שביט מחכך שמש

כוכב שביט מחכך שמש (באנגלית: Sungrazing comet) הוא כוכב שביט שעובר בפריהליון מסלולו קרוב מאוד לשמש - לפעמים במרחק של כמה אלפי קילומטרים מפני השטח של השמש. למרות שמחככי שמש קטנים יכולים להתאדות לחלוטין במהלך התקרבות כה קרובה לשמש, מחככי שמש גדולים יותר יכולים לשרוד מעברי פריהליון רבים. עם זאת, כוחות האידוי והגאות החזקים שהם חווים מובילים לעיתים קרובות לשבירה שלהם.

עד שנות ה-80 של המאה ה-19, סברו שכל השביטים הבהירים העוברים בסמוך לשמש הם חזרה חוזרת ונשנית של כוכב שביט בודד מחכך שמש. לאחר מכן, האסטרונום הגרמני היינריך קרויץ  והאסטרונום האמריקני דניאל קירקווד  קבעו שבמקום חזרתו של אותו כוכב שביט, כל הופעה היא כוכב שביט שונה, אך כל אחד מהם היה קשור לקבוצת שביטים שנפרדו זה מזה במעבר מוקדם יותר ליד השמש (בפריהליון). מעט מאוד היה ידוע על אוכלוסיית השביטים מחככי השמש עד 1979, כאשר תצפיות קורונוגרפיות אפשרו זיהוי של מחככי שמש. נכון ל-21 באוקטובר 2017, ידועים 1495 שביטים שנמצאים בטווח של 12~ רדיוסי שמש (0.055~ יחידות אסטרונומיות). הם מהווים כמעט שליש מכלל השביטים הידועים. רוב העצמים הללו מתאדים במהלך התקרבותם, אך כוכב שביט עם גרעין ברדיוס גדול מ-2-3 קילומטרים צפוי לשרוד את מעבר הפריהליון ברדיוס סופי של 1~ קילומטר.

שביטים מחככי שמש היו מהשביטים המוקדמים ביותר שנצפו מכיוון שהם יכולים להיראות בהירים מאוד. חלקם אפילו נחשבים לשביטים בהירים . מעבר קרוב של כוכב שביט לשמש יאיר את השביט לא רק בגלל ההחזר מגרעין השביט כשהוא קרוב יותר לשמש, אלא השמש גם מאדה כמות גדולה של גז מהשביט והגז מחזיר יותר אור. הבהרה קיצונית זו תאפשר תצפיות אפשריות בעין בלתי מזוינת מכדור הארץ בהתאם למידת נדיפות הגזים ואם השביט גדול דיו כדי לשרוד פריהליון. שביטים אלו מספקים כלי שימושי להבנת הרכבם של שביטים כאשר אנו צופים בפעילות יציאת הגז והם גם מציעים דרך לחקור את ההשפעות שיש לקרינת השמש על גופים אחרים במערכת השמש.

היסטוריה

לפני המאה ה-19
אחד השביטים הראשונים שמסלולו חושב היה שביט מחכך שמש (והשביט הגדול) משנת 1680, המכונה כעת C/1680 V1. הוא נצפה על ידי אייזק ניוטון, שפרסם את תוצאות המסלול ב-1687. מאוחר יותר, בשנת 1699, הציע ז'אק קאסיני כי לשביטים יכולים להיות תקופות מסלול קצרות יחסית וכי C/1680 V1 זהה לשביט שנצפה על ידי טיכו ברהה בשנת 1577, אך בשנת 1705 אדמונד האלי קבע כי ההבדל בין מרחקי הפריהליון של שני שביטים היו גדולים מכדי שיהיו אותו עצם. עם זאת, הייתה זו הפעם הראשונה הידועה שעלתה ההשערה כי שביטים גדולים עשויים להיות קשורים לאותו שביט אב. מאוחר יותר, יוהאן פרנץ אנקה  חישב את מסלולו של C/1680 V1 ומצא כי תקופת מסלולו היא כ-9,000 שנים, מה שהוביל אותו למסקנה כי התיאוריה של קאסיני על מחככי שמש בתקופות קצרות הייתה פגומה. ל-C/1680 V1 היה מרחק הפריהליון הקטן ביותר שנמדד עד לתצפית ב-1826 על השביט C/1826 U1.

