Kometa aneb vlasatice, průměr a složení komet - poslů ze samé periferie Sluneční soustavy

Co je to kometa, stáří, struktura, charakter a velikost komet

Komety patří mezi nejkrásnější, nejznámější, nejnápadnější a také mezi nejzáhadnější tělesa Sluneční soustavy. Název kometa vychází z řeckého kometes (dlouhovlasý). Proto se kometám také často říká vlasatice. V minulosti byly komety považovány za atmosférické jevy a jejich zjevení se na obloze mělo být předzvěstí válek, moru či jiných pohrom.

Velkého pokroku v pozorování komet dosáhli již staří Číňané. Díky jejich záznamům o pozorování komet tak mohla být např. přepočtena dráha Halleyovy komety o 30 oběhů kolem Slunce zpětně. To mělo velký význam pro studium dynamiky pohybu komet kolem Slunce.

Avšak až v období renesance, někde v 17. století byla odhalena pravá podstat komet. Díky měřením paralax (Tycho de Brahe) byla vypočtena vzdálenost od Země (Slunce) i určena přibližná rychlost pohybu komet v kosmickém prostoru.

A co to komety vlastně jsou? A proč jsou pro astronomy tolik přitažlivé? Kometa je poměrně nevelký objekt sestávající z ledu a prachu (křemičitany, uhlíkaté materiály). Dříve se mělo za to, že kometa je poměrně pevným objektem, dnes se však vědci spíše domnívají, že jde o poměrně křehká tělesa. Komety tak s největší pravděpodobností mají konzistenci špinavé sněhové koule. Tomu nasvědčuje i jejich průměrná hustota odhadována na pouhých 50 % hustoty vody.

Čtěte také: Kometa Lovejoy kraluje noční obloze

Větší jasno do tohoto problému by mohla vnést kosmická sonda Rosetta, která se právě blíží k jedné z komet (67P/Churyumov-Gerasimenko) a během listopadu 2014 by měla na jeho povrch vyslat přistávací modul Philae. Komety patrně sestávají z nepřetvořeného materiálu původní sluneční mlhoviny, ze které se zformovalo naše Slunce, planety i jejich měsíce. Poznání komet tak může vnést i větší světlo do vzniku a formování naší Sluneční soustavy.

Dnes astronomové odhadují, že se ve Sluneční soustavě vyskytuje až 4 × 10¹¹ komet, z nichž absolutně největší část je soustředěna do tzv. Oortova oblaku ve vzdálenosti okolo 10⁵ AU (astronomický jednotek). Tedy asi 100 000 × dále, než činí střední vzdálenost v jaké Země obíhá kolem Slunce (1 AU). Další objekty by se měly nacházet v oblasti transneptunických těles. Průměrná hmotnost kometárních jader činí 10¹³ kg.

Komety v aféliu a perihéliu

V eféliu mají komety obvykle asteroidální vzhled a jejich jádra se prakticky nevyvíjejí. Aktivita komet výrazně klesá ve vzdálenosti 6 AU, kde přestává sublimovat vodní led a prakticky ustává ve vzdálenosti větší než 10 AU od Slunce. A to i přesto, že podle měření kosmické sondy Giotto, která prolétla asi 500 km od jádra Halleyovy komety, činí albedo kometárního povrchu jen asi 4 % a téměř vše dopadající záření je absorbováno povrchem.

Podle měření sondy Deep Space 1 činí albedo povrchu komety 19P/Borrelly asi 3 %. Za nízkým albedem kometárních jader pravděpodobně může vrstva organických sloučenin (sazí).

Jak se komety přibližují ke Slunci, začne se jejich povrch prohřívat a začínají se uvolňovat plyn a prach. V době, kdy ruská kosmická sonda Vega 2 prolétala kolem Halleyovy komety, činila produkce plynu a prachu asi 60 - 70 tun/s.

Nejprve se kolem jádra komety utvoří kulovitá koma. Ta dosahuje největších rozměrů obvykle ve vzdálenosti 1,4 AU od Slunce. Současně se začne utvářet i vodíkové haló, které může dosáhnout průměru okolo 10 miliónů kilometrů. Jen pro představu: hustota komy ke velice nízká, kubický centimetr obsahuje jen okolo 10⁵ částic, což činí 10^-11 hustoty zemské atmosféry. Tedy prakticky ideální technické vakuum. Maximální hmotnost komy nepřesáhne 10⁹ kg, přičemž plyn představuje jen asi 1 % hmotnosti.

