Komety

Komety – kosmická tělesa

Kometární jádra jsou tělesy Sluneční soustavy, která řadíme k meziplanetární hmotě. Jedná se o malé planetkám podobné objekty nepravidelných tvarů, jejichž rozměry se pohybují řádově v rozmezí 10 m až 10 km. Jsou složena ze směsi vody a organických sloučenin (na bázi C, H, O, S, …) v pevném skupenství, které na sebe vážou silikátová prachová zrnka a drží je pohromadě. Jádro je porézní a křehké, jeho hustota se pohybuje jen kolem 0,5 g/cm³.

Na rozdíl od většiny planetek komety projevují „kometární aktivitu“, kterou rozumíme aktivaci jádra s nárůstem teploty během přibližování ke Slunci. Jakmile se jádro dostane blízko k naší hvězdě, zamrzlé plyny začnou sublimovat a uvolňovat prachová zrnka, vytváří se hlava komety – koma. Různé množství energie potřebné k sublimaci jednotlivých sloučenin vede k postupným změnám vnějších charakteristik komy během průletu sluneční soustavou. Například aktivace vody, která je stěžejní sloučeninou určující průběh aktivity komety, probíhá ve vzdálenosti zhruba 5 AU od Slunce.

Dráhy komet

Většina komet obíhá kolem Slunce po eliptických drahách. Rozlišujeme dva typy periodických komet – krátkoperiodické, s oběžnou dobou do 200 let [např. 1P/Halley, P/2005 K3 (McNaught), atd. - nesou označení P] a dlouhoperiodické, s periodami v řádu 1000 let a vyšším [např. C/1995 O1 (Hale-Bopp), C/2004 Q2 (Machholz), atd - nesou označení C]. Toto dělení je však pouze formální, nakolik již dnes známe periodickou kometu s oběžnou dobou delší 200 let (153P/Ikeya-Zhang – 367 let), která byla prokazatelně pozorována již při dvou návratech. S rozvojem metod pozorování a zpětných výpočtů drah bude v budoucnu takových těles přibývat.

Komety lze dále dělit podle typu drah – komety Jupiterovy rodiny (s blízkým vztahem k oběžné dráze Jupiteru, s periodami oběhu 4 – 20 let a afely drah 4 – 8 AU; v současnosti je jich známo asi 100), kentauři („přerostlé“ komety s perihely za drahou Jupiteru a afely v okolí dráhy Neptunu, jejich velikost se pohybuje kolem 100 km), SOHO komety (s perihely ve vzdálenosti menší než 0,01 AU, pravděpodobně zbytky kdysi jediného tělesa, které se rozpadlo při těsném průchodu přísluním kolem roku 372 př. n. l.) atd.

Zvláštním případem mohou být komety, které přilétají do Sluneční soustavy, či ji opouštějí následkem interakce s velkými planetami, po drahách hyperbolických.

Různorodost kometárních drah souvisí především s předpokládaným místem původu jader v „rozptýleném disku“ za drahou Neptunu či ve sférickém Oortově oblaku až ve vzdálenosti 1 světelného roku od Slunce. Důležitou úlohu zde hraje především interakce s planetami během vývoje Sluneční soustavy. Předpokládá se, že komety vznikaly v oblastech protoplanetárního disku, které byly dostatečně vzdáleny od Slunce (materiál kometárních jader je jen minimálně přeformován v důsledku ohřevu), tedy převážně v dnešním rozptýleném disku.

Vlivem gravitačních poruch je postupně doplňována populace krátkoperiodických komet, které pozorovatelně zanikají – postupným rozpadem, či srážkami s planetami. Kometární dráhy podléhají celé řadě poruch – jednak gravitačních (působením velkých planet) a za druhé negravitačních (daných především vlastním reaktivním urychlováním či bržděním v důsledku zákona zachování hybnosti při uvolňování materiálu z aktivních oblastí na povrchu).

Komety na noční obloze

Pro pozorovatele noční oblohy se kometa stává zajímavou teprve po aktivaci jádra, kdy vytváří komu a posléze ohony. Koma je více-méně sférický obal jádra, tvořený prachem a ionizovanými „úlomky“ původních molekul vázaných v materiálu komety. Koma „svítí“ dvěma typy záření. Jednak ionty absorbují sluneční záření a opět je emitují na specifických vlnových délkách a za druhé prachové částice odrážejí dopadající sluneční záření. Spektroskopicky byla v komě komet spolehlivě identifikována řada molekul a úlomků i poměrně složitých sloučenin (H2O, OH-, H2O+, H3O+, C2, C3, CH, CH4, CH3OH, HCOOH, …). Pro pozorovatele patří k nejzajímavějším a nejdůležitějším molekulám dvouatomový uhlík C2, který je zodpovědný za výrazné vyzařování komy v zelené oblasti spektra (Swanovy pásy) nebo molekula CO+, která je je zodpovědná za modrou barvu plazmatických ohonů.

Průměr pozorovatelné komy může dosáhnout velikosti v řádu 10 – 100 tisíc km. Celá kometa je navíc ponořena v útvaru zvaném vodíkové halo, tvořeném ionty H+, které vznikají spolu s OH- při disociaci vody ultrafialovým zářením ze Slunce. Halo není vizuálně pozorovatelné (vyzařuje v ultrafialové oblasti), ale může dosáhnout rozměrů srovnatelných se Sluncem i větších.

