Copyright © Björn J. R. Davidsson 2008. Kopiering av innehållet på denna sida, helt eller delvis, utan medgivande från författaren är förbjudet i enlighet med upphovsrättlagen (SFS 1960:729). Förbudet gäller alla former av kopiering genom tryckning, fotokopiering, kopiering på magnetiskt eller elektroniskt medium et cetera.

Kometer - reliker från solsystemets födelse

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. Det 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 är extremt intressanta objekt!

Till exempel är kometer de äldsta och minst förändrade kropparna som kretsar kring solen och de utgör därför en unik källa till kunskap om vårt solsystems födelse och tidiga utveckling. Vi vet att kometer bombarderade det unga jordklotet och att en stor del av det vatten vi dricker dagligen en gång var en del av kometkärnor som kretsade kring solen utanför Neptunus bana. Vi vet att kometer är rika på organiska ämnen av vilka en del kan ha varit inblandade när livet bildades på jorden. Vi vet också att kometer slår ned på jorden och i princip skulle kunna utplåna den mänskliga civilisationen i ett stort nedslag.

Nedan finner du en del intressant information om kometer, som börjar med kometkärnans fysiska och kemiska egenskaper. Därefter beskrivs kometernas banor och hur kometer transporteras till dessa banor från deras urgamla födelseplatser. Därefter beskrivs den aktiva kometens karaktäristika, dvs komans och svansens egenskaper. Slutligen beskrivs skälen till att kometer är intressanta ur vetenskaplig synvinkel.

Kärnan hos komet 9P/Tempel 1 fotograferad av Deep Impact. Upphovsrätt: Univ. of Maryland, JPL-Caltech, NASA.

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 endast 2-4% av det inkommande solljuset reflekteras. Kometkärnan har en mycket irreguljär form och uppvisar en rikedom av ytdetaljer, som 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 faktiskt observerat dussintals kometer som splittrats och ibland helt pulvriserats. Den höga porositeten och låga materialstyrkan är en konsekvens av det faktum att kometkärnor består av svagt sammanhållna korn, som typiskt är ungefär en mikrometer i storlek (dvs en tusendels millimeter).

Kornen består i huvudsak av fyra olika sorters material. Ungefär en tredjedel av massan är i form av silikater och sulfider, en annan tredjedel består av organiska ämnen, medan resten utgörs av flyktiga ämnen. Resten av denna sektion ägnas åt att beskriva dessa substanser mer ingående.

Silikater är en stor familj av ämnen som är rika på kisel, syre och diverse metaller, och är det material som klippor och stenar består av. Ungefär hälften av kometers silikater utgörs av olivin, som består av två metallatomer, en kiselatom och fyra syreatomer. Om de två metallatomerna är magnesium får vi en olivin som kallas forsterit. Om de två metallatomerna istället utgörs av järn får vi en annan olivin som kallas fayalit. Kometer tycks vara rika på forsterit men innehåller en mindre mängd fayalit. 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. Olivin och pyroxen återfinns även på jorden, och faktum är att dessa mineraler dominerar materialet som påträffas i jordens övre mantel.

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.

Vi går nu över till de organiska ämnena, som alla har en sak gemensamt - de baseras alla på kolatomens kemi. Faktum är att kol är det allra 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 vad som krävs.

En särskild grupp organiska ämnen är särskilt vanlig i kometer, nämligen 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 från träkol (detta ämne råkar vara den aktiva substansen i malkulor). Andra miljöer där PAH bildas är i brinnande cigaretter, bilavgaser, och i stekpannan! Kometer inehåller också andra former av organiska ämnen, av vilka den mest spännande upptäckten hittills utgörs av glycin - den enklaste aminosyran. Levande organismer använder aminosyror för att tillverka proteiner, dvs makromolekyler som utför olika sorters uppgifter i cellen. Att finna sådana prebiotiska molekyler i den interplanetära rymden är extremt intressant!

Det är dock den stora mängden flyktiga ämnen som gör kometer speciella. Flyktiga ämnen är i grund och botten substanser som är flytande eller i gasform vid rumstemperatur men som är i fast form vid de låga temperaturer som råder i interplanetära rymden, dvs 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, dvs när bakterier bryter ned organiskt material. Ammoniak ger fönsterputs dess starka och irriterande lukt, medan vätecyanid är ett mycket giftigt ämne. Om vi förde ett stycke kometmaterial till jorden skulle det helt säkert ha en vedervärdig lukt!

Jupiter, här avbildad genom rymdteleskopet Hubble, har en stor inverkan på många kometers banor. Upphovsrätt: NASA, STScI.

Kometbanorna

Objekt som är gravitationellt bundna till solen rör sig i banor med samma form som den geometriska figur som kallas ellips. Graden av avplattning hos ellipsen, eller excentriciteten, är mycket liten för planeterna (deras banor är nästan cirkulära), men är i allmänhet stor för kometerna. Det gör att avståndet mellan solen och kometen kan variera dramatiskt under en omloppstid, 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.

