Kometen en de leeftijd van het zonnestelsel

Samenvatting

In dit artikel wordt het bestaan van kometen als argument voor een recente schepping onder de loep genomen. De meeste creationistische publicaties over dit onderwerp zijn verouderd en om deze situatie te verbeteren is er 20 jaar teruggeblikt op tal van publicaties betreffende de oorsprong en de ontwikkeling van kometen van de hand van evolutionistische astronomen. Hoewel men eens dacht dat de Oortwolk de oorsprong van alle kometen kon verklaren, hebben computersimulaties duidelijk laten zien dat kortperiodieke kometen niet afkomstig kunnen zijn van de wolk, dus is de Kuipergordel weer uit de kast gehaald om uit te leggen wat de oorsprong is van de kortperiodieke kometen. De beweerde ontdekking van de Kuipergordel wordt besproken, terwijl achter de Oortwolktheorie vraagtekens worden gezet. De conclusie luidt dat het bestaan van kometen nog steeds een geldig argument is voor een recente schepping van het zonnestelsel.

Inleiding

Het bestaan van kometen wordt al lange tijd gebruikt als een argument voor een recente schepping (waarschijnlijk de beste verhandeling tot nu toe is die van Slusher). ^[1] De redenering is gewoonlijk als volgt: Het standaard model van een komeet is er een waarin al de materie vrijkomt uit een ijskern van slechts enkele kilometers doorsnee. Dit model duidt aan dat kometen zeer kwetsbaar zijn en veel materie verliezen bij iedere keer dat ze de zon van dichtbij passeren. De meeste kometen beschrijven banen die hen ver van de zon brengen. Als de baan een komeet te ver weg voert, kan hij gemakkelijk ingevangen worden door andere sterren en dus uit ons zonnestelsel verdwijnen. Er is dus een maximale afstand tot de zon voor een baan van een komeet. Als deze maximale afstand geschat kan worden, dan kan de derde wet van Kepler voor de beweging van planeten worden gebruikt om de groots mogelijke omlooptijd te berekenen (ongeveer 11 miljoen jaar). Als we dit combineren met een schatting van het aantal ronden om de zon dat een komeet kan beschrijven, dan kunnen we de maximumleeftijd van kometen schatten. Dit aantal is veel minder dan de geschatte 4.6 Gj (Giga jaar) leeftijd van het zonnestelsel. Omdat er geen enkele bron voor de aanmaak van kometen is ge?dentificeerd, neemt men aan dat zij oorspronkelijk zijn. Als dit zo is, dan moet de leeftijd van het zonnestelsel lager zijn dan de geschatte bovengrens van de leeftijd van kometen.

Dit is lange tijd erkend als een probleem binnen astronomische kringen. Er zijn verschillende suggesties gedaan om het probleem op te lossen. De meest populaire oplossing is afkomstig van de overleden astronoom Jan Oort. ^[2] Oort stelde vroeg in de geschiedenis van het zonnestelsel een grote bolvormige wolk voor van komeetkernen. Deze wolk is ver weg van de zon, waardoor de kernen niet zichtbaar zijn. De geschatte straal van de wolk kent door de jaren heen grote variatie, zelfs van auteur tot auteur. Het inwendige van de wolk, waar de meeste kernen te vinden zijn, heeft een straal van 10.000 tot 20.000 AE (Astronomische Eenheid = de gemiddelde afstand tussen de aarde en de zon, ongeveer 1,50 x 10⁸ km). Schattingen van de buitenwolk vari?ren tussen 40.000 en 150.000 AE van de zon. Op zulke grote afstanden zijn de temperaturen zo laag dat de kernen in ‘diepgevroren’ toestand bewaard blijven, waardoor zij nu nog steeds bestaan. Van terloops voorkomende zwaartekrachtseffecten, perturbaties genoemd, geloofd men dat sommige van deze kernen naar de zon worden geschoten en banen om de zon draaien totdat zij uitgeput raken in minder dan de eerder genoemde 4.6 Gj. Daarom neemt dit model aan dat alle kometen die wij nu waarnemen slechts gedurende een fractie van de leeftijd van het zonnestelsel in hun huidige banen waren.

De basisberekeningen en discussies binnen het scheppingskader, werden 25 jaar geleden gedaan. Hoewel de discussie in de daaropvolgende jaren vaak herhaald is door astronomen, is er door creationisten geen nieuw werk verricht. Gedurende die tijd hebben de astronomen de Oortwolk-hypothese verfijnd, onopgemerkt door creationisten. Verfijningen houden onder meer rekening met periodieke inslagen die mogelijk massasterfte in het verleden hebben veroorzaakt. Dit noemt men de Alvarez ^[3] hypothese. Daarnaast is een verwant idee, de Kuipergordel, ge?dentificeerd als bron van vele kometen, hoewel nauwelijks erkend door creationisten. De ontdekking van de Kuipergordel ^[4] kwam voor creationisten onverwacht. Wat wij hier zullen presenteren is een nieuwe evaluatie van dit onderwerp, die opnieuw de vraag behandelt wat kometen ons hebben te vertellen over de leeftijd van het zonnestelsel. We zullen ook de beweerde bevestiging van het bestaan van de Kuipergordel opnieuw evalueren.

Wat zijn Kometen?

Figuur 1: Structuur van een komeet. De kern is enkele kilometers breed, terwijl de coma ongeveer 10.000–100.000 km breed is.

Het woord komeet komt van het Griekse komhth com?t? (langharige), waar wij ook het woord ?kam? vandaan hebben. Een komeet verschijnt als een harige ster. Gedurende vele eeuwen zijn kometen geassocieerd met rampen. Twee voorbeelden zijn de verschijningen van de komeet Halley gedurende de slag bij Hastings in 1066 en de vernietiging van Jeruzalem in 70 n. Chr. Kometen lijken werkelijk mysterieus. Terwijl de sterren, zon, maan, en de 5 planeten die met het blote oog zichtbaar zijn, allemaal regelmatige voorspelbare banen volgen, verschijnen kometen plotseling. Ze bewegen snel en op onregelmatige wijze, om vervolgens plotseling (schijnbaar voor altijd) te verdwijnen.

Pas na de aanvaarding van Newton’s mechanica drie eeuwen geleden, was Edmund Halley in staat om aan te tonen dat kometen voorspelbare banen om de zon beschrijven. Halley berekende banen voor 24 kometen die hij of anderen hadden gezien. Van bijzonder belang is de komeet die Halley in 1982 observeerde. Toen hij merkte dat de baan van deze komeet erg veel leek op de banen van vergelijkbare kometen gezien in 1531 en 1607, realiseerde hij zich dat deze komeet een omlooptijd heeft van 76 jaar. Dat wil zeggen dat deze drie kometen in feite ??n en dezelfde was, met drie opeenvolgende verschijningen. Vanaf Halley?s tijd is de komeet nog viermaal verschenen, het meest recent in 1986. Dit is de beroemde komeet die zijn naam draagt.

