miłośniczych
V
Kometa C/2001 A2 (LINEAR), 18/19 lipca 2001.
Fot. Robert Bodzoń.
K
ażdy m iłośnik astro n o m ii, a w szczególności obserw a tor kom et, zna w ygląd tych ciał niebieskich. Obserwując kometę, widzimy jej mglistą głowę oraz niekie dy ciągnący się od niej warkocz. Wia domo jednak, że źródłem m aterii je tworzącej jest skryte w gęstej otoczce pyłowej lodowo-skaliste (a właściwie śnieżno-pyłowe) jądro. Bezpośrednia obserwacja jądra kometamego jest nie możliwa. Jak dotąd znamy wygląd je dynie dwóch jąder kometamych, a to dzięki zdjęciom wykonanym in situ przez sondy kosmiczne (komety 1P/ Halley przez sondę Giotto w 1986 roku oraz komety 19P/Borrelly przez sondę Deep Space I w 2001 roku). Dla kilku komet udało się także uzyskać odbicie echa radarowego od powierzchni jądra, co pozwoliło określić ich rozmiary oraz okres obrotu (np. dla komety C /l996 B2 (Hyakutake) w 1996 roku). Jak już jednak wcześniej wspomniano, jądro jest źródłem materii głowy i warkocza, tak więc wszelkie zmiany zachodzące w obrębie głowy (a zwłaszcza jej środ kowej części) m ówią nam o zmianach zachodzących na powierzchni jądra. Oznacza to, że analizując obserwowa ne parametry komety, można określić w sposób pośredni parametry jej jądra.Jakie informacje może na temat ją dra komety uzyskać obserwujący j ą mi łośnik astronomii?
Przede wszystkim w sposób przybli żony można oszacować średnicę jądra. W tym celu wykorzystuje się tzw. ja sność absolutną komety HQ, definio w aną jako jasność, którą miałaby ko meta znajdująca się w odległości 1 j.a. od Słońca, obserwowana z odległości 1 j.a. (przy kącie fazowym 0°). Oczy wiście należy pam iętać, że w czasie zbliżania się do Słońca w zw iązku
z sublim acją materii jądra otacza się ono jasnym „kokonem” materii, a więc jego jasność absolutna rośnie. W związ
ku z tym do oszacowania średnicy ją dra należy używać pomiarów jego ja sności w dużych o d leg ło ściach od Słońca, gdy aktyw ność kom ety je st jeszcze słaba. Można wtedy wykorzy
stać np. formułę Schulmanna, podającą promień jądra Rj w funkcji jasności ab solutnej H0:
R j = 1 0 7- ° 2Ho[cm ]
Oczywiście nie zawsze dysponuje my obserwacjami komety „nieaktyw nej” . M ożna w tedy do oszacow ania rozm iarów jądra wykorzystać oceny jasności całej otoczki komety, jednak otrzym ana wtedy wartość je st jedynie górną granicą rozm iarów jądra, które z całą pew nością je st m niejsze. Dla przykładu, w przypadku kom ety C/ 1996 B2 (H yakutake) w yznaczona w ten sposób wartość średnicy jądra wynosiła 14 km, podczas gdy wartość w ynikająca z sondowań radarowych w ynosiła zaledwie 1 km.
D rugim param etrem jąd ra, który można oszacować, jest charakter jego aktywności. O samej aktywności mówi nam parametr n krzywej jasności, od zwierciedlający „wrażliwość” materii jądra na ciepło płynące od Słońca. Duża wartość n oznacza najczęściej dużą po w ierzchnię sublim acji, m ała w ręcz przeciwnie. Stwierdzono, że komety o dłuższych okresach orbitalnych zwy kle m ają niższe wartości n niż komety o okresach krótszych — typowa kome ta długookresowa ma n ~ 3, podczas gdy typowa kom eta krótkookresowa m a ri>4. Zwykle dla nowo odkrytej ko mety zakłada się n = 4.