Kometer kan grupperas i olika familjer baserat på egenskaperna hos deras banor. Jupiter-familj kometerna har i regel omloppstider som är kortare än 20 år och de rör sig i banor som ligger nära ekliptikan. De har fått sitt namn på grund av att deras aphelavstånd ligger ungefär lika långt från solen som Jupiter, och denna massiva planet ändrar ibland banorna hos dessa kometer som helt befinner sig under Jupiters gravitationella kontroll.

Vi har också Halley-typ kometer som skiljer sig från Jupiter-familj kometerna genom att ha längre omloppstider (upp till 200 år) och generellt sett högre inklination. Komet 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.

Slutligen har vi de långperiodiska kometerna med omloppstider som kan mätas i tusentals år. Det finns även icke-periodiska kometer som inte längre är gravitationellt bundna till solen och som rör sig längs banor som har samma form som den matematiska figur som kallas parabel. Sådana objekt besöker i regel solsystemets inre delar vid ett enda tillfälle, för att aldrig mer komma tillbaka.

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 icke-periodiska? För att förstå det måste vi studera den plats där de flesta kometer en gång bildades, Edgeworth-Kuipers bälte, och hur kometerna har förflyttats från detta bälte till deras nuvarande banor.

Edgeworth-Kuipers bälte är en population av isrika kroppar som befinner sig utanför Neptunus bana. Den största kända medlemmen heter Eris. Den näst största, som var 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 mellanstora kroppar (dvs dvärgplaneterna).

För närvarande känner man till fler än 1000 Edgeworth-Kuiper objekt, som alla upptäckts efter 1992 förutom Pluto som man hittade 1930. Edgeworth-Kuiper bältet består av två olika delar. Den "kalla skivan" (fritt från engelskans "cold disk") innehåller objekt som aldrig har fått sina banor störda av Neptunus gravitation. De rör sig i regel längs cirkulära banor nära ekliptikan, på de platser där de föddes genom att kondensera ut från solnebulosan. Den kalla skivans inre gräns ligger 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). Den kalla skivans yttre gräns 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, vilket motsvarar ungefär 48 AE.

Den andra delen av Edgeworth-Kuipers bälte kallas "utspridda skivan" (fritt efter engelskans "scattered disk") och utgörs av objekt som fått sina ursprungliga banor kraftigt förändrade av Neptunus. De kännetecknas av stora excentriciteter och hög inklination vid jämförelse med objekten i kalla skivan. Perihelavstånden faller i regel mellan 30-39 AE, dvs mellan Neptunusbanan och den kalla skivans inre gräns. Man tror i dag att både Jupiter-familj kometer och Halley-typ kometer ursprungligen kommer från den utspridda skivan, men att de har tagit vitt skilda vägar för att nå sina nuvarande banor.

Man tror att Jupiter-familj kometer långsamt dras in från Edgworth-Kuipers bälte av gasjättarna. I normalfallet börjar Neptunus förändra banan hos ett objekt i utspridda skivan på ett sådant sätt att det börjar känna av Uranus gravitationskraft i de inre delarna av banan. 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 miljontals år att fullborda. Faktum är att vi faktiskt kan observera objekt som befinner sig i övergång mellan den utspridda skivan och Jupiter-familj populationen. 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 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. Med tiden, då de kommer närmare solen och aktiviteten ökar, kommer sådana stora Kentaurer att utvecklas till monstruöst stora kometer som kommer att bjuda på en spektakulär show!

Halley-typ kometerna följer en helt annan banutveckling. I regel börjar Neptunus förändra banan hos ett objekt i utspridda skivan på ett sådant sätt att perihelavståndet fortsätter att ligga runt 30-39 AE från solen, medan aphelavståndet ökar dramatiskt genom att banan får en mycket stor excentricitet. Till slut kan sådana objekt befinna sig 10000 AE från solen vid aphelium! På så stora avstånd är solens gravitationskraft mycket svag och s.k. galaktiska tidvattenkrafter börjar bli jämförbara i storlek. 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. De galaktiska tidvattenkrafterna kan förändra både inklinationen på banan såväl som minska dess perihelavstånd. Det betyder att nästa gång som objektet återvänder till de inre delarna av solsystemet kanske det inte hejdar sig utanför Neptunus, utan fortsätter in där det kan korsa Jupiters eller Saturnus banor. Om detta sker kan dessa jätteplaneter ändra banan ytterligare genom att föra aphelpunkten tillbaka till planetregionen, medan perihelavståndet inte förändras nämnvärt. På detta sätt har ytterligare en Halley-typ komet bildats.

Hur förhåller det sig då med de lång- och icke-periodiska kometerna? De kommer från en annan reservoar av isrika objekt - Oorts moln. Oorts moln i sig har bildats genom processor som liknar de som bildar Halley-typ kometer, dvs aphelavståndet hos objekt som ursprungligen kretsade kring solen i närheten av gasjättarna, har ökat kraftigt, till 50000 AE eller mer. I dessa fall har dock de galaktiska tidvattenkrafterna därefter ökat perihelavståndet och därmed bildat objekt som ständigt befinner sig på stort avstånd från solen. Kometerna i Oorts moln är på gränsen till att helt lämna solsystemet (på fysikspråk är deras kinetiska energi nästan lika stor som deras potentiella energi). Det gör dem känsliga för störningar från till exempel passerande stjärnors gravitation, vilket kan få dem att falla tillbaka mot solsystemets inre delar på parabelformade banor. När de tillslut når vår del av rymden, ser vi dem som icke-periodiska kometer. Om en icke-periodisk 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.