Materiál uvolněný z jádra je blíže u Slunce (1,5 – 2 AU) strháván slunečním větrem a dochází k tvorbě ohonů o délkách až 10^8 km. Nejčastěji pozorujeme dva typy: 1. prachový ohon, tvořený pevnými částicemi; je obvykle kratší (odchyluje se od směru toku slunečního větru, částice zůstávají přibližně v dráze komety); 2. plazmatický ohon, tvořený ionizovanými molekulami; dosahuje výrazných délek (sleduje tok slunečního větru a poruchy meziplanetárního magnetického pole). V určitých místech dráhy lze vlivem geometrie pozorovat také takzvaný protichvost – anomální ohon. Je tvořen proudem větších částic, které na rozdíl od malých zrnek, strhávaných slunečním větrem, setrvávají na oběžné dráze definované gravitací Slunce. Je pozorovatelný pouze krátce v době, kdy kometa prochází rovinou oběžné dráhy Země.

S existencí prachových ohonů úzce souvisí také tvorba roje meteoroidů podél dráhy komety. Částice původně přítomné v těsném okolí komety se postupně rozprostřou podél celé dráhy, při průchodu Země takovou oblastí pozorujeme na noční obloze aktivitu meteorického roje. Mezi kometární roje patří například Perseidy (109P/Swift-Tuttle) nebo Leonidy 55P/Tempel-Tuttle).

Komety a historie

Komety patří k tělesům, která byla v historii často zaznamenávána, neboť pozorování jasné komety bylo (a je) něčím výjimečným. Proto lze poměrně hluboko do minulosti nalézt záznamy, zákresy a pozorování komet, které dodnes dokumentují jejich polohu, pohyb a vzhled na obloze, délku jejich ohonů i velikost komy. Odhady jasnosti se však objevují jen v popisné formě.

Naprosto význačné postavení má v tomto směru kometa dnes známá jako 1P/Halley, která je prokazatelně pravidelně pozorována od roku 240 př. n. l. a mohla tak být spatřena již při 29 návratech. Za tuto neuvěřitelnou statistiku vděčíme jednak její retrográdní dráze, která ji při každém přiblížení ke Slunci alespoň na krátký čas přivede do takové pozice na obloze, že je pozorovatelná, a za druhé její poměrně vysoké aktivitě, která umožňuje kometu pravidelně spatřit pouhým okem.

Výzkum komet kosmickými prostředky

Prvním „blízkým“ kontaktem člověkem vyrobeného tělesa s kometou byl průlet sondy ICE (ISEE) ohonem komety 21P/Giacobinni-Ziner ve vzdálenosti 7862 km od jádra, který se odehrál v roce 1985. Asi neznámějším pokusem o podrobný a koordinovaný výzkum komety byl projekt Intrnational Halley Watch, který probíhal v polovině 80. let minulého století v době návratu již zmíněné komety 1P/Halley. Jednalo se o spolupráci amatérů a profesionálů z celého světa při pozemním pozorování komety, které bylo doplněno vypuštěním několika kosmických sond. K nim patřily například sovětské Vegy, které sice prolétly ve velké vzdálenosti kolem 9000 km, ale přes mnohé problémy byly schopny pořídit poměrně detailní snímky centrální části komy, které posloužily mimo jiné k navedení další slavné sondy Giotto k těsnému přiblížení k jádru na vzdálenost 596 km. Tato evropská sonda pořídila detailní snímky jádra a provedla měření, jejichž přesnost se, pokud jde o komety, podařilo překonat teprve o patnáct let později. Z dalších zajímavých projektů poloviny 80. let lze jmenovat ještě japonské sondy Sakigake a Suisei, které měly kromě Halleyovy komety zkoumat i další tělesa 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková, 21P/Giacobinni-Zinner a 55P/Tempel-Tuttle. Žádnou z těchto částí mise se nepodařilo splnit kvůli technickým problémům.

Na úspěchy sond vypuštěných v rámci IHW navázaly další projekty počátkem 21. století. Za velký úspěch moderních technologií lze považovat průlet experimentální sondy Deep Space 1 kolem jádra periodické komety 19P/Borrelly 22. září 2001. Neúspěchem – v důsledku exploze motoru při pokusu o navedení na meziplanetární dráhu 3. července 2002 – skončila ambiciózní mise CONTOUR ke kometám 73P/Schwassmann-Wachmann a 6P/d’Arrest. Velice zajímavým a v podstatě přelomovým experimentem byl sběr kometárního prachu z komety 81P/Wild v podání sondy Stardust v průběhu roku 2004. Další velký úspěch zaznamenala Deep Impact, když se jí podařilo 4. července 2005 zasáhnout jádro komety 9P/Tempel speciálně připraveným impaktním zařízením. Vzhledem k tomu, že některé aspekty celého dopadu nejsou úplně jasné ze získaných dat, bude ke kometě 9P/Tempel vyslána dosud plně funkční meziplanetární část mise Stardust. Velké naděje jsou vkládány také do probíhající evropské mise Rosetta, která v únoru 2004 odstartovala ke kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko, na které by v průběhu roku 2015 mělo přistát pouzdro, oddělené od mateřské sondy.

Zdroje a odkazy:

[1] Kleczek; J.; Velká encyklopedie astronomie, Academia, Praha 2002.
[2] Železný; V.; Návraty první dámy; Praha: Panorama, 1986.
[3] Deep Impact Mission's Small Telescope Science Program. Dostupné z: http://stsp.astro.umd.edu/.
[4] History of Space Exploration. Dostupné z: http://www.solarviews.com/eng/history.htm.