I. WSTĘP.
Ewolucja orbit komet blisko-parabolicznych jest ważnym działem kometarnej mechaniki nieba. Poświęcono temu tematowi wiele prac, (por. np. Yabushita, 1983, lub Rickman i Froeschle, 1988.)
Z jednej strony badany jest wpływ układu planetarnego na takie orbity dla rozstrzygnięcia np. czy obserwowane komety krótkookresowe stanowią pewne (końcowe?) stadium ewolucji komet blisko -parabolicznych lub dla zbadania tempa wyrzucania komet w przestrzeń międzygwiezdną.
Z drugiej strony analizowany jest wpływ oddziaływań pochodzących spoza Układu Słonecznego. Zagadnienie to służy głównie jako test dla różnych hipotez pochodzenia komet a pośrednio także teorii powstania Układu Słonecznego.
W roku 1950 Oort sformułował hipotezę o istnieniu wielkiej chmury kometarnej, otaczającej sferycznie nasz układ planetarny i sięgającej do 1.5 x 105 AU. Od tego czasu pojawiło się wiele prac analizujących strukturę takiego obłoku,jego stabilność i odporność na oddziaływania zewnętrzne i wewnętrzne. Do najbardziej znaczących należy zaliczyć wyniki M.E. Bailey'a, P.R. Weissmana, S. Yabushity czy J.A. Fernandeza. Ważniejsze prace tych autorów oznaczone zostały gwiazdką w spisie literatury.
W toku tych badań wielokrotnie zmieniano granice obłoku Oorta, proponowano różne struktury wewnętrzne i różne scenariusze powstania tego obłoku. Zmieniała się szacunkowa ilość komet i ich sumaryczna masa. Ostatnio mówi się już o dwóch obłokach: zewnętrznym i wewnętrznym, różniących się strukturą i drogami ewolucyjnymi komet. Hipoteza o istnieniu obłoku kometarnego ma więc wielu zwolenników ale ma też przeciwników, głównie rzeczników planetarnego lub międzygwiazdowego pochodzenia komet.
Jedną z metod weryfikacji hipotezy Oorta może być szukanie mechanizmu wprowadzania komet z takiego odległego obłoku w sferę obserwowalności, czyli mechanizmu radykalnego zmniejszania odległości perihelium komet z tego obłoku. Mechanizm taki musiałby dawać rezultaty zgodne ze wszystkimi obserwacyjnymi faktami dotyczącymi populacji zaobserwowanych komet blisko-parabolicznych.
W chwili formułowania hipotezy Oorta, za jedyny mechanizm zdolny do tak drastycznej zmiany orbity komety w obłoku uznawano perturbacje gwiazdowe. W następnych latach uzupełniono ten obraz o perturbacje od centrum galaktyki i pływowe oddziaływanie materii dysku galaktycznego. Ostatnio pojawiło się kilkanaście prac (w tym polskich autorów) dotyczących wpływu niedawno odkrytych, wielkich chmur molekularnych na ewolucję dynamiczną obłoku kometarnego. Prowadzone są nadal intensywne badania ewolucyjne uwzględniające tylko niektóre lub wszystkie wymienione oddziaływania.
W niniejszej pracy zajmiemy się szczegółowo skutkami pojedynczego przejścia gwiazdy przez obłok kometarny lub w jego pobliżu. Zainteresowanie swoje skierujemy głównie na zmianę odległości perihelium komety pod wpływem takiego przejścia, ze szczególnym uwzględnieniem przypadków, gdy odległość ta spada poniżej granicy 10 AU, którą przyjęliśmy za granicę obserwowalności komety.
Jako trzy główne cele niniejszej pracy przyjęliśmy:
- udokładnienie i zbadanie stosowalności tzw. metody impulsowej dla uwzględniania perturbacji gwiazdowych;
- przedstawienie możliwie szerokiego obrazu zmian odległości perihelium komety pod wpływem przejścia gwiazdy, dla różnych wartości parametrów zagadnienia;
- przykładowe oszacowanie prawdopodobieństwa powstania orbity obserwowalnej na skutek oddziaływania takiego przejścia na cały obłok kometarny przy użyciu metody Monte Carlo i przybliżenia impulsowego.
W rozdziale drugim dokonujemy przeglądu metod wyznaczania perturbacji gwiazdowych w ruchu komet, koncentrując się na metodzie impulsowej i całkowaniu numerycznym. Przedstawiamy też propozycję modyfikacji stosowanej dotychczas postaci metody impulsowej.
W rozdziale trzecim dyskutujemy stosowalność różnych wariantów metody impulsowej opierając się głównie o porównanie z całkowaniem numerycznym. Dokonujemy też krytycznej analizy dotychczasowych prac poświęconych temu zagadnieniu.
Rozdział czwarty zawiera obraz zależności zmiany odległości perihelium komety od takich parametrów, jak :
- masa i prędkość gwiazdy,
- najmniejsza odległość gwiazdy od komety i Słońca,
- elementy orbity komety.
Wreszcie w rozdziale piątym przedstawiamy zastosowanie metody impulsowej do szacowania metodą Monte Carlo prawdopodobieństwa powstania orbity obserwowalnej na skutek przejścia gwiazdy o zadanych parametrach.
W zakończeniu formułujemy szereg wniosków, wyciągniętych na podstawie dużej liczby rachunków i symulacji numerycznych. Przedstawione w całej pracy wyniki stanowią tylko część rezultatów otrzymanych podczas jej przygotowywania.
Wskazujemy też możliwe dalsze kierunki badań i zastosowań omawianych w pracy metod.