Komet C/1995 O1 (Hale-Bopp) med dess gula stoftsvans och blå plasmasvans. Upphovsrätt: Robert Allevo.

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 ska förgasas i hög takt. Kometkärnan sägs då vara inaktiv och den kan bara ses genom 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. Resultatet är att ett stoftrikt gasmoln bildas kring kometkärnan som kallas för "koman". En typisk färdigbildad koma är av storleksordningen 100000 kilometer i diameter, vilket är tio gånger större än jordklotet. Koman innehåller ofta storskaliga strukturer 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 "stoftsvansen". Denna svans kan ses från jorden på grund av det solljus som kornen reflekterar. På färgfotografier ser stoftsvansen gul eller vit ut, dvs den har mer eller mindre samma färg som solen.

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 sönder dem. 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 växleverka 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 "plasmasvansen". 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 (den senare 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!

En teckning av hur en stor asteroid slår ned på jorden. &AUML;ven kometer träffar jorden och de utgör ett hot mot den mänskliga civilisationen. Upphovsrätt: Don Davis.

Varför kometer är viktiga ut 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 (dvs 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, dvs det moln av gas och stoftpartiklar som kollapsade och därmed bildade solsystemet? Bildades stoftpartiklarna i solnebulosan huvudsakligen på plats eller kom de från någon annan del av galaxen? Hur förändrades solnebulosans egenskaper med avståndet till solen, och utbytte olika delar av solnebulosan material? Varför och hur började protoplanetesimaler bildas, som sedan växte till planetesimaler och slutligen till planeter? Vilken var den inre strukturen och de fysikaliska egenskaperna hos dessa protoplanetesimaler?

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. Faktum är att vi tror att 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 det kometer vi måste studera! Kometastronomen är därmed en sorts astro-arkeolog som studerar kometer i syfte att lära sig saker om vår allra tidigaste historia.

Vad är det som gör att vi tror att kometer är ursprungliga 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. För det tredje är det inte troligt att kometer upplevt någon omfattande förändring på grund av kollisioner. Skälet är att antalet objekt i den utspridda 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 oförändrar solnebulosa-material, 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. Faktum är, att det hade varit omöjligt att beskriva vår egen planets tidigaste historia, om det inte hade varit för kometerna!

En annan fascinerande sak med kometer är dess höga innehåll av kolrikt 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 för ungefär 4.6 miljarder år sedan och att nedfallet av material därefter minskade drastiskt. 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 stora bombardemanget (fritt efter engelskans "Late Heavy Bombardment", LHB). De stora nedslagsstrukturer vi i dag ser på månen bildades under LHB. Nyligen har forskare insett att orsaken till LHB troligen var att Jupiter och Saturnus låstes i en 1:2 resonans med varandra, så att Jupiter kretsade kring solen exakt dubbelt så fort som Saturnus. Det gav upphov till omfattande gravitationella störningar i solsystemet, vilket sände tusentals mindre kroppar i riktning mot de jordlika planeterna. Först träffades jorden av en stor svärm av kometer, därefter följde en våg av asteroider (faktum är att man tror att 99% av den ursprungliga populationen av huvudbältsasteroider försvann under LHB, genom att kollidera med solen och planeterna eller genom att helt enkelt kastas ut ur solsystemet).

Vi vet också att de första tecknen på liv på jorden uppträder strax efter att LHB avklingat. Frågan är då - hur viktigt var det vatten och de organiska ämnen som kometerna förde till jorden under LHB 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?

Sanningen är att den typ av nedslag som var så vanlig under det att jorden bildades och under LHB aldrig upphörde helt utan bara blev mer och mer sällsynta. 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 de mest våldsamma naturkatastrofer som förekommer på jorden. Till exempel motsvaras ett nedslag av ett kilometer-stort objekt som kommer med en hastighet av 10 kilometer per sekund, av att man bränner av ungefär 100 miljoner atombomber av Hiroshima-typ samtidigt! Om nedslaget sker på land antänder sådana explosioner skogsbränder som kan sprida sig över hela kontinenter, och dessutom skickas enorma mängder stoft och aska upp i atmosfären. Vad som sedan följer är en s.k. "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 kommer en enorm tsunami skicka flodvågor som når högt upp på land och som dödar allting i sin väg. 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, för då gjorde Fred Whipple den första noggranna beskrivningen av kometkärnornas egenskaper, och Oorts moln upptäcktes av Jan Oort. En annan viktig era började 1986 med de första rymdsondena till komet 1P/Halley. Dessa följdes av andra rymdsonder år 2001 (Deep Space 1 till komet 19P/Borrelly), 2004 (Stardust till komet 81P/Wild 2), och 2005 (Deep Impact till komet 9P/Tempel 1). 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 komet 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! Så håll ögonen öppna, äventyret har bara börjat...

Tillbaka till huvudsidan

This page in English