Er zijn verschillende modellen voorgesteld om te beschrijven wat kometen zijn, maar al tientallen jaren is het ijzige conglomeraat model van Fred Whipple, ook wel ?vuile sneeuwbal? theorie genoemd, het standaardmodel. ^[5] De term ?vuile sneeuwbal? refereert aan de kern, waarvandaan materie is verwijderd en gloeit, waardoor de komeet zichtbaar wordt. Men denkt dat de kern van een komeet bestaat uit een ijsmassa van enkele kilometers doorsnee met een mengsel van stof (Figuur 1 rechtsboven). Het ijs bestaat uit verschillende bevroren materialen, voornamelijk water, koolzuurgas, methaan en ammonia. De kern van de komeet Hale-Bopp gezien in 1997 is met zijn 40 km diameter de grootste ooit gezien, en werd dan ook de grote komeet genoemd. Ter vergelijking, de heldere komeet Halley heeft een kern van ongeveer 10 km doorsnee. Ver van de zon verwijderd is de temperatuur laag genoeg om het ijs bevroren te houden, zodat de kern onveranderd kan blijven. Dichtbij bij de zon, begint het ijs te sublimeren (verdampen). Het Giotto ruimtevaartuig passeerde in 1986 dicht langs de kern van de komeet Halley en toonde een oppervlak zo zwart als steenkool. Waarschijnlijk betreft het een korst van koolstofhoudend stof wat daar achtergebleven is na het sublimeren van het ijs. Iets vergelijkbaars is te zien in koude klimaten als de sneeuw op grote hopen bijeengebracht is. Als de sneeuw smelt of sublimeert, blijft het vuil achter en vormt een donkere korst op het oppervlak. De donkere laag kan het zonlicht beter absorberen zodat het sublimatieproces sneller verloopt. Voor en tijdens de eerste passage om de zon, kan worden verwacht dat het oppervlak van de komeet lichter van kleur is, maar de vorming van het donkere oppervlak zal sneller verlopen na ieder volgende passage om de zon.

Als het gas vrijkomt, dijt het snel uit tot een mantel die wel tienduizenden kilometers diameter kan krijgen en de coma wordt genoemd (zie opnieuw Figuur 1 ). De straling van de zon ioniseert het gas, de ionen vormen opnieuw de atomen. Deze vormen samen de staart waarop het zonlicht reflecteert en de coma zichtbaar maakt. De coma is het helderste deel van de komeet en geeft de komeet zijn harige uiterlijk. De coma is zeer ijl, sterren erachter worden nauwelijks gedimd. Sublimaties onder het oppervlak kan aanleiding geven tot explosies van gassen in de vorm van jets. Deze jets kunnen tot gevolg hebben dat er grote schommelingen zijn in de helderheid van de coma. De zonnewind duwt het ge?oniseerde gas weg van de zon. Daardoor wordt een vrij rechte ionen-, of gas-staart gevormd (Figuur 1). De straling van de zon duwt de massievere stofdeeltjes naar buiten, waardoor een gracieuze gekromde stofstaart wordt gevormd. Beide staarten wijzen altijd van de zon af, ongeacht of de komeet de zon nadert of er juist vanaf beweegt.

Zoals eerder gezegd hangt de helderheid van een komeet af van de helderheid van de coma. En de helderheid van de coma hangt kritisch samen met de grootte en de samenstelling van de kern en de afstand tot de zon. Een extra factor is de afstand tussen de komeet en de aarde. Over het algemeen is een komeet het helderst in zijn perihelium, het dichtst bij de zon gelegen punt. De komeet Halley was een teleurstelling voor het publiek, omdat zijn perihelium zich achter de zon bevond, en dus niet zichtbaar. Vanwege zijn beweging ten opzichte van de aarde, kwam de komeet weer langzaam tevoorschijn vanachter de zon. Zelfs toen, was hij ver van de aarde verwijderd, en gezien zijn positie, ver beneden de baan van de aarde, alleen zichtbaar op het zuidelijke halfrond. Toen hij zichtbaar werd op het noordelijke halfrond was zijn licht verder verzwakt. In de bijna 2300 jaar observatie van deze komeet waren de omstandigheden van zijn recente verschijning absoluut de slechtste.

Gezien de omvang van de kern van de komeet Halley en het waargenomen massaverlies gedurende zijn recente verschijning, is het duidelijk dat deze komeet niet veel reizen meer om de zon zal maken. Uit historische gegevens is niet goed op te maken of het licht van Halley zwakker is geworden over de laatste 2.300 jaar, maar hij is waarschijnlijk wel helderder geweest gedurende zijn laatste paar ronden. Dit gedrag is ook niet uniek. Andere kortperiodieke kometen zijn duidelijk zwakker geworden over de jaren. Enkelen die duidelijke coma?s hadden, tonen nu erg weinig activiteit. In feite suggereren de kleuren en banen van sommige astero?den dat zij uitgebrande resten van dode kometen zijn. Halley?s komeet toonde een van de langzaamste helderheids verminderingen, mogelijk omdat het een ongewoon grote kern heeft en waarschijnlijk erg jong is, zelfs binnen het scheppingsmodel.

Een komeet kan ook teleurstellend zijn tijdens zijn eerste rondes langs de zon. Dit vanwege het feit dat de komeetkern aanvankelijk licht van kleur wordt verondersteld te zijn maar een donkerdere kleur verkrijgt naarmate stof zich op de oppervlakte opbouwt. Omdat donkere voorwerpen straling beter absorberen dan lichtere, zou een donkere kern meer worden verwarmd, wat resulteert in meer sublimatie en comavorming. Dit suggereert dat nieuwe kometen tijdens hun eerste passages niet hun volledige potenti?le helderheid kunnen bereiken, maar dat de maximale helderheid pas op hun tweede of derde passage rond de zon zou kunnen worden bereikt. De komeet Hyakutake die voor het eerst werd gezien in 1996 had een kleine maar zeer heldere kern. Sommigen zeiden dat dit een jonge komeet was in zijn tweede of derde ronde bij de zon. De komeet Kahoutek die zichtbaar was in 1973 en 1974 werd niet zo helder als men oorspronkelijk had verwacht, zodat men dacht dat het zijn eerste trip was naar het perihelium.

Individuele kometen hebben beperkte levens, maar is dit ook zo voor alle kometen samen? De komeet Halley (evenals andere kometen), heeft waarschijnlijk slechts een paar duizend jaar rondjes gemaakt in zijn huidige baan. Terwijl planeten bijna cirkelvormige banen om de zon beschrijven, beschrijven kometen elliptische banen. Daardoor kruisen zij de banen van de planeten, waardoor zij werkelijk zeer dicht bij een planeet zouden kunnen komen. Zij kunnen daardoor in de invloedsfeer van de zwaartekracht van de planeet komen, men noemt dat een perturbatie, waardoor de baan van de komeet wordt gewijzigd. Dat geldt in het bijzonder voor Jupiter, die meer massa heeft dan alle andere planeten samen. Perturbaties kunnen werkelijk grote veranderingen in de baan van een komeet teweegbrengen. Een goed voorbeeld is de komeet Shoemaker-Levi die in de zomer van 1994 botste met Jupiter. De botsing was veroorzaakt door een bijna misser twee jaar eerder, waardoor de komeet in een radicaal andere en gedoemde baan kwam.

Men denkt dat periodieke kometen zoals de komeet Halley ooit veel grotere meer elliptische banen beschreven. Toevallige ontmoetingen met Jupiter, maar ook met andere planeten, hebben zijn baan veranderd tot de huidige. Als dat zo is, kan komeet Halley slechts gedurende 3000 jaar in zijn huidige baan geweest zijn. Behalve een kleinere baan, heeft een komeet bij een interactie een even grote kans het zonnestelsel uitgeslingerd te worden, maar ook een kleine kans op volledige vernietiging, zoals het geval was met Shoemaker-Levi. Het schijnt dat alle kortperiodieke kometen chaotische banen hebben die zeer onstabiel zijn en relatief snelle en grote veranderingen ondergaan.

Komeetbanen

Het is duidelijk dat de periodieke kometen aangevuld moeten worden, anders zouden zij in duizenden jaren uitgeput zijn. Elk jaar worden er nieuwe kometen ontdekt (tot voorkort was dit meer dan 20 per jaar). De meeste kometen zijn erg vaag, maar een enkele keer wordt een heldere komeet gevonden. Twee recente heldere kometen waren Hyakutake in 1996 en Hale-Bopp in 1997. Dit waren de helderste kometen die in de afgelopen 20 jaar werden gezien waarbij Hale-Bopp werd beschouwd als een ?grote komeet?.

Kometen hebben elliptische banen. Een ellips heeft twee kernen, met de eigenschap dat de som van de afstanden van de twee kernen tot een punt op de ellips constant is. De langste diameter van een ellips wordt de grote as genoemd, de kleine diameter de korte as. De grootte van een ellips wordt aangeduid met de lengte van de grote as. Ellipsen vari?ren in vorm van een cirkel tot zeer platte ellipsen, waarbij de kleine as veel kleiner is dan de grote as. De mate van vlakheid van de ellips heet excentriciteit, en wordt gedefinieerd als verhouding tussen de afstand tussen de twee middelpunten tot de lengte van de grote as. Een cirkel heeft een excentriciteit van nul, maar een ellips heeft een excentriciteit van 0 tot >1. De conische secties die excentriciteiten hebben van 1 en > 1 zijn respectievelijk parabolen en hyperbolen. Kometen met deze laatste twee baanvormen passeren de zon slechts ??nmaal en keren nooit terug, en zijn dus geen permanente leden van ons zonnestelsel.

Planetaire banen zijn bijna cirkelvormig, de banen van kometen zijn elliptisch. Nieuw ontdekte kometen schijnen vaak een excentriciteit van 1 te hebben, wat suggereert dat zij slechts tijdelijke bezoekers zijn van het zonnestelsel. De excentriciteiten kunnen slechts tot 4 cijfers nauwkeurig worden gemeten, zodat het waarschijnlijk is dat de excentriciteiten kleiner dan 1 zijn, en het verschil met 1 wordt gemaskeerd door foutmarges. Dit betekent dat alle kometen leden zijn van ons zonnestelsel, maar de grootste meest uitgerekte banen zijn bij het waarnemen nauwelijks te onderscheiden van parabolen. Deze kometen zouden banen hebben met perioden van vele duizenden zo niet miljoenen jaren.

De banen van meer dan 600 kometen zijn berekend, waaruit enkele conclusies over hun ‘karakter’ en oorsprong kunnen worden getrokken. In de eerste plaats zijn er geen kometen waargenomen met hyperbolische banen bij het benaderen van de zon, maar wel bij het verlaten van de zon. Dit suggereert sterk dat alle kometen permanente leden zijn van het zonnestelsel. Als kometen een interstellaire oorsprong hadden zouden wij verwachten dat zij hyperbolische banen hadden. De kometen die met een hyperbolische baan de zon verlaten waren eerder be?nvloed door ??n of meerdere planeten. Dit is ??n van de mechanismen waarbij kometen verloren kunnen gaan.

Een tweede sleutel is dat er een algemene tweedeling is tussen kometen: kortperiodieke (met een omloopperiode) van minder dan 200 jaar en langperiodieke met meer dan 200 jaar. Er zijn ongeveer 100 kortperiodieke kometen, en 500 langperiodieke kometen bekend. Deze verdeling is niet alleen gebaseerd op tijd, maar ook op de zeer verschillende typerende banen. De meeste kortperiodieke kometen bewegen in prograde richting, d.w.z. in dezelfde richting als de planeten om de zon draaien. Ongeveer de helft van de langperiodieke kometen zijn ook prograde, terwijl de andere helft retrograde draait. De meeste kortperiode kometen hebben een lage inclinatie, d.w.z. dat het vlak van hun banen een kleine hoek maakt met de banen van de planeten. langperiodieke kometen hebben zeer uiteenlopende inclinaties. E?n bekende uitzondering is de komeet van Halley; het is een kortperiodieke komeet, minder dan 200 jaar, maar zijn baanvlak staat onder een grote hoek met die van de planeten en is retrograde. Dit suggereert dat Halley oorspronkelijk een langperiodieke komeet was, die door invloed van planeten veranderde in een kortperiodieke komeet. Hoewel de banen van de twee soorten kometen verschillend zijn, is dat niet het geval voor hun samenstelling. Dit suggereert een gemeenschappelijke oorsprong van alle kometen.

Wat is de maximumperiode die een komeet kan hebben?

De zwaartekracht van nabije sterren dwingt tot een bovengrens aan de baan. Als het aphelium (punt van verste verwijdering tot de zon) een belangrijk deel is van de afstand tot de dichtstbijzijnde sterren, heeft de komeet een grote kans verwijderd te worden van de greep van de zon. Laten we een grote aphelium aannemen van 100.000 AE, wat meer is dan ??nderde van de dichtstbijzijnde ster. De helft van de grote as is dan 50.000 AE. Kepler?s derde wet van planetaire beweging stelt:

a³ = p²

Waarin:
a de helft van de grote as in AE is, en
p de periode in jaren is.