Standardowy model jądra kometar- nego przewiduje dwa rodzaje emisji U R A N IA - Po s t ę p y As t r o n o m ii 1/2002
C/2001 A2 5 6 7 8 9 10 U 12 13 14 15 16 17 - 1 2 0 - 9 0 - 6 0 - 3 0 0 30 60 90
Rys.1. Jasność heliocentryczna komety C/2001 A2 (LINE AR) w funkcji odległości czasowej od peryhelium (w dniach) dla całego okresu obserwacyjnego. Pionowa ciągła linia określa moment rozpoczęcia obserwacji w Sekcji Obser watorów Komet PTMA. [pobrane z http://correio.cc.fc.ul.pt/ -apereira /]
gazu i pyłu z jąd ra — bądź rów no m ierną z całej powierzchni, bądź z po szczególnych źró d eł („g ejz eró w ” ). O rodzaju aktywności obserwowanej kom ety informuje nas param etr DC, czyli stopień k o n d en sacji otoczki. O to cz k a o dużym DC n ajc z ę śc iej oznacza drugi z wym ienionych rodza jó w emisji. Niekiedy nawet wewnątrz głowy obserwuje się „gwiazdopodob- ne” jądro, oznaczające silnie aktywne źródła materii na jego powierzchni.
Ostatnim parametrem określającym jąd ro kom ety je st jeg o obrót wokół własnej osi. Jak wiemy z obserwacji przeprow adzanych przez sondy ko smiczne, jądro komety może wirować w sposób bardzo złożony i można mu przyporządkować kilka różnych okre sów rotacji w zględem różnych osi. Oczywiście na skutek takiej rotacji co jakiś czas wymienione wcześniej ob
szary ak ty w n e z o s ta ją o św ie tlo n e przez Słońce, co powinno spowodo wać wzrost jasności otoczki oraz stop nia kondensacji (nawet pojawienie się gwiazdopodobnego jądra).
Przedstaw ione powyżej rozw aża n ia z a sto su jm y do o b serw o w an ej w lecie 2001 roku w Sekcji O bserw a torów Komet PTM A kom ety C /2 0 0 1 A2 (LINEAR).
K om eta została odkryta 15 stycz nia 2001 roku w ram ach projektu L I N E A R ja k o „o b iek t a ste ro id a ln y ” 0 ja s n o ś c i 15,8m. Już 16 sty czn ia dw oje astronom ów z O bserw atorium w O n d rejo v ie (C zech y ), P. P ravec 1 L. Sarounova zauważyło, że „plane- toida” ta otoczona jest mglistą otoczką 0 średnicy 0 ,3 ’. W krótce znaleziono kom etę także na zdjęciach w ykona nych w ramach projektu LONEOS już 3 stycznia tego roku. Już te pierwsze obserwacje wydawały się wskazywać na skok jasn o ści kom ety m iędzy 6 1 15 stycznia.
Po rozpoznaniu kometamej natury obiektu znany badacz orbit kometar- nych, Brian G. M arsden wyliczył jego orbitę paraboliczną. W ynikało z niej, że kom eta C /2001 A2 (LINEAR) 24 maja 2001 przejdzie w odległości 0,78 j.a. od Słońca, a jej m aksym alna ja
sność osiągnie 10m. Te wczesne pro gnozy nie zapowiadały tak interesują cego obiektu obserwacyjnego!
Zgodnie z tymi przewidywaniami do połow y m arca kom eta pojaśniała do 13m, jednak po 26 marca stwierdzono,
że kometa szybko jaśnieje, rośnie jej średnica oraz sto pień kondensacji ku śro d k o w i. W ciągu zaledwie czterech kolejnych dni kometa poja śn ia ła aż o 5m! W środku głowy dało się zauważyć w yraźne, gwiaz- dopodobne jądro. To połączenie roz mytej otoczki i ją dra spowodowało duży rozrzut w po dawanych w tedy wartościachjasno-
ści komety. W każdym razie maksimum jasności równe 7,5m kometa osiągnęła w dniu 1 kwietnia 2001. W kolejnych dniach jasność otoczki spadła do ok. 8,5m (co nadal o 5m przekraczało pier wotne prognozy), a gwiazdopodobne jądro praktycznie zanikło. Spadek jasno ści ponownie jednak zamienił się na wzrost i pod koniec kwietnia kometa świeciła już z jasnością 6m.