S dalším přibližováním se komety ke Slunci začne tlak slunečního záření kometární komu deformovat a začne se utvářet tzv. chvost (ohon), nejnápadnější znak komety. Hustota kometárního ohonu, jehož délka činí desítky až stovky miliónů kilometrů, je velice nízká, dokonce ještě výrazně nižší než v případě komy. Dosahuje asi jen 10^-18 g/cm³, tedy maximálně 100 částic v kubickém centimetru. Jedná se o plazmatický útvar se silnou elektronovou koncentrací. Tvary kometárních chvostů bývají velice rozmanité. Od úzkých ohonů až po vějíře a nebo se může objevit i tzv. anomální chvost jako v případě Finslerovy komety.

Kometa má vždy dva chvosty. Plynný a prachový. První z nich (plynný chvost) je silně ovlivňován tlakem slunečního záření (slunečním větrem) takže neustále směřuje od Slunce. A to i v případě, že se kometa od Slunce již vzdaluje. Tehdy se vlastně jádro komety noří do vlastního plynného ohonu. Prachový chvost pak kopíruje dráhu kometárního jádra. Pěkně byl pozorovatelný např. v případě komety West (1976), Hale-Bopp nebo Kohoutek.

Komety a jejich chemické složení

Jaké je chemické složení komet? Tato otázka není ani přes obrovský nárůst pozorovacích dat uspokojivě zodpovězena. Řada pozorovaných molekul totiž vzniká až v komě fotodisociací. Jádra komet obsahují hlavně HCN, CH₃CN, NH₃, H₂O aj. V komě pak byly fotometricky zjištěny molekuly CN, CS, H, C, S, NH₂, NH₃, O, OH, H₂O, CO⁺, CO₂⁺, CH, HCN, HCO, CH₃CN.

O velké překvapení se postarala již zmíněná sonda Giotto, která u Halleyovy komety zaregistrovala polymerovaný metylén. Jádra komet tak mohou obsahovat poměrně složité molekuly, které se fotodisociací rozkládají na méně složité (např. H₂O se může štěpit na H a OH). U některých komet se v blízkosti Slunce objevuje ve spektru sodík (Na) a další prvky.

Kometární výtrysky

Kosmické sondy Vega např. zjistily, že materiál není z komety uvolňován z celého jejich sluncem osvětleného povrchu, nýbrž jen z relativně malých a izolovaných oblastí v podobě výtrysků. Jejich jasnost na snímcích komety značně převyšovala jas svého okolí.

Tyto výtrysky mají podstatný vliv na pohyb komet, neboť se mohou projevit reaktivní silou. Tento mechanismus velice elegantně vysvětluje nepravidelné změny v rychlostech a nebo v době rotace pozorovaných komet na oběžné dráze kolem Slunce, které byly do té doby vysvětlovány jen gravitačním působením planet.

Komety a jejich struktura

Struktura komet je dnes obvykle vysvětlována na základě tzv. Whipplova modelu špinavé sněhové koule. Podle tohoto modelu by průměrná kometa měla přežít řádově stovky oběhů kolem Slunce.

Jejich životnost však silně závisí na vzdálenosti afélia a především pak na vzdálenosti perihélia. Předpokládá se, že pokud dráha komety zasahuje za dráhu trpasličí planety Pluto, může docházet k opětovnému nabalování materiálu, což životnost komety může o něco prodloužit.

I staré komety se mohou dočkat znovuvzkříšení, omlazení. Nepravidelné výbuchy uvolněného plynu mohou totiž odhodit prachovou slupku zabraňující uvolňování plynů a kometa může zvýšit produkci plynu a tedy svou jasnost. Pokud by takovýto mechanismus neexistoval, stala by se většina komet v podstatě asteroidálními objekty, které neprodukují prakticky žádný plyn. Takovýmto objektem je pravděpodobně těleso 3200 Phaeton.

Avšak případ objektu 3200 Phaeton nemusí být jediným způsobem ukončení aktivního života komety. Dalším způsobem "smrti" komety může být úplný rozpad jádra komety. Například jako v případě komety Biela a nebo komety ISON v závěru roku 2013, která bohužel nepřežila těsný průlet kolem Slunce a nesplnila očekávání pozorovatelů komet lačnících po jasné kometě…

Dalším případem rozpadu komety byla kometa Shoemaker-Levy 9, která se rozpadla po těsném přiblížení k planetě Jupiter v červenci 1992 pouhých 21 000 km nad oblačným příkrovem planety. Původně kompaktní jádro o průměru asi 2 km bylo roztrháno mohutnými slapovými silami Jupiteru a jednotlivé úlomky o průměrech až 1 km pak dopadly na planetu 8.7.1994. Impakty zanechaly nápadné stopy v Jupiterově atmosféře.