Een halve grote as van 50.000 AE levert een periode van 1,12 x 10⁷ jaar. Als een komeet deze baan heeft beschreven voor 4,7 Gj (Giga jaar, miljard), zou hij 400 banen om de zon gemaakt hebben. Na zoveel periheliumdoorgangen is het twijfelachtig of er in de kern nog enig vluchtig materiaal overgebleven zou zijn.

50.000 AE is wel zeer groot, de meeste kometen hebben een meer realistische bovengrens van 25.000 AE en dat betekent dat deze kometen veel meer banen om de zon maken. Hun periode is dan 3,95 x 10⁶ en in 4,6 Gj zouden zij dan 1200 ronden maken.

Terwijl de artikelen van de meeste creationisten zich concentreerden op de verdamping van vluchtige materialen uit de kern als verliesmechanisme voor kometen, zijn er nog minstens twee andere verliesmechanismen bekend. E?n hiervan is uitwerping uit het zonnestelsel door nabije planeetarische interactie, en de andere betreft botsingen met planeten. Terwijl directe botsingen als een relatief zeldzaam lot voor kometen bestempeld kan worden, suggereren enkele recente studies dat uitwerping een belangrijkere rol kan spelen dan desintegratie. Het blijkt dat als de kometen daar oorspronkelijk waren er nu niets meer van overgebleven zou moeten zijn.

Wat is de Oortwolk?

Welke bron van kometen stellen evolutionisten voor? Verschillende bronnen zijn voorgesteld in de loop der jaren, en zijn meestal weer verworpen. Bijvoorbeeld bijna twee eeuwen geleden stelde Laplace voor dat kometen interstellair zijn, die bij gelegenheid een passage maken om de zon, zodat zij zichtbaar worden en sommige worden ingevangen. Men zou verwachten dat tenminste een paar kometen gezien zouden worden bij het benaderen van hun perihelium op hyperbolische paden.

Zoals eerder vermeld, is dit niet het geval. Dit is de voornaamste reden waarom dit model verworpen werd. Naar het schijnt kan dit probleem worden verklaard, in ieder geval tot genoegdoening van enkele huidige aanhangers (zoals Witkowski ^[6]). Een andere suggestie voor de bron van kometen is door vulkanische uitbarstingen van planeten en hun satellieten (Vsekhsvyatskij ^[7]). Een probleem hierbij is dat de samenstelling dan niet constant zou zijn. Dat is namelijk niet het geval met de beweerde moederlichamen. Een ander probleem hiermee is dat de waargenomen banen dan niet bereikt kunnen worden. De hypothese van Flandern ^[8] stelt voor dat kometen hun oorsprong hebben in een ontplofte planeet tussen de banen van Mars en Jupiter. Deze hypothese kent ook zijn eigen problemen en is niet door veel mensen aanvaard.

Vandaag aanvaarden de meeste astronomen de hypothese van Oort, die een groot reservoir van komeetkernen voorstelde op grote afstand van de zon (Figuur 2). Dit voorstel was niet een schot in het ‘wilde weg’ zoals velen geloven. Het was gebaseerd op een nauwkeurige studie van de semi-grote as van de langperiodieke komeetbanen die toen bekend waren. Een histogram van 1/a₀ toont een groep dichtbij 1/a₀ = nul. Oort dacht dat deze clustering op grote afstand de oorspronkelijke verdeling van de kometen betekende, terwijl de kleinere groep dichterbij het resultaat was van zwaartekracht perturbaties.

Men kan Oort?s histogram bekritiseren op basis van het feit dat een beraming van 1/a₀ gelijk wordt aan een logaritmische plot van de afstand, en dus een steeds toenemende hoeveelheid ruimte zou omvatten omdat 1/a₀ tot nul nadert. Echter is dat niet van belang omdat wat beraamd wordt, de frequentie is van de totale energie. Omdat de enige betrokken conservatieve kracht de zwaartekracht is, en zwaartekracht geldt als het negatief van de geinverteerde afstand, is dit de juiste beraming. Aan de andere kant kan men deze benadering bekritiseren door erop te wijzen dat lagere energiebanen veel eerder verlies zullen lijden door de eerder genoemde mechanismen. Er zijn hiervoor twee redenen. Ten eerste, de kometen die kleinere banen volgen zouden het binnenste van het zonnestelsel veel vaker bezoeken, wat leidt tot groter verlies aan vluchtige materie dicht bij het perihelium. Ten tweede, het toenemende aantal ronden in het gebied waar ook de planeten zijn, gecombineerd met lagere snelheden dan van de langperiodieke kometen, zal leiden tot vaker voorkomende perturbaties veroorzaakt door de grote planeten die leidt tot een grotere kans tot uitwerping. De laag energetische kometen maken een grotere kans van het zonnestelsel geworpen te worden dan de hoog energetische kometen. Als dit juist is dan zou men verwachten dat welke energiedistributie dan ook, uiteindelijk zou leiden tot het waargenomen histogram.

Binnen het evolutiemodel denkt men dat het zonnestelsel gevormd is uit de ineenstorting van een grote gaswolk ongeveer 4,6 Gj geleden. Het meeste materiaal is naar het centrum gevallen waar het de zon vormde, terwijl de rest vlak werd om een schijf te vormen, waaruit de planeten werden gevormd. De eerste stap in het vormen van de planeten, was dat de materie ging samengroeien in kleine brokken, die planetesimalen worden genoemd. Deze groeiden verder samen totdat er een paar waren die groot genoeg zijn om door zwaartekracht samen te blijven en nog meer planetesimalen aan te trekken door zwaartekracht. De grootste werden uiteindelijk de planeten, terwijl het overgebleven materiaal satellieten en astero?den werden. De gebieden dicht bij de oer-zon waren warmer, en dus zouden de lichtere elementen door vervluchtiging uit het inwendige van het zonnestelsel verwijderd zijn, terwijl de buitengebieden die koeler zijn, juist het vluchtige materiaal zouden hebben aangetrokken. Dit wordt verondersteld de verklaring te zijn waarom de binnenplaneten ^[red.1] een steenachtige samenstelling (ontbreken van lichte elementen) hebben, en de buitenplaneten ^[red.2] een samenstelling van lichtere elementen. Dit veronderstelt ook dat de kometen verder weg van de zon gevormd zijn, omdat zij voornamelijk uit lichter materiaal bestaan.

De zwaartekracht perturbaties van de planeten worden verondersteld de restanten van de planetesimalen in de omgeving van de zon te hebben opgeruimd. De eerste mechanismen voor de opruiming zouden uitwerping en botsing geweest zijn. De vele kraters op de kleinere lichamen (planeten en manen) in het zonnestelsel zouden het gevolg zijn van deze botsingen. De astero?den gordel is voornamelijk gevuld met kleine lichamen (planetesimalen) die in stabiele banen reizen onder controle van Jupiter. Op de afstand van de astero?den gordel tot de zon, zou de temperatuur voldoende zijn om de lichtere elementen te verwijderen. Overgebleven planetesimalen die hun banen dichterbij de zon hebben, hebben een gesteentekern, terwijl de planetesimalen verder weg, veel meer lichtere elementen hebben.

Goede samenvattingen van de moderne visie op de Oortwolk worden gegeven door Everhart ^[9] en Weismann, ^[10] en worden hier in het kort beschreven. De aphelia van de komeetkernen in de Oortwolk zijn niet uitgebreider dan 50.000 AE (??nvijfde van de afstand tot de dichtstbijzijnde sterren), anders zouden de kernen verloren gaan door de zon. De periheliumdoorgang komt niet dichter bij de zon dan 30.000 AE. Dat betekent dat de periheliumdoorgang verder dan de baan van Neptunus zou liggen, en dus buiten het planetaire gebied en niet meer onder de invloed van planetaire perturbaties. Kernen in zulke banen ondervinden weinig verstoringen, en zal het komeetsysteem dus blijven bestaan over meerdere Gj. Hoewel Oort?s oorspronkelijk perturbaties door sterren als belangrijkste factor in de verandering van banen van de kernen zag, realiseert men zich nu dat interstellaire wolken ^[11] en galactische getijden ^[12] de belangrijkste bijdragen leveren. In feite blijkt nu, dat de klassieke Oortwolk voorbij 20.000 AE niet stabiel is over 4.6 Gj. Dat wil zeggen dat de perturbatie krachten de wolk nu uiteen geslagen zouden hebben. Daarom denkt men nu aan een inwendige en een uitwendige Oortwolk. Terwijl de uitwendige, klassieke, wolk nu leeg zou zijn, wordt hij aangevuld vanuit de binnenwolk door geleidelijke ophoging naar de buitenwolk toe.

De totale energie van een ronddraaiend lichaam is de som van de kinetische en zwaartekracht potenti?le energie. Alle aan de zon gebonden banen hebben een negatief energietotaal. Een typerende omwenteling, zoals boven beschreven, zou een energietotaal hebben van nagenoeg nul. Volgens Everhart zou een perturbatie nabij het aphelium gewoonlijk energieverlies betekenen. Omdat de aphelium afstand niet wordt be?nvloed en de potenti?le energie afhangt van de afstand, blijft de potenti?le energie constant. De afname in totale energie betekent dan een afname in kinetische energie, waardoor de aphelium snelheid afneemt. Deze afname in snelheid resulteert in een kleinere perihelion afstand, waardoor de komeet kern in het gebied van de planeten kan komen. Als de perihelion afstand groter dan 5 AE is, dan is er weinig zonne dissipatie. Zulke objecten zijn vrijwel nooit ontdekt, omdat zij geen waarneembare coma?s vormen.

Terwijl verlies door zonne dissipatie voor dergelijke objecten verwaarloosbaar is, zijn planetaire storingen bij perihelion afstanden tussen 5 en 30 AE veelbetekenend. Ongeveer de helft daarvan resulteert in toename van het energieniveau, waardoor deze kometen uit het zonnestelsel verdwijnen. De andere helft zal echter energie verliezen. Het energieverlies treedt op in de buurt van het perihelion, en kunnen geschat worden op een enkel verlies bij elke ronde. De perturbaties zullen niet direct de afstand tot de zon be?nvloeden, zodat de potenti?le energie niet wijzigt. Het verlies aan energie is dus volledig ten koste van de kinetische energie. Omdat de perihelion afstand constant blijft, moet het energieverlies de aphelium afstand verkleinen, en dus ook de baan periode. Kometen die deze weg volgen komen in een regiem terecht van instabiele banen, met vele perturbaties. De komeet Hale-Bopp behoort tot deze klasse, omdat het recentelijk in het planetaire gebied binnenkwam met een periodiek van 4.200 jaar, maar met een periodiek van 2.600 jaar vertrok. Verdere interacties in deze instabiele banen brengen vele mogelijkheden met zich mee, inclusief een terugkeer naar de Oortwolk.

Een onbekend detail is dat de Oort-komeet-wolk werd ontworpen om de langperiodieke kometen te verklaren, hoewel vele hebben aangenomen dat hij de kortperiodieke kometen ook verklaarde. Oort zelf geloofde schijnbaar, dat de kortperiodieke kometen het beste werden verklaard door het uiteenvallen van een planeet die ooit zijn baan had tussen Mars en Jupiter. Dit is een oud verworpen idee dat echter nog steeds zijn aanhangers heeft (bijvoorbeeld van Flandern). Het probleem is echter het belangrijke verschil tussen de twee typen kometen. Vele geloofden dat zwaartekracht perturbaties langperiodieke kometen konden veranderen in kortperiodieke kometen, maar recente berekeningen hebben aangetoond, dat dit onwaarschijnlijk is. ^[13]
Tremaine et al. ^[14] toonden aan dat perturbaties op een verzameling kernen met willekeurige verdeling van inclinaties, de inclinaties zou behouden, d.w.z. de willekeurige distributie van inclinaties zou willekeurig blijven. In feite zijn prograde, lage inclinatie banen gevoeliger voor perturbaties, omdat deze banen meer tijd geven voor interacties tussen kometen en planeten. Omdat kortperiodieke kometen een lage inclinatie, prograde banen hebben, moet er een andere bron dan de Oortwolk zijn voor kortperiodieke kometen.

[Zie Dr Faulkner?s update, More problems for the ?Oort comet cloud??]

Figuur 2: De zon en de planeten liggen op een vlakke schijf; de hypothetische Kuipergordel heeft een donutvorm en is gecentreerd rond de zon, terwijl de hypothetische Oortwolk een dikke schil is, eveneens gecentreerd rond de zon. Terug naar ‘Wat is de Oortwolk?’