Opisane zachowanie komety wska zywało na gwałtowne procesy zacho dzące na jej jądrze. Potwierdziło się to na początku maja, gdy zauważono jego rozpad na dwa fragmenty odle głe o 3,5” (wg Z.Sekaniny rozpad na stąpił 29 maja ok. godziny 22 UT). Od tego m om entu jasność kom ety prze stała rosnąć, utrzym ując się na pozio mie ok. 6,0m. W dniu 10 maja obser w atorzy określili jasność kom ety na 5,3m, co sugerowało kolejny wybuch. Jasność ta utrzym ała się do 20 maja, gdy kometa ponownie zaczęła jaśnieć. W całym omawianym okresie średni ca głowy w ynosiła ok. 6 ’ przy 2° w ar koczu. Z djęcia w ykonane 18 m aja w Europejskim Obserwatorium Połu dniowym ujawniły przyczynę omawia nego pojaśnienia — fragment B jądra komety podzielił się na dwie części.
W kolejnych dniach jasność kom e ty nadal powoli rosła, osiągając w dniu 1 czerw c a 4 ,8 m. O koło 9 czerw ca stw ierdzono kolejny w ybuch, który doprowadził do pojaśnienia komety aż do 3,3m w dniu 12 czerwca. Jednocze śnie średnica głowy wzrosła o ok.30%. I znowu przyczyna wzrostu jasności stała się jasna, gdy analiza zdjęć ko mety wykazała, że 3 czerwca od frag
mentu „B” oddzielił się fragment „D ”, następ n ie 9 czerw ca fragm ent „E ” i w końcu 11 czerwca fragment „F” !
Od połowy czerwca, gdy kometa C/ 2001 A2 pojawiła się na naszym nie bie, jej jasność zaczęła spadać, osią gając 5,5mw dniu 10 lipca. Kolejny rozbłysk zaobserwowano w połowie lipca, gdy jasność kom ety wzrosła do 4,3m i pojawiło się ponownie gw iaz dopodobne jądro, wkrótce jednak wró ciła „do norm y” i pod koniec lipca w y n o siła je d y n ie 7m, a w połow ie sierpnia ju ż 8,5m. W tym czasie śred nica głowy zm alała od 12’ do 6 ’. Z a równo spadek jasności, jak i średnicy głowy w tym okresie związany był ze w zrostem odległości od Ziem i i od Słońca. W drugiej połowie sierpnia ko meta stała się obiektem bardzo rozm y tym, praktycznie pozbaw ionym cen tralnej kondensacji [Rys. 1 ].
Ostatecznie wyznaczone elementy orbity kom ety są następujące:
• T0= 2001 maj 24,5171 TT • q = 0,778955 j.a. • e = 0,999239 • (o = 295,3205 • Q = 295,1254° • i = 36,4764°
(elem enty kątow e podane dla epoki 2000).
Najbliżej Ziemi, w odległości za ledwie 0,2437 j.a. kometa znalazła się 30 czerwca 2001.
Z podanych elementów orbity w y nika, że kometa C /2001 A2 (LINEAR) w aphelium odchodzi od Słońca na od ległość ponad 2000 j.a., krążąc wokół niego z okresem ponad 33 tys. lat!
Oznacza to, że zawitał do nas gość z zew nętrznych obszarów Pasa Kuipera.
W Polsce wystąpiły dwa okresy widzialności komety: pierwszy na przełomie mar ca i kwietnia, drugi od po czątku lipca 2001 roku.
W Sekcji Obserwatorów K om et PTM A otrzym ali śmy obserwacje od 40 ob serwatorów, którzy wyko nali łączn ie aż 4 3 7 ocen ja s n o ś c i, 4 2 8 pom iarów średnicy otoczki, 433 ocen stopnia kondensacji oraz 60 obserwacji warkocza.