המאה ה-19
במהלך המאה ה-19 הושגו התקדמויות בהבנת שביטים מחככי שמש עם הופעת השביטים הגדולים של 1843, C/1880 C1, ו-1882. ל-C/1880 C1 ו-C/1843 D1 היה מראה דומה מאוד והם גם דמו לשביט הגדול של 1106. בעקבות כך שיער דניאל קירקווד ש-C/1880 C1 ו-C/1843 D1 היו שברים נפרדים של אותו שביט. הוא גם שיער ששביט האב הוא כוכב שביט שנראה על ידי אריסטו ואפורוס בשנת 371 לפנה"ס, משום שהייתה טענה לכאורה שאפורוס היה עד לפיצול השביט לאחר הפריהליון.

כוכב השביט C/1882 R1 הופיע רק שנתיים לאחר מחכך השמש שנצפה בעבר, כך שהדבר שכנע את האסטרונומים שכוכבי השביט הבהירים הללו אינם כולם אותו עצם. מספר אסטרונומים שיערו שהשביט עשוי לעבור דרך תווך מתנגד ליד השמש, מה שיקצר את תקופת מסלולו. כאשר אסטרונומים צפו ב-C/1882 R1, הם חישבו את התקופה שלפני ואחרי המעבר בפריהליון ולא ראו שום קיצור בתקופה מה שהפריך את התיאוריה. לאחר הפריהליון נראה שהשביט הזה מתפצל לכמה שברים ולכן התיאוריה של קירקווד על שביטים אלו המגיעים משביט אב נראתה כמו הסבר טוב.

בניסיון לקשר בין השביטים של 1843 ו-1880 לשביטים בשנים 1106 ו-371 לפני הספירה, מדד קרויץ את שברי השביט מ-1882 וקבע כי מדובר כנראה בשבר של השביט מ-1106. לאחר מכן הוא קבע שכל השביטים מחככי השמש בעלי מאפייני מסלול דומים לשביטים המעטים הללו יהיו חלק מקבוצת שביטי קרויץ.

המאה ה-19 סיפקה גם את הספקטרום הראשון של שביט שעבר ליד השמש, וצולם על ידי פינליי ואלקין ב-1882. מאוחר יותר נותח הספקטרום ואושרו קווים ספקטרליים של ברזל וניקל.

המאה ה-20
כוכב השביט מחכך השמש הראשון שנצפה במאה ה-20 היה ב-1945 ולאחר מכן בין השנים 1960 ו-1970 נצפו חמישה שביטים מחככי שמש (C/1961 O1, C/1962 C1 , C/1963 R1 , C/1965 S1  ו-C/1970 K1 ). השביט משנת 1965 (השביט איקייה-סקי) איפשר מדידות של קווי פליטה ספקטרליים וזוהו בו מספר רכיבים כולל ברזל, מה שסימן את השביט הראשון מאז השביט הגדול של 1882 שמציג יסוד זה. קווי פליטה אחרים כללו אשלגן, סידן, Ca+, כרום, קובלט, מנגן, ניקל, נחושת וונדיום. ב-1967, הוביל השביט איקייה-סקי את בריאן מרסדן להבנה שמחככי השמש של קרויץ מתחלקים לשתי תת-קבוצות. נראה שלתת-קבוצה אחת יש את כוכב השביט 1106 כגוף האב והשביטים הם שברים של השביט הזה, בעוד שלקבוצה השנייה יש דינמיקה דומה אך טרם נמצא שביט אב מאושר הקשור אליה.