De Kuipergordel

Buiten de baan van Neptunus, hebben de perturbaties van Jupiter weinig effect op de vorming van planeten, terwijl de planetesimalen vlakbij de banen van Jupiter en Saturnus uitgeworpen zouden zijn. De bewustwording hiervan heeft Kuiper ^[15] er in 1951 toe gebracht om voor te stellen dat het zonnestelsel niet abrupt eindigt na Neptunus en Pluto. Omdat er voorbij die banen geen planeten meer gevonden zijn, zou de enige materie daar in de vorm van planetesimalen zijn. Sommige hebben deze verre planetesimalen omgedoopt in cometesimalen omdat zij komeetkernen vertegenwoordigen. ^[16] Vele tientallen AE voorbij de planeten zouden de planetesimalen stabiele prograde banen hebben met lage inclinaties, met samenstellingen die vergelijkbaar zijn met grote planeten. Geleidelijke accumulatie van kleine perturbaties op deze hemellichamen zou hetzij toename in aphelia hebben of een val naar binnen het zonnestelsel. Dat laatste zou kortperiodieke kometen vormen. Vanwege zijn vlakke verdeling wordt dit reservoir de Kuipergordel genoemd.

Jarenlang heeft men de Kuipergordel vergeten ten gunste van de Oortwolk. Men dacht dat de Oortwolk zowel de kort als de langperiodieke kometen huisvestte, en dus was de Kuipergordel niet nodig, behalve als een inwendig deel van de Oortwolk. Computersimulaties die plaatsvonden in de tachtiger jaren toonden aan dat de Oortwolk niet voldoende kortperiodieke kometen met de vereiste lage inclinaties kan produceren. Het probleem was dat het proces van converteren van langperiodieke kometen in kortperiodieke kometen niet effectief genoeg was om voldoende aantallen kometen te produceren om zo het verlies door botsing of uitwerping te compenseren. In de afgelopen 15 jaar is de Kuipergordel weer favoriet geworden als de bron van kortperiodieke kometen, hoewel dit aan de aandacht van de meeste creationisten ontsnapte.

Deze hernieuwde aandacht veroorzaakte een geconcentreerde speurtocht naar objecten die in de gordel ronddraaiden. De recente aankondiging van de herontdekking van de Kuipergordel ^[17] bracht veel aandacht met zich mee, hoewel sommigen zich afvragen of de ontdekking wel gebaseerd is op werkelijke waarnemingen. ^[18] Komeetkernen in de gordel zouden slechts zeer vaag zijn, maar misschien kunnen de helderste exemplaren gefotografeerd worden met de CCD (Charge Coupled Device) camera van de HST (Hubble Space Telescope). Vanwege de vaagheid van de objecten, zouden zeer lange belichtingstijden nodig zijn. Dan zouden de beelden vaag zijn vanwege een sleepeffect. Datzelfde probleem heeft men lange tijd gehad bij het zoeken naar kleine planeten (of astero?den) bij het gebruik van grondtelescopen. De oplossing is om de beweging te berekenen voor een object in het gebied waar je aan het zoeken bent en de telescoop in te stellen op dezelfde bewegingssnelheid. Bewegende objecten zien er dan uit als een punt, terwijl sterren slepen (veegeffect). In het geval van HST observaties, werden 34 CCD opnamen gemaakt van een klein deel van de hemel. Het gefotografeerde gebied werd geselecteerd op basis van twee kenmerken: liggende langs de ecliptische baan, om zo de meeste objecten in het zonnestelsel te vermijden, en om slechts weinig sterren en melkwegstelsels te bevatten om de analyse eenvoudig te houden. Ieder beeld had een lengte van ongeveer 10 minuten, met een totale belichtingstijd van ongeveer 5 uur over een 30 uur durende periode.

De 34 afbeeldingen gemaakt met de HST onthulde meer dan 50 beeldpuntjes, verkregen op de uiterste detectiegrens van het systeem. Men meende dat deze beelden kandidaten vertegenwoordigden uit de Kuipergordel. Een groot probleem is echter, dat het fotografische systeem last heeft van ruis, die deze zwakke signalen nabootsen. Van een enkel beeld kan men dus niet met zekerheid zeggen dat een enkel lichtpuntje ook een werkelijkheid vertegenwoordigt. Om het ruisniveau te bemonsteren werd een aantal beelden gemaakt, waarna de HST in tegengestelde richting werd gestuurd zodat de sterrenbeelden weer vegen vertoonden maar de komeetbeelden twee keer zo lange vegen toonden als de sterren, en dus niet zichtbaar waren. Alle beeldpuntjes die nu waarneembaar waren, vertegenwoordigden dus ruis. Hun deel werd dus toegekend aan het ruisniveau. Dit aantal was iets meer dan de helft van het aantal kandidaten, en er werd aangenomen dat het verschil, ongeveer 25, het aantal kernen was dat werd ontdekt.

Zoals eerder genoemd konden de grondgebonden instrumenten geen bevestiging geven van de ontdekkingen met de HST waarnemingen, en dus zal een groep waarnemers binnenkort proberen de waarnemingen te herhalen. ^[19] Een ander storend effect van op zulke statistiek gebaseerde argumenten, is de onmogelijkheid om een enkel beeld te identificeren als komeetkern. Het zou vergelijkbaar zijn met een astronoom die een zestal sterren aanwijst en aankondigt dat hij met 95% zekerheid durft te stellen dat tenminste ??n ervan een planeet is. Hij kan echter niet zeggen welke pertinent zeker die planeet is. De meeste zouden een dergelijke methode absurd vinden, maar toch wordt deze in toenemende mate toegepast in een tijd van moderne statistische methodieken in de astronomie. Dit brengt in herinnering de aankondiging in 1992 dat er fluctuaties waren in de kosmische achtergrondstraling. ^[20] De onderzoekers in die studie konden echter niet op hun kaart aanduiden waar zij deze fluctuaties hadden gezien, maar waren er wel van overtuigd dat zij echt waren. Is dit wat er van de wetenschap geworden is?

Men zou kunnen antwoorden dat in de gezondheidswetenschap zulke statistische benaderingen normaal zijn. Bijvoorbeeld, gedurende de laatste 30 jaar hebben statistische onderzoeken aangetoond dat er een duidelijk verband bestaat tussen roken en bepaalde longziekten, zoals kanker en longemfyseem. De tabaksindustrie heeft geantwoord dat bij individuele gevallen van longziekte niet bewezen kan worden dat roken de ziekte uiteindelijk veroorzaakte. Dit is waar, want niet-rokers kunnen dezelfde ziekte krijgen, en is het dus mogelijk dat de roker dezelfde ziekte zou hebben gekregen ongeacht het roken.

Het zou niet correct zijn om een dergelijke analogie op de ontdekking van komeetkernen toe te passen. Waar het hier om gaat is detectie niet correlatie. De correcte analogie, als die moet worden gemaakt, zou zijn om de diagnose van de ziekte te betwijfelen. Ofwel, een arts zou moeten verklaren dat hij geen enkele longziekte definitief kan identificeren, maar indien hij genoeg pati?nten zou onderzoeken, hij wel met enig vertrouwen kan verklaren dat hij onderzoek verricht aan een aantal zieke longen. Natuurlijk wordt dit niet zo gezegd, omdat r?ntgenstralen, CAT-scans, biopsies of uiteindelijk lijkschouwing een ziekte met 100% zekerheid kunnen vaststellen.