Z opisem i analizą zacho w ania k om ety głów n ie
w pierwszej połowie roku (gdy b y ła obserw ow ana właściwie jedynie na półkuli połu d n iow ej) m ożna się było zapoznać w pierwszej części artykułu. W dalszej części przeprowadzę anali zę zachow ania komety w lipcu i sierpniu 2001 na pod stawie obserwacji SOK.
Przegląd wyników ja k zw ykle rozpoczniem y od an alizy krzyw ej blasku . W ykorzystano w szystkie nadesłane obserwacje (nie ty lk o cz ło n k ó w S O K ). W ykluczono o b serw acje znacznie od b ieg ające od pozostałych.
Tab. 1
Obserwator Miejscowość Użyty sprzęt
Jacek Adamik Zręcin L317 B30 B60 L140
Andrzej Balcerek Wronki B60
Robert Bańkowski Sanok B60
Jerzy Bohusz Gdynia L250 B50
Wojciech Burzyński Czarna Białostocka L110 L200 Franciszek Chodorowski Białystok L110 L250 Antoni Chrapek Nehrybka R68 L350 Kazimierz Czernis Wilno (Litwa) L200 B120
Marcin Filipek Jerzmanowice B66 B50 B100 L330 Krzysztof Grączewski Izabelin L300 R50 B40 Piotr Guzik Krosno L150 B50 L250 E Piotr Kezwoń Jasienica L150 B50 Krzysztof Kida Tropy Elbląskie B60 L200 L250 Adam Kisielewicz Turka L205 B80 B50
Maciej Kwinta Kraków R80 L300
Marian Legutko Gliwice L120 B40 B100
Paweł Maksym Łódź B50 E L90
Jerzy Marcinek Lublin B40 B80 B50 L205 Leszek Marcinek Lublin B50 B40M 100 T250
Piotr Ossowski Ostrów Wielkopolski
L200 L210 B50
Paweł Paczkowski Borowa Góra L206 L210 B50 L210 Mieczysław Paradowski Lublin B60 B50 M100 Aleksandra Pilecka Gdynia L120 B100 L250 Jacek Powichrowski Białystok L200 B 5 0E L1 1 0B 6 0 Maciej Reszelski Szamotuły L406 B60 L410 E Zbigniew Rzepka Lublin B35 B60
Piotr Sadowski Pcim B60
Henryk Sielewicz Lavariskes (Litwa) R120 R140
Mieczysław Sikora Lublin B80
Emilian Skrzynecki Krosno L250 Jarosław Smysło Busko-Zdrój B50
Jerzy Speil Wałbrzych B50 B80 L150
Tomasz Ściężor Kraków B60 B67
Mariusz Świętnicki Zręcin L317 L250 B50 Łukasz Walec Stalowa Wola B100
Robert Włodarczyk Częstochowa B60 L180 R60 L150 Oznaczenia:
B — lornetka, R — refraktor, L -- newton, M — maksutow, T — schmidt-cassegrain, C — cassegrain, E — oko. Liczby oznaczają średnicę instrumentu w milimetrach.
Na wykresie przedstawiono postać podstawową krzywej — 428 ocen ja sności sprowadzone do standardowej średnicy teleskopu 6,84 cm przedsta wione są w funkcji czasu. Różnice ja sności komety widzianej oczyma róż nych obserwatorów osiągają aż 3m, co stanowi w artość w yjątkow o dużą. Prawdopodobnie jest to związane ze wspomnianym wcześniej wyglądem komety — skoncentrowane (a nawet gwiazdopodobne) jąd ro zanurzone w rozmytej otoczce. Powodowało to różnice w ocenie jasności przez różny sprzęt obserwacyjny. Jednocześnie średnie odchylenie standardowe oceny jasności można ocenić na 0,7m, co tak
że jest wartością dużą. Niemniej jed nak wyraźnie widać, że maksymalnąja- sność kometa osiągnęła jeszcze przed pojawieniem się na naszym niebie, gdzie je j jasność systematycznie spa dała od wartości początkowej równej pod koniec czerwca ok. 4m. Widać jed nocześnie, że jasność ta była aż o 6m wyższa od przewidywanej (linia prze rywana), co niewątpliwie związane jest z gwałtownymi procesami na jądrze i jego rozpadem w kwietniu, co spo wodowało „odświeżenia” powierzchni jąd ra. Do przedstaw ionego zbioru punktów dopasowano krzywą najlepiej opisującą zmiany jasności (linia ciągła) [Rys. 2.].
W celu uchwycenia ogólnego sensu zmian blasku oczyszczono krzywe bla sku z fałszującego wpływu zmiennej odległości komety od Ziemi. Obserwo waną jasność komety redukujemy do tzw. jasności heliocentrycznej mA (za bieg ten ma sens taki, jak gdyby
po-O) 1 0 “
I
£ 1 2
1 8
-20 czerwca 10 lipca 30 lipca 19 sierpnia 8 września 28 września
Data 2001
Rys.2. Zmiany jasności komety C/2001 A2 (LINEAR) w cza sie na podstawie obserwacji Sekcji Obserwatorów Komet PTMA. Linia ciągła oznacza teoretyczną obserwowaną krzywą jasności, linia przerywana krzywą przewidywaną.
miary jasności danej komety by łyby przeprowadzane w stałej odległości 1 j.a. od niej). Obser wacje tak zredukowane przed stawia Rys. 3.
Przypomnijmy, że zależność jasności heliocentrycznej ko
mety od logarytmu jej odległo ści od Słońca pow inna m ieć c h a r a k te r lin io w y , z g o d n ie z klasyczną formułą: m = H 0+ 51og A + 2,5/7 log r gdzie: m — jasność obserwowana, H Q — ja s n o ś ć a b s o lu tn a (1 j.a. od Słońca i 1 j.a. od Zie mi),
A — odległość od Ziemi r — odległość od Słońca n — czynnik określający ak tywność komety (a właściwie jej „podatność” na cieplne pro
mieniow anie słoneczne). Jak widać, w przypadku ko mety C/2001 A2 zależność ta w całym okresie obserw acyj nym pozostaje liniowa, nato m iast nakładają się na nią trzy wyraźne maksima: ok. 12 lip- ca, 29 lipca i 15 sierpnia (wska zane strzałkami). N ajgw ałtow niejsze, pierw sze m aksim um n ie w ą tp liw ie z w ią z a n e je s t z opisanym wcześniej pojaśnie niem z 15 lipca. Kolejne dwa poj aśnienia nie były j uż tak w y raźne, niemniej jednak niewąt pliwie wystąpiły. Co ciekawe, w ystępow ały one praktycznie rów nom iernie co ok. 16 dni. N ależy także zauważyć, że po „ w y b u c h u ” ja s n o ś ć k o m ety wracała na „stare tory”. Może to oznaczać, że za każde z w y m ienionych pojaśnień odpo wiadać mógł ten sam obszar ak tyw ny na pow ierzchni jąd ra, który co 16 dni znajdował się w świetle Słońca. M ożliwe, że jest to po prostu „rana” po m a jow ym i czerw cowym rozpa dzie jądra. Hipotezę tę m ogło by potwierdzać spostrzeżenie, że w ysokość m aksim um je st coraz niższa, a „czas relaksa cji” coraz dłuższy, co byłoby zw iązane z w yczerpyw aniem się materii lotnej na powierzch ni „rany” .
Ś re d n ią ja s n o ś ć k o m e ty m ożna opisać następującym i parametrami:
/ / 0=7,2m ± 0 ,lm
n = 4,9 ± 0,2
Są to w artości typow e dla komety długookresowej zbliża jącej się do Słońca. Do oceny średnicy jąd ra kom ety należy jednak wykorzystać wartość H0 w yznaczoną w dużej odległo ści od Słońca, jeszcze przed serią wybuchów. Wynosiła ona 13m, co daje jądro o średnicy z a le d w ie 5 0 0 m! W a rto ś ć w s p ó łc z y n n ik a a k ty w n o śc i świadczy, że reakcja komety na ciepło płynące ze Słońca była typowa dla kom ety długookre sowej i to zarówno w okresie przed rozpadem, jak i w jego trakcie. Potwierdza to hipote zę, że za wzrost jasności odpo wiedzialne są niewielkie obsza ry aktyw ne, praw dopodobnie „rana” po oddzieleniu się od jądra składnika „B” .
