Meteoroidit Ja Komeetat

<< 2.5. Sporadiset meteorit | Sisällysluettelo | 2.7 Tulipallohavainnot >>

2.6. Meteoroidit ja komeetat

1800-luvun puolen välin tienoilla huomattiin, että useat meteoriparvet olivat yhteydessä komeettojen ratoihin. Huomattiin esimerkiksi, että leonidien meteoriparven rata oli lähes täsmälleen sama, kuin komeetan Temple-Tuttle 1866 I. Samoin perseidit näyttivät olevan yhteydessä komeettaan Swift-Tuttle 1862 III.

Nämä meteoriparvet - ja meteoritukijoiden nykyisen näkemyksen mukaan ilmeisesti kaikki massaltaan merkittävät meteoriparvet - ovatkin muodostuneet emokomeettansa katastrofaalisen hajoamistapahtuman seurauksena, eivätkä niinkään lukuisten periheliohitusten kaasupurkausten tuloksena kaasu-pöly-ejektiosuihkuista. Komeetta voi hajota mm. sisäisen kaasunpaineen kasvaessa riittävän suureksi, tai toisen kappaleen törmätessä siihen kosmisella nopeudella, tai molempien syiden yhteisvaikutuksena.

Kuva 2.6.1. Komeetan hajonnut ydin. Kuva: NASA.

Bielan komeetta synnytti meteoriparven 1846, jolloin komeetta kierrettyään Auringon ympäri hajosi kahteen osaan. Kun Maa vuonna 1872 kulki Bielan komeetan radan läpi, havaittiin meteorimyrsky. Parvi nimettiin bielideiksi tai tähtikuvion mukaan andromedideiksi.

Meteoriparvet näyttävät voivan olla yhteydessä myös pikkuplaneettoihin, eli asteroideihin. Esimerkiksi delta-akvaridit ovat mahdollisesti yhteydessä pikkuplaneettaan 1566 Icarus. Asteroidi voisi aikaansaada meteoroideista koostuvan filamentin joko törmäyksen, nopean pyörintäliikkeen aiheuttaman hajoamisen, tai perihelissä lämpörasituksen aiheuttaman murenemisen seurauksena. Nämä tapahtumat eivät kuitenkaan kertaluonteisina voi lisätä filamenttiin materiaa toistuvasti, kuten komeetat purkautuessaan lisäävät.

Kuva 2.6.2. Komeetta Hale-Bopp. Kuva: NASA.

Komeettojen tiedetään koostuvan jäästä ja kivi-aineksesta. Komeettoja kutsutaankin usein ’likaisiksi lumipalloiksi’. Komeetan lähestyessä Aurinkoa alkaa komeetasta purkautua kaasuja ja pölyä, jotka muodostavat komeetan valtavan kymmeniä miljoonia kilometrejä pitkän pyrstön. Millimetriluokkaa ja suurempia partikkeleita ei aurinkotuuli jaksa puhaltaa pois, vaan ne jäävät komeetan ”lähettyville” pienestä pakonopeudesta (luokkaa metrejä sekunnissa) johtuen. Vähitellen osittain pakonopeuden hajonnan ja useiden auringonsäteilyn vaikutusten synnyttämien heikkojen (ei-gravitationaalisten) voimien seurauksena nämä meteoroidihiukkaset lopulta hitaasti leviävät nauhaksi koko komeetan soikean kiertoradan matkalle.

Itse asiassa jokainen komeetan periheliohitus vapauttaa massaltaan jopa kokonaisen vuoren verran uutta materiaa, jonka rata vastaa kulloistakin komeetan periheliohituksen rataa, eikä tarkalleen ole sama, kuin komeetan edellisellä kierroksella. Näin syntyy joukko ns. trailetteja, joilla on rajallinen koossapysymisikä, kuitenkin yleensä vähintään useita satoja vuosia. Tällaisen partikkelimäärältään tiheän trailetin (radan) ja Maan satunnainen kohtaaminen aiheuttaa outbursteja, kun taas jo hajonneiden trailettejen materiasta on ajan kuluessa muodostunut paksu, yhtenäinen, mutta harventunut partikkelinauha, jonka seurauksena havaitaan joka vuosi aina tiettynä päivämääränä ko. parven meteoreita.