Misschien dat de tijd ons zal leren of de beweerde ontdekking van de Kuipergordel met komeetkernen werkelijkheid is, niettemin is het probleem van een andere kant benaderd. In 1977 is een grote ‘kleine-planeet’ (uiteindelijk Chiron genoemd) ontdekt in een baan tussen Uranus en Saturnus. Voorheen was er geen kleine planeet in een baan voorbij Jupiter bekend, hoewel zulke lichamen verwacht hadden kunnen worden omdat duizenden kleine planeten waren gevonden in het binnen-zonnestelsel. Later werd bepaald dat Chiron dezelfde kleur en spectrum had als de kometen. In 1988 werd een zwakke coma rond Chiron ontdekt, waaruit zou blijken dat het een zeer grote komeetkern was. Aangespoord door deze informatie begonnen meerdere astronomen te zoeken naar kleine planeten of komeetkernen voorbij Saturnus. Sinds 1990 zijn meer dan 36 objecten ontdekt, sommige voorbij Neptunus, en steeds meer worden er ontdekt (een goede samenvatting is die van Luu en Jewitt, ^[21] twee onderzoekers die waren betrokken bij het onderzoek). Het moet worden benadrukt dat deze objecten echt zijn, en voor de meeste zijn de banen berekend. Dit is heel anders dan de vorige studie van de beweerde Kuipergordel, waar geen duidelijke objecten werden waargenomen en dus ook geen banen konden worden berekend.

Sinds de HST studie werden deze werkelijke objecten in toenemende mate Kuipergordelobjecten genoemd. Deze niet zo subtiele wijziging moet verhullen dat er toch potenti?le problemen zijn. Ten eerste, is er de vraag of de Kuipergordel zich wel uitstrekt tot de buitenplaneten. Zijn de banen hier stabiel op de noodzakelijke tijdschaal, en kunnen deze objecten de eigenschappen van de kortperiodieke kometen produceren? Ten tweede, wordt er aangenomen dat de grote objecten die hier zijn ontdekt aanduiden dat er ook vele kleinere objecten moeten zijn. Deze hypothese lijkt redelijk, zoals gesuggereerd door krater en astero?den gordel statistieken die een exponenti?le toename in aantal tonen als de grootte afneemt. We moeten onthouden dat het hier gaat om een hypothese, en zolang dit als zodanig erkend wordt, zien wij geen reden om het te bestrijden. Een derde probleem is de enorme grootte van de objecten ? zij zijn meer dan tien keer zo groot dan de grootste komeetkernen. Dit vertaalt in meer dan 1000 maal de volumes en massa?s. Het gaat het verstand te boven als men denkt aan de extreme helderheid en omvang van de resulterende kometen met zulke grote kernen. Als deze kometen gewoon zijn, waarom zijn zij dan nog niet gezien met perihelia vlakbij de zon?

Deze redenatielijn heeft een her-evaluatie van de Pluto status teweeggebracht. Verheven tot voorloper van een negende planeet en als baanverstoorder van Neptunus in 1930, is de classificatie van Pluto nu in twijfel. Zelfs in 1930 bleek hij te klein te zijn om de beweerde perturbaties te verklaren. De ontdekking van zijn compagnon Charon bijna 20 jaar geleden en het seizoen van de wederzijdse eclipsen van de twee lichamen in de tachtiger jaren hebben geleid tot heel goede metingen van grootten en massa?s van Pluto en zijn maan. De resulterende dichtheidsmetingen komen overeen met een samenstelling van gesteente materiaal vergelijkbaar met die van de kometen samenstelling. Er wordt nu een poging gedaan om Pluto en zijn maan opnieuw te classificeren als een zeer grote astero?de, of, gegeven zijn baan en samenstelling als leden van de Kuipergordel.

De Interactie van de Oortwolk en de Kuipergordel

Het is nu duidelijk dat kortperiodieke kometen niet ontstaan zijn uit langperiodieke kometen, en dus vereisen de twee groepen kometen elk een andere bron. In hun oorspronkelijke vormen, was de Kuipergordel ontworpen voor het verklaren van de oorsprong van de kortperiodieke kometen, en de Oortwolk voor de langperiodieke kometen. Terwijl de banen van de twee groepen heel verschillend zijn, schijnt er geen verschil te zijn in de samenstelling tussen de twee groepen. Men zou eenvoudigweg kunnen zeggen dat alle kometen ver van de zon gevormd worden zodat de samenstelling vergelijkbaar is. Blijft wel de vraag over hoe cometesimalen zo ver van de zon verwijderd gevormd konden worden, gegeven de lage dichtheid van de materie die daar zou zijn. Recente dynamische studies suggereren dat alle kometen gevormd zouden kunnen zijn in de Kuipergordel, en dat er migratie heeft plaats gevonden, of zelfs evolutie, tussen de Kuipergordel en de Oortwolk, daar waar de dichtheid van de planetesimalen groot genoeg zou zijn.

Deze evolutie is ook ergens anders bestudeerd, ^{[22], [23]}en zal hier worden samengevat. Eerder werd de veronderstelde evolutie van het zonnestelsel al aangegeven. In de planetaire omgeving, klonterden planetesimalen aan elkaar tot planeten en satellieten. Buiten de planetaire omgeving klonterden de planetesimalen niet samen, misschien omdat daar een lagere dichtheid is. Zoals alle andere planetesimalen was de distributie vlak geworden tegenover de eclips in een toroidale vorm. Ver verwijderd van de zon, hielden deze planetesimalen hun vluchtige samenstelling. In het kort, deze niet samengeklonterde planetesimalen hebben de samenstelling van komeetkernen, terwijl hun banen een distributie tonen als die van de Kuipergordel. Dus is de Kuipergordel de oorsprong van de kometen. Er zijn andere sterren bekend, die schijven bezitten van materie op vergelijkbare of grotere afstanden. (voorbeelden zijn Vega en ? Pictoris).

Geleidelijke planetaire perturbaties kunnen de objecten in de Kuipergordel op twee manieren omvormen. Een manier zou zijn om het energieniveau te verlagen waardoor de perihelia vermindert in het planetaire gebied waar de planetaire perturbaties zouden versnellen. Deze kometen zouden prograde banen hebben, aphelia in de Kuipergordel, en daarmee perioden minder dan 200 jaar. M.a.w. dit zouden de kortperiodieke kometen zijn, zoals oorspronkelijk gesuggereerd voor de Kuipergordel.