Ważnym parametrem opisu jącym wygląd kom ety jest ob serwowana średnica jej głowy. Zm iany średnicy głowy kom e ty C/2001 A2 przedstaw ia po niższy wykres [Rys. 4]. Jak w i dać, w ielkość ta początkow o rosła i ok. 14 lipca osiągnęła aż 23’. Następnie wielkość ta spa dła do 6 ’, a ponowny wzrost do 11’ w ystąpił 17 sierpnia. Są to daty zgodne z dwoma opisany mi wcześniej wzrostami jasno ści. Jednocześnie widać, że ist nieje pewna minimalna średni ca głow y, p ew n eg o ro d z a ju „rdzeń”, która malała od 5 ’ na początku lipca do zera pod ko niec sierpnia 2001. Aby jednak ocenić, czy w skazane wzrosty średnicy nie są jedynie efekta mi pozornym i, m usim y zapo znać się ze zmianami rzeczy wistej średnicy głowy komety, uwzględniając jej zm ienną od ległość od Ziem i. Tak w y li czoną średnicę przedstawia po- n iż s z y ry s u n e k [R ys. 5], W ykres ten pokazuje bardzo wyraźnie dwa maksima: ok. 20 lipca i 18 sierpnia. Nie jest na tom iast w idoczne żadne
zda-logfrj-logfr^)
Rys. 3. Z m iany ja sn o ści heliocentrycznej kom ety Cl
2001 A 2 (LIN E AR ) w funkcji logarytm u odległości od Słońca. S trzałkam i w skazane trzy m aksim a ja s n o ści komety.
Data 2001
Rys. 4. Z m ia n y obserw ow anej średnicy kątow ej gło w y kom ety C/2001 A2 (LIN E A R ) w czasie.
Annrinn
Data 2001
Rys. 5. Zm iany średnicy liniow ej głow y kom ety Cl
2001 A 2 (LIN E AR ) w czasie.
Data 2001
Rys. 6. Z m ia n y stopnia kondensacji kom ety C/2001 A 2 (LIN E AR ) w czasie.
rżenie zw iązane z przełom em lipca i sierpnia. Jak widać, średnica otoczki w chwilach „spokoju” wynosiła zale dwie 150 tys. km (czego należało się spodziewać po kom ecie o tak niewiel kim jądrze), podczas gdy przy obu w y buchach osiągała prawie 400 tys. km. Średnica opisanego w cześnie „rdze nia” była praktycznie stała i wynosiła 50 tys. km. N iewątpliwie była to naj bardziej w ew nętrzna część otoczki komety, na bieżąco odnawiana przez aktywne obszary jąd ra (jeszcze bar dziej w ew nętrzną częścią otoczki było obserwowane w marcu i lipcu „gwiaz- dopodobne” jądro o zaledwie kilkuki lometrowej średnicy, będące wizuali zacją strum ieni m aterii startujących z jądra lodowo-kamiennego).
Kolejnym parametrem opisującym w ygląd komety je st stopień konden sacji otoczki DC [Rys. 6], Ocena tej w ielkości je st zwykle dosyć trudna, jednak w przypadku omawianej kome
ty różnice w ocenie DC sięgają zaled wie 2, co je st w ynikiem bardzo do brym. Widać początkowy w zrost do ok. 6 w połowie lipca, a następnie sys tem atyczny spadek do 0 na początku września. Przypomnijmy, że duże DC oznacza obecność aktywnych centrów w środku głowy komety, tak więc jego wzrost w połowie lipca można wiązać ze w spom nianym wcześniej rozbły skiem i w zrostem średnicy otoczki. N ie je s t natom iast odzw ierciedlony rozbłysk z połow y sierpnia — ozna cza to, że w otoczce nie pojawiła się w tedy znacząca ilość nowej m aterii (jednak jak pamiętamy, wzrosła śred nica otoczki oraz, praw dopodobnie w zw iązku z tym, jasność komety).