תצפיות קורונוגרפיות
המאה ה-20 השפיעה רבות על מחקר שביטי מחככי השמש עם השקת טלסקופים קורונוגרפיים  כולל SMM, Solwind ו-SOHO. עד תקופה זו, שביטים מחככי שמש נצפו רק בעין בלתי מזוינת, אך באמצעות הטלסקופים הקורונוגרפיים נצפו מחככי שמש רבים שהיו קטנים בהרבה ומעטים מאוד מהם שרדו מעבר פריהליון. לשביטים שנצפו על ידי Solwind ו-SMM בין השנים 1981 עד 1989 הייתה בהירות נראית של בערך 2.5 - עד 6+. בהירויות אלו הרבה יותר קלושות מהבהירות הנראית 10 - של השביט איקייה-סקי.

בשנים 1987 ו-1988 נצפה לראשונה על ידי SMM שיכולים להיות זוגות של שביטים מחככי שמש המופיעים זה אחר זה בפרקי זמן קצרים מאוד, שנעים בין חצי יום ועד כשבועיים. על זוגות שביטים אלו נערכו חישובים על מנת לקבוע האם זוגות אלו היו חלק מאותו שביט-אב והתפרקו במרחק של עשרות יחידות אסטרונומיות מהשמש. מהירויות ההתפרקות היו רק בסדר גודל של מטרים בודדים לשנייה, אשר ניתן להשוות למהירות הסיבוב של שביטים אלו. זה הוביל למסקנה ששביטים אלו נשברים מכוחות הגאות והשפל ושביטים C/1882 R1, C/1965 S1 ו-C/1963 R1 כנראה התנתקו מהשביט הגדול של 1106.

מכשירים קורונוגרפים אפשרו למדוד את תכונות השביט כשהגיע קרוב מאוד לשמש. צוין כי שביטים מחככי שמש נוטים להגיע לשיא בהירותם במרחק של כ-12.3 רדיוסי שמש או 11.2 רדיוסי שמש. משערים כי וריאציה זו נובעת מהבדל בהרכב האבק. שיא קטן נוסף בבהירות נמצא במרחק של כ-7 רדיוסי שמש מהשמש וייתכן שהוא נובע מפיצול של גרעין השביט. הסבר חלופי הוא ששיא הבהירות ב-12 רדיוסי שמש נובע מהסובלימציה של אוליבינים אמורפיים והשיא ב-11.2 רדיוסי שמש נובע מהסובלימציה של אוליבינים גבישיים . השיא ב-7 רדיוסי שמש יכול להיות סובלימציה של פירוקסן.

סיווג שביטי מחככי שמש לקבוצות

שביטי קרויץ

מחככי השמש המפורסמים ביותר הם שביטי קרויץ, שמקורם כולם בשביט ענק אחד שהתפרק לשביטים קטנים רבים יותר במהלך המעבר הראשון שלו במערכת השמש הפנימית. כוכב שביט בהיר במיוחד שנצפה על ידי אריסטו ואפורוס בשנת 371 לפני הספירה הוא מועמד אפשרי לשביט-אב זה.

השביטים הגדולים של 1843 ו-1882, השביט איקייה-סקי ב-1965 ו-C/2011 W3]] (Lovejoy)]] ב-2011 היו כולם שברים של השביט המקורי. כל אחד מארבעת אלה היה בהיר מספיק לזמן קצר כדי להיראות בשמי היום, ליד השמש, כוכב השביט של 1882 האיר אפילו את הירח המלא.

בשנת 1979, שביט C/1979 Q1 (SOLWIND)  היה מחכך השמש הראשון שזוהה על ידי הלוויין האמריקאי P78-1 , בצילומי קורונוגרפיה  שצולמו ב-30 וב-31 באוגוסט 1979.