De tweede mogelijkheid is een toename in energie, waardoor de perihelia in de Kuipergordel behouden blijft, maar aphelia zou produceren op een afstand van tien duizenden AE van de zon. Deze banen zouden zeer grote excentriciteiten hebben. Kernen in dezen banen zouden veel tijd verblijven nabij hun aphelium. Dit zou het effect van de perturbaties en galactische getijden op hun banen zeer sterk vergroten. Deze perturbaties hebben de tendens meer toevallig te zijn en dus de komeetbanen meer aan het toeval over te laten. Dit zou dan leiden tot hogere inclinaties, en vele retrograde banen. Deze verdeling komt overeen met de veronderstelde eigenschappen van de Oortwolk. In dit model zouden vele Kuipergordelobjecten terechtkomen in de Oortwolk, vanwaar verdere perturbaties langperiodieke kometen zouden produceren. Als dit model juist is dan zou eindelijk verklaard worden, waarom er nog steeds kometen bestaan in een oud zonnestelsel. We hebben deze verklaring al eerder gehoord. Slechts 20 jaar geleden hoorden we bijvoorbeeld dat de Oortwolk alle kometen kon verklaren, maar latere studies onthulden dat hij niet voldoende kortperiodieke kometen kon produceren. De evolutie van de Kuiperobjecten in de Oortwolk is een recent resultaat, en moet dus verder bestudeerd worden om te zien of het werkt.

Conclusie

Sinds de vroege creationistische artikelen over kometen en hun betekenis voor de leeftijd van het zonnestelsel is er veel werk verzet aan evolutionistische zijde. Vele creationisten zijn hiervan helaas niet op de hoogte. Deze ontwikkelingen behelzen o.a. ook de Kuipergordel, de gesimuleerde evolutie van komeetbanen en de beweerde ontdekking van de Kuipergordel. Dit artikel heeft veel nieuwe ontwikkelingen beschreven en biedt nu enkele conclusies en suggesties aan.

Ten eerste, met de ontdekkingen van aanvullende verliesmechanismen, wordt het nu duidelijk, dat kometen niet altijd in hun huidige banen zijn geweest sinds het begin van het zonnestelsel, als dit in de orde van 1 Gj oud is. De behoefte om het bestaan van de kometen binnen het raamwerk van een oud heelal te verklaren heeft aanleiding gegeven tot veel theoretisch onderzoek naar de dynamiek van komeetbanen. Hoewel het basisconcept van de Oortwolk behouden is, is het wel verfijnd en uitgebreid.

Ten tweede, moet er benadrukt worden, dat de Oortwolk nooit is waargenomen, en zal voorlopig ook niet worden waargenomen. Denk aan de volgende uitspraak van Sagan en Druyan:

?Veel wetenschappelijke publicaties worden ieder jaar geschreven over de Oortwolk, zijn eigenschappen, zijn oorsprong, zijn evolutie. Toch is er absoluut geen enkel direct waargenomen bewijs dat hij bestaat?.^[24]

Dit brengt een heel belangrijke vraag naar voren over de wetenschappelijke status van de Oortwolk. Kan iets, dat niet kan worden waargenomen, zelfs niet indirect zoals in het geval van subatomaire gebeurtenissen, als wetenschappelijk geclassificeerd worden? Terwijl vaak aan de Oortwolk wordt gerefereerd als theorie, is het, gezien de gewoonlijke definitie van een theorie en de onmogelijkheid van waarneming, de vraag of men de Oortwolk een theorie kan noemen. Gegeven de twijfelachtigheid dat deze theorie ooit bewezen kan worden, moet men twijfelen of deze Oortwolk zelfs maar een hypothese is.

Ten derde, terwijl de Oortwolk niet kan worden waargenomen schijnt het, dat de Kuipergordel wel kan worden gezien. Hoewel de eerste aankondiging van de ontdekking van de typerende, ?kleine gordel? objecten door de HST werd ondermijnd vanwege de mislukking van een herhalingsresultaat, is het systematisch zoeken naar grote ?binnengordel? objecten net achter de Jovian planeten waarschijnlijk wel succesvol geweest. Deze objecten zijn de enige serieuze bedreiging in het gebruik van het bestaan van kometen als argument voor een jong zonnestelsel. Hun banen en posities komen overeen met hun identificatie als komeetkernen, maar hun grote omvang vormt een bedreiging voor dit gezichtspunt. Het is jammer dat creationisten niet ge?nformeerd waren over deze ontwikkelingen, en we hopen dat deze samenvatting ze heeft geholpen om deze situatie te verhelpen en anderen aan te moedigen altijd op de hoogte te blijven.

Ten vierde, als het bestaan van de Kuipergordel wordt bevestigd zou het een mechanisme vormen voor kortperiodieke kometen, de niet bewijsbare Oortwolk zou dan nog wel nodig zijn voor de langperiodieke kometen. De theoretische berekeningen van de veronderstelde evolutie van de kernen in de Kuipergordel naar objecten in de Oortwolk, genoemd in het voorgaande gedeelte, is enigszins speculatief. Creationisten moeten doorgaan met het volgen van deze studies, ze nauwgezet bestuderen voor hun hypothesen en technieken. Als de Kuipergordel bestaat, en als deze simulaties correct zijn uitgevoerd, dan wordt de Oortwolk plausibeler.

Natuurlijk zouden onze eigen simulaties en berekeningen de enige correcte manier zijn om deze modellen te testen. Zeer weinig creationistische publicaties over kometen zijn kwantitatief, en weinige hebben oorspronkelijk onderzoek geproduceerd, terwijl geleund werd op de (vaak oude) aanhalingen van niet-creationistische astronomen. E?n uitzondering is het artikel betreffende de leeftijden van kortperiodieke kometen van de hand van Stillman. ^[25] Dit is een goed voorbeeld van wat creationisten zouden moeten doen op dit terrein.

Evolutionistische astronomen hebben veel tijd besteed aan het ontwikkelen van scenario?s om het bestaan van kometen te verklaren in een 4.6 Gj zonnestelsel. Ondanks deze moeiten en schijnbare vooruitgang, zijn er toch nog vele vragen en problemen. Op dit moment is het de vraag of de Kuipergordel en de Oortwolk bestaan, zoals zij zouden moeten in een oud zonnestelsel. We komen tot de conclusie dat kometen nog altijd een goed argument vormen voor een recente schepping van het zonnestelsel. Creationisten worden aangemoedigd om de ontwikkelingen betreffende het onderzoek naar de oorsprong van kometen voortdurend te blijven volgen.