„Symbolem” każdej komety jest jej w a rk o c z . W p rz y p a d k u k o m e ty C /2001 A2 b y ł on o b se rw o w a n y w kwietniu i maju (niestety, na półku li południowej). Ponownie (tym razem dla nas) pojawił się pod koniec czerw ca i był obserwowany aż do końca lip ca 2001. M aksym alną długość rów ną
1,5° warkocz osiągnął w połowie lip ca, co n iew ątp liw ie należy w iązać z w ielokrotnie wspom inanym rozbły skiem. Odpowiada to długości prze strzennej ok. 2 m in km, co nie je st w ielkością d u ż ą lecz odpowiednią dla tak niewielkiej komety. Niestety, po m iary kąta pozycyjnego w arkocza są zbyt mało dokładne, aby definitywnie rozstrzygnąć, czy był on pyłow y czy gazowy. Wydaje się jednak, że chodzi o w arkocz gazowy, gdyż jego kąt po zycyjny je st praktycznie równy kąto w i d la k ie ru n k u o d s ło n e c z n e g o , ponadto wskazuje też na to jego nie bieska barwa widoczna na zdjęciach. Oznaczałoby to niską zawartość pyłu w omawianej komecie.
N a koniec można spróbować zre konstruow ać „życiorys” om awianej kom ety (oczywiście w dużym stopniu hipotetyczny):
1. Kom eta C /2001 A2 (LINEAR) nadlatuje do Słońca z zew nętrznych części Pasa Kuipera. Ostatni raz znaj dowała się w peryhelium ponad 30 tys. lat temu, gdy Europa skuta była lodo wym pancerzem ostatniego zlodowa cenia. Jest to obiekt mały, o średnicy zaledw ie kilkuset m etrów , pokryty „skorupą” ciemnej materii, stosunko wo słabo reagujący na ciepło przycho dzące od Słońca.
2. W połowie marca 2001 roku na powierzchni jądra utworzyła się szcze lina, która wkrótce rozszerzyła się, do prowadzając do oddzielenia się od nie go składnika „B”, który w kolejnych dniach ulegał dalszym rozpadom aż do całkowitego zaniku. Efektem tych ko le jn y c h ro z p a d ó w b y ły c h w ilo w e w zrosty jasności kom ety jako całości. W wyniku tego na powierzchni jądra powstała „rana” odsłaniająca św ieżą intensywnie sublim ującą m aterię lo dow ą wnętrza. W efekcie jądro otoczy ło się g ęstym , ja sn y m „k o k o n em ” o średnicy kilku kilometrów, obserwo w anym jako jasne jądro gwiazdopo- dobne. Jednocześnie powierzchnia ją d ra lo d o w o -sk a ln e g o p o k ry ła się św ieżą m aterią co zwiększyło zdecy d o w anie p o w ierzch n ię su b lim acji, a więc także jasność absolutną komety.
3. Prawdopodobnie rozpad jądra wprowadził swojego rodzaju precesję osi jego obrotu, w wyniku której co ok. 16 dni wspomniana wcześniej „rana” znajdowała się w pełnym blasku Słoń ca, co wywoływało chwilowe wzrosty jasności komety. Należy zauważyć, że w porów naniu z innym i kom etam i, C /2001 A2 wydaje się być kom etą bar dzo „mokrą”, o małej zawartości pyłu. Efektem tego był brak zauważalnego warkocza pyłowego oraz szybki spa dek jasności powierzchniowej komety wraz z oddalaniem się jej od Słońca.
Podsumowując, należy stwierdzić, że C /2001 A2 (LINEAR) była kom etą niezwykle interesu jącą pozw alającą na wyciągnięcie wielu wniosków po