner mellan kroppar med en diameter av kanske upp till fem kilometer. Inte alla av dessa, som själva byggts upp av ett antal kollisioner, slutade som planeter. Det överblivna "byggmaterialet" blev asteroiderna. En del lättare material återstod, mest is och frusna gaser, som kom att bilda kometer.

Det är först och främst tack vare Jupiter, men även till en mindre del de övriga planeterna, som detta "byggmaterial" inte spriddes över hela vårt solsystem. De flesta av asteroiderna återfinns i en bana runt solen mellan Mars och Jupiter, det är det väl kända "Asteroid-bältet". Detta område är inte det enda där det finns asteroider. Man känner till en del som har en bana i jordens närhet och andra som har banor i solsystemets mer avlägsna delar, men merparten av de idag kända kometerna finns inom ett särskilt område. Å andra sidan, kometerna, som består mest av is, skulle inte få lång livstid om de höll till i asteroidbältet. Värmen från solen skulle snabbt få dem att förgasas. Det största antalet kometer hittar man därför i vårt solsystems ytterområden. Det tycks finnas två primära komet-områden: "Oort-molnet" som är ett väldigt klotformigt område i de allra yttersta delarna av vårt solsystem (intill gränsen mot yttre rymden) och "Kuipers bälte", ett brett band av kometer bortom Neptunus´ bana. Nytagna bilder från Hubble-teleskopet visar otydligt något som ser ut att vara kometer inom Kuiper-bältet.

Ibland orsakar gravitationen från en passerande stjärna eller annan kropp att en komet i ett av dessa områden börjar röra sig i en bana mot de inre delarna av solsystemet. Planeternas egen gravitationspåverkan kan ibland ändra en kometbana ganska mycket, till och med så att kometen kastas ut ur solsystemet helt och hållet eller får en helt ny, snävare bana, inom de inre delarna av solsystemet. Vissa kometer "fångas upp" av Jupiter och får väldigt snäva banor som inte sträcker sig särskilt långt utanför Jupiters egen bana. Dessa kometer återkommer nära solen med bara några års mellanrum. Den här kometgruppen har fått namnet "Jupiters kometfamilj" och idag känner man till över 100 medlemmar av familjen.

Den typiska kometen är en liten avlång isklump, i genomsnitt ungefär 8 - 15 km i diameter, isklumpen är kometens egentliga "kärna". Utom vanlig vattenis kan kärnan innehålla frusen koldioxid ("torr-is"), frusen koloxid, metan och andra flyktiga ämnen. Blandad med all denna is finns små dammkorn. Allt detta gör kärnan till en smutsig snöboll, en tanke som först fördes fram 1950 av astronomen Fred Whipple. Rymdsonden Giotto bekräftade riktigheten i detta, då den 1986 noga undersökte Halley´s komet på nära håll.

Långt ute i rymden, är en komet inget annat än just en "smutsig snöboll", Men då den närmar sig solen och börjar känna av solstrålningen, börja de frusna gaserna övergå i gasform. Detta underlättas av rymdens vakuum. Solvinden trycker bort gaserna från kometen. Medan detta pågår, lösgörs även dammkornen och denna gas tillsammans med dammkornen skapar ett väldigt diffust moln kring kärnan. Detta moln kallas kometens "coma" (efter det latinska ordet för "hår") och brukar vara ungefär några 10.000-tal km i diameter, vilket ger kometen dess typiskt luddiga utseende.

När kometen kommer ännu närmare solen, tar "solvinden", en energirik partikelström från solen, tag i det lösa materialet i kometens koma och "blåser" det bakåt från kärnan. Det är det som skapar kometens svans, som brukar sträcka sig ut i riktning från solen. Svansen följer kometen då den är på väg mot solen, men pekar i kometens färdriktning då kometen är på väg bort från solen. Man kan faktiskt tänka på kometen som en stor vindflöjel som visar solvindens riktning. Rätt ofta kan man få se två svansar: den ena består av joniserade gaser, d.v.s. elektriskt laddade av solvinden, den fungerar ungefär som ett neonrör, den andra svansen består mest av lösa dammkorn, som reflekterar solljuset.

Medan de flesta planeternas omloppsbanor nästan är cirkelformiga, är de flesta kometers banor extremt utdragna ellipser. Den punkt på kometbanan då den är närmast solen, kallas "perihelion". Eftersom kometen blir kraftigast uppvärmd av solen vid denna punkt i kometbanan, är det också där den är som ljusstarkast. Avståndet till jorden avgör hur pass ljusstark den kommer att vara från jorden sett. Emellanåt kan kometer få, vad man kallar "utbrott", då dess ljusstyrka ökar dramatiskt under en kort tidsrymd. Detta kan bero på ett snabbt lösgörande av kometmaterial från dess yta. Det kan också inträffa om kometkärnan splittras i en eller flera delar och dolda delar av kärnan plötsligt utsätts för solvärmen för första gången.

I medeltal passerar omkring ett dussin av de kometer som ingår i planeten Jupiters kometfamilj, perihelion under ett år. Dessutom upptäcks så många som dussintalet tidigare okända kometer varje år. En del av dem visar sig tillhöra Jupiters kometfamilj, medan andra har mycket större omloppsbanor och kommer kanske tillbaka om tusentals år eller aldrig någonsin. Under varje natt med klar stjärnhimmel kan ungefär två till tre dussin kometer vara synliga för professionella astronomer vid världens stora observatorier. Av alla dessa kometer kanske två eller tre kan ses av amatörastronomer med lämpliga teleskop. Ungefär en gång om året uppträder en komet som är ljusstark nog för att kunna ses med blotta ögat. De s.k. "Stora kometerna" ,som är mest iögonenfallande, förekommer ungefär vart tionde år eller så.

Övers. från engelska efter artikel av Alan Hale

förra sidan  

Historik över "Stora Kometer" från år 1900 och framåt:

Det här är en sammanställning av de största kometerna vi haft besök av mellan åren 1900 och 1997. Dessa kometer nådde en maximal ljusstyrka av magnituden +2 eller mer. Några finns med av andra skäl.
Rent allmänt, finns här med bara sådant som gäller den tidsperiod kometerna varit synliga för blotta ögat, positionen, ungefärlig ljusstyrka och en beskrivning av hur den sett ut på himlen. Man kunde inte mäta ljuset särskilt noggrant förrän i början av 1900-talet, så uppgifter om kometernas ljusstyrka före, får tas med en nypa salt.

Kometer efter 1950 

Kometer före 1950 

ECLIPSE KOMETEN 1948
SÖDRA KOMETEN 1947
DE KOCK-PARASKEVOPOULOS 1941
SKJELLERUP-MARISTANY 1927
BROOK´S 1911
BELJAWSKY 1911
P/HALLEY´s KOMET 1910
DAYLIGHT COMET 1910
DEN STORA KOMETEN 1901

bullet1.gif (122 bytes)   Tillbaka till min första sida
bullet1.gif (122 bytes)   Till Christers första sida
bullet1.gif (122 bytes)   Tillbaka till hemsidan

förra sidan  

 

uppdaterad den 24 nov 2008