מלבד השביט לאבג'וי, אף אחד מחככי השמש שנצפו על ידי SOHO לא שרד את מעבר הפריהליון שלו; חלקם אולי צללו לתוך השמש עצמה, אך סביר להניח שרובם פשוט התאדו לחלוטין.

מחככי שמש נוספים

כ-83% מהשביטים מחככי השמש שנצפו בעזרת SOHO הם שביטים בקבוצת קרויץ. 17% הנוספים מכילים מספר מחככי שמש ספורדיים, וזוהו ביניהם שלוש קבוצות קשורות אחרות של שביטים: קבוצות קראכט, קבוצת מרסדן וקבוצת מאייר. נראה כי קבוצות מרסדן וקראכט קשורות שתיהן לשביט 96P/Machholz . שביטים אלו נקשרו גם לכמה שטפי מטאורים, כולל ארייטידים  בשעות היום, דלתא אקוורידים דרומיים וקואדראנטידים. מסלולי שביט מקושרים מצביעים על כך שגם לקבוצות מרסדן וגם לקבוצת קראכט יש תקופת מסלול קצרה, בסדר גודל של חמש שנים, אך לקבוצת מאייר עשויות להיות תקופת מסלול בינונית או ארוכה. השביטים מקבוצת מאייר הם בדרך כלל קטנים, חלשים, ולעולם אין להם זנבות. השביט הגדול של 1680 היה מחכך שמש ובעוד שניוטון השתמש בו כדי לאמת את משוואות קפלר על תנועת מסלול, הוא לא היה חבר באף קבוצה גדולה יותר. עם זאת, לשביט C/2012 S1 (ISON), שהתפרק זמן קצר לפני הפריהליון, היו רכיבים מסלוליים הדומים לשביט הגדול של 1680 ויכולים להצביע על כך שהוא שביט שני בקבוצה.

מקורם של שביטים מחככי שמש
מחקרים מראים שעבור שביטים עם נטיות מסלול גבוהות ומרחקי פריהליון של פחות מ-2 יחידות אסטרונומיות בערך, ההשפעה המצטברת של הפרעות כבידה על פני מסלולים רבים מספיקה כדי להקטין את מרחק הפריהליון לערכים קטנים מאוד. מחקר אחד הצביע על כך שלשביט הייל-בופ יש סיכוי של כ-15% להפוך בסופו של דבר למחכך שמש.

תפקיד באסטרונומיה סולארית
תנועתם של זנבות של מחככי שמש ששורדים פריהליון (כגון השביט לאבג'וי) יכולה לספק לאסטרונומים סולאריים מידע על מבנה עטרת השמש , במיוחד המבנה המגנטי המפורט.

מראי מקום
 Bailey, M. E.; Emel'yanenko, V. V.; Hahn, G.; Harris, N. W.; Hughes, K. A.; Muinonen, K. (1996). "Orbital evolution of Comet 1995 O1 Hale-Bopp". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 281 (3): 916–924. Bibcode:1996MNRAS.281..916B. doi:10.1093/mnras/281.3.916.
 Bailey, M. E.; Chambers, J. E.; Hahn, G. (1992). "Origin of sungrazers – A frequent cometary end-state". Astronomy and Astrophysics. 257 (1): 315–322. Bibcode:1992A&A...257..315B.
 Ohtsuka, K.; Nakano, S.; Yoshikawa, M. (2003). "On the Association among Periodic Comet 96P/Machholz, Arietids, the Marsden Comet Group, and the Kracht Comet Group". Publications of the Astronomical Society of Japan. 55: 321–324. Bibcode:2003PASJ...55..321O. doi:10.1093/pasj/55.1.321.

קישורים חיצוניים
 SOHO sungrazers information
 Cometography sungrazers page
 Sun approaching comets
 Mass Loss, Destruction and Detection of Sun-grazing and - impacting Cometary Nuclei (arXiv:1107.1857: 10 Jul 2011)

הערות שוליים