Dalším případem zániku komety může být srážka se Sluncem (viz níže) jako je tomu v případě komet tzv. Kreutzovy skupiny.

Průměry jader komet

Jaký je průměr jader komet? Tato otázka astronomy trápila poměrně dlouho. Dnes víme, že průměry jader komet dosahují řádově kilometry, ty největší snad až 40 km. Rozměry se tak mohou pohybovat od stovek metrů po max. desítky kilometrů.

Nejspolehlivě změřenou kometou je Hyakutake, jejíž jádro díky těsnému přiblížení k Zemi prohmataly "oči" pozemských radarů. Jádro komety dosahuje průměru 2 km. Například zaniklá kometa C/1999 S4 (LINEAR) měla jádro o průměru pouhých 200 - 500 m. Další dobře prozkoumanou kometou je kometa Halley s nepravidelným jádrem o rozměrech 7 × 10 × 15 km a s hmotností asi 5 × 10¹⁴ kg.

Naproti tomu jasná kometa Hale-Bopp, která kralovala naší obloze v roce 1997 má průměr jádra okolo 40 km. Tedy někde na horní hranici připouštěných rozměrů jader komet. Ve Žni objevů 2011 sice uvádí Jiří Grygar průměr jádra této komety na 130 km, avšak jiné zdroje s tímto údajem nesouhlasí. Uvidíme. U komety 29P/Schwassmann-Wachmann bylo zjištěno jádro o průměru asi 31 km.

Dělení komet podle doby oběhu

Podle doby oběhu se komety dělí na krátkoperiodické a dlouhoperiodické. Krátkoperiodické komety jsou takové komety, jejichž oběžná doba je kratší než 200 let. Přibližně 85 % krátkoperiodických komet má dobu oběhu 5 - 18 roků.

Nejkratší známou dobu oběhu (3,3 roku) má kometa Encke, kterou objevil v roce 1819 J. F. Encke (poprvé však byla pozorována již v roce 1786). Další krátkoperiodickou kometou je Lexell (5,6 roku), Pons-Winnecke (5,6 roku), Giacobini-Zinner s dobou oběhu 6,6 roku (mateřská kometa meteorického roje gama Drakonidy) či Schwassmann-Wachmann 1 (16,5 roku), Tuttle-Giacobini-Kresák (5,6 roku) aj.

Krátkoperiodické komety mají kolébku pravděpodobně v pásu tzv. transneptunických těles, tedy v oblasti tzv. Edgewortova-Kuiperova pásu (asi 100 AU). Sklony oběžných drah krátkoperiodických komet jsou poměrně malé a obvykle nepřesahují 20°.

Naopak za dlouhoperiodické komety považujeme takové komety, které jeden oběh kolem Slunce vykonají za více než 200 let. Pocházejí obvykle z Oortova oblaku (10 000 - 100 000 AU) a sklony jejich drah mohou být libovolné.

Dalším případem jsou komety pohybující se po hyperbolické dráze. Takovéto objekty prolétnou kolem Slunce pouze jednou a pak se díky své ohromné rychlosti vymaní z gravitačního područí Slunce a uniknou do mezihvězdného prostoru.

Zvláštní skupinou komet jsou již výše zmíněné komety Kreutzovy skupiny, jež objevil německý astronom Heinrich Kreutz (1854 - 1907). Jedno z ohnisek jejich oběžné dráhy leží uvnitř Slunce.

Tyto komety jsou tedy kosmickými kamikadze, které svůj život ukončují srážkou se Sluncem. První takovouto kometu vědci pozorovali v roce 1978. Dodnes takovýchto sebevrahů astronomové zaznamenali asi 2 000. Například v prosinci 2010 (od 13. do 22.12.) zaznamenala sonda SOHO doslova kometární déšť. Během pouhých 10 dnů ukončilo svůj život ve žhavém slunečním objetí 25 komet.

Kometární nomenklatura

Od roku 1995 se jednotlivé komety vedle čísel popisují také písmeny:

• C - kometa s určenou drahou
• P - kometa s dokázanou periodicitou
• X - kometa s neurčenou drahou
• D - kometa, která zanikla (rozpadem nebo srážkou)

Použité zdroje

• Encyklopédia astronómie; Obzor 1987, Bratislava
• Časopis Kozmos, Žeň objevů
• Popis komet
• Od komety přes sodík až k adaptivní optice
• Prach komety Grigg-Skjellerup je starší než Sluneční soustava
• Jak je velké jádro komety C/2013 A1 (Siding Spring)?

Další související články: