PHSP Pozorování a současný výzkum komet

Komety – kosmická tělesa:

Kometární jádra jsou tělesa sluneční soustavy, která řadíme k meziplanetární hmotě. Jedná se o 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 kolem 0,5 g/cm3. [1]

Obr. 1: Jádro komety 9P/Tempel po srážce s impaktorem kosmické mise Deep Impact v červenci roku 2005. [a]

Kometární aktivita:

Kometární aktivitou rozumíme aktivaci jádra během přibližování ke Slunci. Jakmile se kometa dostane blízko k naší hvězdě, zamrzlé plyny začnou sublimovat a uvolňovat prachová zrnka, vytváří se hlava – koma.
Každá sloučenina vázaná v jádře sublimuje při jiné teplotě, a tedy v jiné vzdálenosti od Slunce, což 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 srovnatelné s oběžnou dráhou Jupiteru – tedy 5 AU od Slunce.
Zajímavostí v tomto smyslu je pozorovaná kometární aktivita některých těles, která se nacházejí ve velkých vzdálenostech. Zatímco nízká aktivita kentaurů typu Chiron je vysvětlitelná sublimací oxidu uhličitého poblíž perihelia, mohutné projevy kometární aktivity u těles ve vzdálenostech kolem 10 AU lze vysvětlit jen obtížně. Pravděpodobně je třeba hledat vnější příčinu, například kolizi s jiným tělesem, která aktivovala rezervoáry sloučenin pod povrchem a umožnila prudký nástup kometární aktivity. Příkladem může být planetka 60 558 a dnes periodická kometa 174P/Echeclus, která měla po dobu několika měsíců na přelomu let 2005/06 vytvořenu vizuálně pozorovatelnou komu o průměru i několik úhlových minut, což znamená, že vytvořená obálka musela být rozsáhlým objektem o průměru kolem 5.105 km. Navíc se v ní objevily i jiné projevy typické pro komety blíže ke Slunci, jako je tvorba obloukových prachových struktur vlivem rotace tělesa a existence jetů.
Na druhé straně se však u komet ve vnitřní části sluneční soustavy podařilo vnější příčiny „outburstů“ prakticky vyloučit poté, co impaktní pouzdro mise Deep Impact [2] zasáhlo v červenci 2005 jádro komety 9P/Tempel. Výsledný efekt střetu na kometární aktivitu jádra byl pro pozemského pozorovatele zanedbatelný a vysvětlení náhlých zjasnění komet ve vnitřní sluneční soustavě bude nutné hledat jinde než u střetů s jinými tělesy (pravděpodobně jde o vliv slunečního záření a dynamických sil na křehké porézní jádro, které je díky své vnitřní struktuře náchylné k fragmentaci). [1]
 

Dráhy komet:

Většina komet obíhá kolem Slunce po eliptických drahách. Rozlišujeme dva typy periodických komet – krátkoperiodické, s oběžnou dobou do 200 let [1P/Halley, P/2005 K3 (McNaught)] a dlouhoperiodické, s periodami v řádu 1000 let a vyšším [C/1995 O1 (Hale-Bopp), C/2004 Q2 (Machholz)]. Toto dělení je však pouze formální, nakolik již dnes známe periodickou kometu s definitivním označením, jejíž perioda je mimo interval navržený pro krátkoperiodické vlasatice. Je jí kometa 153P/Ikeya-Zhang s periodou oběhu 367 let, která byla prokazatelně pozorována již při dvou návratech. S rozvojem metod výpočtů drah s uvážením i slabých rušivých vlivů bude v budoucnu nejspíše takových případů přibývat, a možná se dočkáme periodických komet s definitivním označením a oběžnými dobami i kolem 500 let.

Obr. 2: Srovnání kometárních drah s drahami vnějších planet a Pluta. [a]

Speciálně lze komety dále dělit podle typu drah – komety Jupiterovy rodiny (komety s drahami 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. [1]

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 v dnešním rozptýleném disku za drahou Neptunu a dále. Během historie sluneční soustavy je z vnějších oblastí vlivem gravitačních poruch 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). [1]

Obr. 3: Oortův oblak komet opět ve srovnání s drahami vnějších planet. [b]

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 ionizované úlomky původních molekul absorbují sluneční záření a opět jej emitují na specifických vlnových délkách a za druhé obsažené 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), a který je právě jedním z takových úlomků.

Obr. 4: Spektrum komety C/2001 Q4 (NEAT). Nejvyšší intenzita vyzařování je na vlnových délkách kolem 500 nm, kde září dvouatomový uhlík C2. [c]

Průměr 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 tak k tvorbě ohonů o délkách až 108 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). Zvláštním případem mohou být ohony tvořené specifickými sloučeninami (například sodíkový ohon komety Hale-Bopp). 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. Větší částice původně přítomné v těsném okolí komety se postupně rozprostřou podél celé dráhy, při průchodu Země takovou oblastí pozorujeme na noční obloze řadu takzvaných rojových meteorů, které zdánlivě vyletují z jednoho místa na obloze – radiantu. Mezi kometární roje patří například Perseidy (109P/Swift-Tuttle) nebo Leonidy (55P/Tempel-Tuttle). [1]

Obr. 5: Pro pozemského pozorovatele je kometa tvořena především komou a ohony, má však i vizuálně nepozorovatelné části.

Komety a historie:

Komety patří k tělesům, která byla v historii často zaznamenávána, neboť pozorování jasné komety bylo (a je) něčím výjimečným i pro astronomy, natož pro laika. 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 sporadicky a v popisné formě.

Obr. 6: Historický zákres komety nesoucí dnešní označení C/1861 J1. Její ohony zabíraly prakticky čtvrtinu oblohy mezi souhvězdími Velké Medvědice, Kasiopeje a Vozky. [d]

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 vede k tomu, že kometu lze pravidelně spatřit buď pouhým okem nebo jen malými přístroji. [3]

Obr. 7: Dráha komety 1P/Halley na simulaci v porovnání s drahami vnitřních planet. [e]

Pozorování komet:

Současné kresby komet umožňují pomocí větších i menších přístrojů (a jejich kombinace) zachytit detaily komy a ohonů v různých měřítcích a detailech mnohdy nedosažitelných kamerami. Je však třeba je brát spíše jako doplněk vizuální fotometrie.

Obr. 8: Zákresy komety C/1999 T1 (McNaught-Hartley) pořízené za účelem odhadu velikosti komy a pozičního úhlu ohonu.

Pro srovnání a měření jasností komet je v současnosti používána celá řada metod. Nejdostupnější je odhad jasnosti (vizuální fotometrie) na základě vizuálního pozorování, ke kterému je potřeba pouze dalekohled a dobrý katalog hvězd. Vizuální pozorování má dodnes jisté specifické postavení. Je totiž jediným pojítkem mezi historickými záznamy o kometách a současností. Lidské oko má zatím naprosto nenapodobitelné vlastnosti (především schopnost interpretovat nízký jas objektu svítícího na vlnových délkách blízkých zelené barvě), které pozorovateli umožňují dobře vnímat objekt, jakým je kometární koma.

Obr. 9: Porovnání spektrální citlivosti lidského oka (čárkovaně) se spektrálními obory V (tečkovaně) a Vt (plná čára), které jsou užívány při vizuálním odhadu jasnosti. [f]

Při odhadu jasnosti komet se využívá postupů známých u proměnných hvězd – nejčastěji metody Argelanderových stupňů. Postup je následující. V blízkém okolí komety vybereme minimálně čtyři hvězdy, jejichž jasnost je při zběžném pohledu podobná jako u vlasatice. Postupně srovnáváme jasnost jednotlivých hvězd s kometou a určujeme jejich vzájemný rozdíl v jasnosti. Nakonec přiřadíme hvězdám čísla podle následující Argelanderovy stupnice:

1. objekt X i Y se jeví stále stejně, není mezi nimi žádný rozdíl v jasnosti (X 0 Y nebo Y 0 X)
2. objekt X se jeví občas jasnější než Y (X 1 Y - jasnější objekt uvádíme vždy vlevo)
3. objekt X se jeví vždy jasnější než Y (X 2 Y)
4. objekt X se jeví na první pohled jasnější než Y (X 3 Y)
5. objekt X se jeví výrazně jasnější než Y (X 4 Y)

Výsledkem takto provedeného pozorování je takzvaný kompletní odhad (například K 2 v 3 D - hvězda K je o dva odhadní stupně jasnější než kometa a kometa je o tři stupně jasnější než hvězda D), který je základem pro zjištění výsledné jasnosti komety. Zpracovat takto provedené pozorování můžeme později, k tomu již potřebujeme pouze kvalitní katalog hvězd a případně software ke zpracování (které lze však provést i graficky s milimetrovým papírem, tužkou a pravítkem). Výše popsanou metodu je však třeba rozšířit o postupy, které umožní srovnat jas plošného nerovnoměrně zářícího objektu s bodovou hvězdou. [4], [5]

Teoreticky existují dva typy odhadů jasnosti komet – odhad jasnosti jádra označovaný m2 (v praxi je však nerealizovatelný, přístroje většinou neukážou samotné jádro, ale centrální kondenzaci komy, pouze velké profesionální dalekohledy mohou u komet ve velké vzdálenosti od Slunce pozorovat samotné jádro) a odhady celkové jasnosti komy m1. Pro dobrý odhad celkové jasnosti komy musí pozorovatel srovnávat její „průměrný“ povrchový jas s „průměrným“ povrchovým jasem mimoohniskového obrazu hvězd s předem známou jasností (ve vizuálním oboru). Nejčastěji používanými metodami jsou tyto:

Bobrovnikovova metoda – (kdy je okulár vysunut z ohniska natolik, aby kometa a srovnávací hvězdy měly podobnou velikost) – je nejjednodušší a nejlépe definována, vhodná pro komety s malou komou, naopak obtížně použitelná pro slabé a hodně difúzní komety, u velkých kom nastává problém s rozostřením na „podobnou“ velikost, kometa je totiž vždy větší;

Obr. 10: Bobrovnikova metoda odhadu jasnosti komety.

Sidgwickova metoda - (zapamatovaný, zaostřený obraz komety se porovnává s obrazy hvězd rozostřenými natolik, aby měly stejnou velikost, jako zaostřený obraz komety) – je vhodná pro slabé komety bez výrazné centrální kondenzace - nevýhodou je, že nevyhlazuje povrchový jas komy a pozorovatel musí sám odhadnout průměrný jas disku komety;

Beyerova metoda (okulár se postupně vysunuje z ohniska, až jsou kometa a srovnávací hvězdy rozostřeny natolik, že přestanou být viditelné) - praktické použití je obtížné, je citlivější na jas oblohy než Bobrovnikov a Sidgwick, její použití se dnes nedoporučuje;

Morissova metoda (kombinuje vlastnosti metody Bobrovnikovovy a Sidgwickovy, při odhadu je kometa rozostřena natolik, aby měla dostatečně rovnoměrný plošný jas, který srovnáváme s hvězdami rozostřenými na stejnou velikost, jakou měla rozostřená kometa) - vhodná je především pro velké komety se silnou centrální kondenzací a s poměrně difúzní vnější komou. [4], [5]

Obr. 11: Morissova metoda odhadu jasnosti komety.

Kromě již zmíněných byla v minulosti používána celá řada dalších postupů (srovnávání s galaxiemi, kulovými hvězdokupami, …). Dnes jsou však pro vizuální pozorování doporučeny a akceptovány zmíněné tři metody – Boborvnikov, Sidgwick a Moriss.

Vizuální pozorování je třeba provádět za dobrých atmosférických podmínek. Především je nutné eliminovat vliv světelného znečištění, tedy najít pozorovací stanoviště s temnou oblohou (čím jasnější je pozadí, tím větší část komy zaniká, dojde k podhodnocení její velikosti a následně k odhadu nízké jasnosti). Stejně se projeví vysoká oblačnost nebo opar.

Velmi výrazné jsou také přístrojové efekty. Platí pravidlo, že čím menší přístroj použijete, tím lépe (doporučovány jsou binary s širokým zorným polem či triedry). Většinou je dávána přednost přístrojům s průměrem kolem 50 mm, které jsou blízko používané standardní apertuře, na kterou jsou všechna ostatní pozorování korigována. To však platí především pro jasné komety - pro tělesa o jasnosti kolem 13 mag je použití zrcadlového dalekohledu o průměru objektivu 250 mm naprosto opodstatněné. Na druhé straně každý pozorovatel by měl (v případě, že se mu kometa zdá ve velkém přístroji jasnější než čekal) zkusit použít co nejmenší přístroj. Použitím velkého dalekohledu totiž můžete dojít k jasnosti i o dvě magnitudy nižší než třeba v případě binaru.

Obr. 12: Výsledky určování průměru komy různými přístroji se vzájemně mohou lišit i o desítky úhlových minut. [5]

Podstatný je pro výsledek vašeho snažení také výběr vhodných srovnávacích hvězd (nejlépe v těsném okolí komety), které by vzhledem k vlastnostem lidského zraku, a také komety, neměly být červené (jiné spektrální typy než G, K, M). Pro komety jasnější 7. magnitudy lze použít například okolí proměnných hvězd, katalog k Atlasu Coeli a pro komety jasnější 9. magnitudy SAO katalog. Další doporučené zdroje jasností a naopak katalogy, jímž je lépe se vyhnout, naleznete v [4]. Pokud jsou hvězdy jinde než kometa, měly by mít stejnou výšku nad obzorem jako ona, pokud by tomu tak nebylo, je potřeba uvažovat vliv extinkce, což dále komplikuje analýzu získaných výsledků.

Kromě samotné jasnosti se odhadují další vlastnosti pozorovaného objektu. Jednak je to průměr komy, který lze určit několika způsoby. Je-li k dispozici hodinový pohon a okulár s vláknovým křížem, měří se při vypnutém pohonu doba, za jakou přejde celá koma z jedné strany vlákna na druhou. Průměr komy je pak dán vztahem K= 0.25 T cos ð ['] , kde ð je deklinace komety. Postup nelze použít blízko pólu.
Jednodušší je metoda srovnávací, kdy známe vzájemné vzdálenosti dvojic hvězd v zorném poli a porovnáváme je s velikostí komy. Zde se dobře uplatní schopnost pozorovatele pořídit kvalitní zákres zorného pole s realisticky zachycenými rozměry komety. Podrobná analýza pak může probíhat dodatečně. I v případě průměru komy hraje výraznou úlohu kvalita pozorovacího stanoviště, a také přístrojové efekty (ve větších dalekohledech se koma zdá být menší). Odhad jasnosti a velikosti komy je třeba učinit stejným přístrojem.

Při odhadu vlastností komy je třeba určit takzvaný stupeň kondenzace (degree of condensation). Jeho hodnoty se označují na stupnici od 0 do 9, kde DC=0 značí zcela difúzní objekt (téměř rovnoměrně svítící disk) a DC=9 je kometa naopak stelárního vzhledu. Určení DC je v praxi poměrně obtížně řešitelný úkol. Odhad by však měl opět být učiněn stejným přístrojem jako v případě jasnosti a velikosti komy.

Obr.11: Různé stupně kondenzace kometární komy. [5]

Ne u všech komet je patrný také ohon; pokud ano, je třeba určit i jeho vlastnosti, především délku a poziční úhel PA (position angle, 0°=N, 90°=E). Nejčastěji se provádí srovnáním vzdáleností dvojic hvězd. Pro dlouhé ohony je třeba použít výpočet ze souřadnic podle vztahu
cos d = sin D sin ð + cos D cos ð cos (a – A), kde d je délka ohonu ve stupních, a je rektascenze komety, ð je deklinace komety, A je rektascenze a D deklinace konce ohonu. Pro odhad pozičního úhlu je pak nejefektivnější metodou opět zákres. Délka ohonu je stejně jako průměr komy výrazně závislá na kvalitě pozorovacích podmínek. [4], [5]
Je však potřeba si uvědomit, že dalece nejpodstatnější informací je údaj o jasnosti, případově vzhledu komy a je jim tedy třeba věnovat náležitou pozornost. Parametry ohonů jsou v tomto smyslu spíše doplňkovou informací.

Pozorování komet – publikace:

Získaná pozorování je třeba publikovat, a to v takových zdrojích, kde je alespoň jistá pravděpodobnost, že si jich všimnou profesionálové. Pozorování komet shromažďuje organizace ICQ (International Comet Quarterly) [6]. Pro zasílaná pozorování existuje v ICQ speciální formát, mající 80 sloupců, jehož kódování je třeba dodržet, aby výsledky byly přijaty k publikaci.

Na následující ukázce vizuálního pozorování zpracovaného pro publikaci v ICQ demonstrujeme jen základní stavbu kódování, která je podrobněji rozebrána v [7] a [8]. Prvních 11 sloupců (IIIYYYYMnL) obsahuje označení komety, následuje určení světového času pozorování (YYYY MM DD.DD), metoda odhadu (eM), odhadnutá jasnost komety (mm.m:), zdroj jasností srovnávacích hvězd (r), parametry a typ přístroje, případně zvětšení (AAA.ATF/xxxx), průměr komy a stupeň její kondenzace (/dd.ddnDC) a délka a poziční úhel ohonu (/t.ttmANG). Na úplný závěr jsou uvedeny informace, které se doplňují v ICQ a kód pozorovatele (ICQ XX*OBSxx).

Na základě vizuálních pozorování z celého světa je možné sestavit takzvanou světelnou křivku komety, která zachycuje vývoj jasnosti a případně také velikosti komy při průletu sluneční soustavou. Ve spojení s historickými výsledky je pak možné sledovat vývoj jasnosti komety v průběhu desetiletí a po dobu několika oběhů kolem Slunce. (V současnosti byla takto studována například kometa 73P/Schwassmann-Wachman, kde se na vizuálních světelných křivkách podařilo dokumentovat jednak krátkodobé procesy – náhlá zjasnění související se štěpením jádra – a také dlouhodobý trend poklesu jasnosti mimo zjasnění, související s vyčerpáváním této poměrně malé komety).

Obr. 12: Světelná křivka komety C/2006 A1 (Pojmansky) vytvořená na základě vizuálních pozorování. Pro FdS-Fachgruppe Kometen ji zpracoval A. Kammerer [g]. Světelné křivky komety 73P v průběhu několika posledních návratů, které dokumentují odlišné chování jádra. [h]

CCD fotometrie komet:

Rychle se rozvíjejícím oborem amatérské astronomie je CCD fotometrie. Se zvyšující se dostupností kvalitních CCD kamer roste i počet pozorovatelů, kteří se věnují fotometrii komet. CCD fotometrie však nejspíše úplně nenahradí vizuální pozorování, přestože je principielně přesnější. Důvodem jsou již zmíněné rozdíly ve vlastnostech senzorů oka a CCD kamer. Kamery však umožňují řadu dalších rozšíření pozorovacích programů. Jednak vizuální pozorování je prováděno v široké oblasti spektra, kterou vnímá lidské oko. Světlo přicházející do kamery lze jednoduše filtrovat a s použitím několika filtrů je možné získat fyzikálně přesnější představu o povaze procesů probíhajících v komě (lze sledovat množství prachu a s tím související nástupy zjasnění; barevná fotometrie umožňuje sledovat změny ve složení světla komy a tedy i průběh procesů na povrchu jádra; …).

Obr. 13: Program GAIA umožňuje provádět relativní fotometrii v kruhových aperturách. [i]

Existuje řada způsobů, jak provádět fotometrii komet. Základní členění však lze provést podle oboru spektra, který je při měření používán (nefiltrovaná; barevná B, V, R, I ; …). Řadu modifikací lze nalézt také ve způsobu kalibrace snímků. Jako příklad uveďme způsob fotometrie v oboru R, který v Čechách používá Kamil Hornoch, a který byl úspěšně odzkoušen také na Hvězdárně Vsetín. Spolu se snímky komet jsou během noci fotografována také kalibrační pole, obsahující hvězdy s přesně známou magnitudou (v našem případě v oboru R). Na základě analýzy jasnosti těchto hvězd v různé výšce nad obzorem je pro dané stanoviště nalezena aktuální hodnota extinkce, která dále slouží ke kalibraci zjištěné přístrojové jasnosti komety. Tím lze eliminovat nedostatky některých katalogů, kdy v zorném poli společně s kometou není hvězda, která by měla dostatečně přesně změřenou jasnost ve vámi zvoleném oboru.

Obr. 13 a 14: Snímek komety C/2001 Q4 (NEAT) a záběr kalibračního pole s hvězdou HD161817.

Z pořízených snímků však není určována jen jasnost, ale také průměr komy a vlastnosti ohonů. Na rozdíl od vizuálních pozorování CCD fotometrie nezná termín „stupeň kondenzace“. Tento nedostatek je eliminován sadou měření komety v různých průměrech měřících clon.
Publikace naměřených výsledků v ICQ podléhá podobným pravidlům jako vizuální pozorování. Získaná data lze použít jednak ke konstrukci světelných křivek komet, ale také například k odvozování některých fyzikálních charakteristik komy (množství obsaženého prachu atd.).

Obr. 15: Výsledek sledování komety C/2001 Q4 (NEAT) ze Vsetína. Světelná křivka zachycuje pro každé pozorování několik měření jasnosti v různých aperturách (kroužky). Proložená je vizuální světelná křivka podle Yoshidy.

Pro účely publikace CCD pozorování se v ICQ užívá rozšířené kódování o 120 sloupcích, které je modifikací kódu užívaného pro pozorování vizuální. Na následující ukázce CCD pozorování zpracovaného pro publikaci v ICQ opět demonstrujeme jen základní stavbu kódu, která je podrobněji rozebrána v [7] a [8]. Až do sloupce 43 jsou informace totožné, místo zvětšení (xxxx) je uváděna délka použité celkové expozice a opět následují parametry komy a ohonu bez DC. Další část kódu obsahuje informace o způsobu prováděných měření a parametry CCD kamety (InT APERTURcamchip SFW C ## u.uu xx.x PIXELSIZE). Informace o stupni kondenzace je nahrazena sadou několika měření téhož snímku v různých průměrech clon.

ICQ však není jedinou organizací, která data shromažďuje a využívá. Řada pozorovatelů funguje na bázi více-méně národních skupin s přesně definovaným programem, jehož výstupem nejsou jasnosti samotné, ale jiná fyzikální veličina. V tomto směru jsou zajímavé výsledky italské skupiny CARA (Comet Data Archive for Amateur Astronomers – http://cara.uai.it), která používá pozorování svých členů ke sledování veličiny Af[r], která v podstatě reprezentuje množství prachu obsaženého v komě. Rozsáhlá skupina pozorovatelů je sdružena také pod hlavičkou německé VdS (Vereinigung der Sternfreunde) – Fachgruppe Kometen (http://www.fg-kometen.de). Na základě jejich pozorování jsou zpracovávány čistě vizuální světelné křivky, které netrpí slučováním vizuálních a CCD pozorování. Pozorování lze také publikovat „předběžně“ na internetu. Poměrně prestižním místem pro předběžnou publikaci výsledků je samotná stránky ICQ (Recent comet magnitude estimates – http://cfa-www.harvard.edu/icq/CometMags.html). Další možností je v současnosti ne příliš často updateovaná stránka Charlese Morisse (The New Comet Observation Home Page – http://cometobservation.com/).

Spolupráce amatérů a profesionálů:

Samostatnou kapitolou v tomto směru je „přímá“ spolupráce amatérů s profesionály. Občas se vyskytují projekty, u kterých je zapojení pokud možno co největšího počtu poučených amatérů do pozorování vysloveně žádána.
Ze současnosti lze uvést dva příklady. Jednak pozorovací kampaň komety C/2001 Q4 (NEAT), která měla zdokumentovat vývoj její jasnosti v obdobích, kdy byl profesionálním týmem objednán pozorovací čas na rentgenovém satelitu. Účelem bylo hledání souvislostí případných variací jasnosti v obou těchto oborech.
Za druhé je třeba zmínit rozsáhlý projekt, doprovázející misi Deep Impact s názvem Small Instruments Science Program [10]. V očekávání grandiózních následků střetu jádra komety 9P/Tempel s impakturem bylo totiž třeba zajistit co největší časové a prostorové pokrytí doprovodných jevů. Šlo hlavně o to, zachytit případné krátkodobé projevy, na které nebudou schopni profesionálové sami zareagovat, či získat širokoúhlé záběry možných jetů a dalších struktur v komě a ohonech, které jsou jen stěží zaznamenatelné v přístrojích s malým zorným polem. Do projektu, který byl jen minimálně omezen (velikostí dalekohledu a jistým stupněm pokročilosti) se zapojilo velké množství pozorovatelů z celého světa. Vzhledem k tomu, že projevy doprovázející srážku byly spíše krátkodobé a z pohledu pozemského pozorovatele zanedbatelné, jsou výsledky STSP spíše diskutabilní.
Za nepřímou spolupráci lze považovat fakt, že komety nepatří z profesionálního hlediska k objektům, kterým je věnováno mnoho pozornosti. Tím je dána užitečnost každého amatérského pozorování. Při troše štěstí a trpělivosti totiž stále může průměrně vybavený amatér narazit na zjasnění kterékoliv komety dříve než někdo jiný a upozornit odbornou veřejnost na to, že se něco děje. Krásným příkladem je například nepravidelně zjasňující kometa 29P, která je profesionálně sledována prakticky pouze poté, co některý z amatérů upozorní na její zjasnění.

Další možnosti – astrometrie komet, digitální fotografie:

Doplňkovým programem může být také astrometrie komet. Máte-li k dispozici slušný dalekohled s ohniskovou vzdáleností 1 m a více na pevném stanovišti, není problém za pomocí vhodného software (například Astrometrica [11]) získat poměrně kvalitní poziční měření. Je sice pravda, že řada jasnějších těles je dnes doslova „přepozorována“, ale přesná měření se nikdy neztratí a lze je úspěšně publikovat v MPC [12].

Zvláštním význam pro sledování velkoškálových jevů (především délky ohonů) má také digitální fotografie komet. Většina dostupných CCD kamer má ve spojení s dalekohledy malá zorná pole a délky ohonů jasnějších komet (a někdy i velikost komy) je svými rozměry převyšují i řádově. Snímek temné oblohy digitální zrcadlovkou pak dokáže u jasných komet odhalit ohony nečekaných délek.

Komety a internet:

Nepostradatelnou pomůckou astronoma amatéra – pozorovatele komet – je v dnešní době samozřejmě internet. Na tomto místě bych rád upozornil na několik zajímavých stránek.
V České republice se o data do databáze ICQ stará Společnost pro MeziPlanetární Hmotu, která také koordinuje pozorování komet prostřednictvím měsíčníku Zpravodaj SMPH. V případě zájmu vám též poradí se zpracováním a kódováním vašich pozorování. Kontakty lze nalézt na domovské stránce SMPH (http://smph.astro.cz).
Dále je třeba zmínit stránky organizace ICQ (viz http://cfa-www.harvard.edu/icq/icq.html), kde je možné nalézt takřka vše podstatné (efemeridy komet, dráhy ke stažení do PC planetárií, aktuální odhady jasnosti, informace a návody, …).
Velmi užitečnou stránkou je též homepage Seiichi Yoshidy (www.aerith.net) s aktuálními informacemi o pozorovatelných tělesech.
Poslední web, na kterých bych rád upozornil, je stránka již zmíněné německé VdS – Fachgruppe Kometen (na adrese www.fg-kometen.de). Zde je možné se přihlásit do mailing listu [Comet-ml], kde se lze dozvědět řadu aktualit (objevy, zjasnění, …) takřka v reálném čase.

Výzkum komet kosmickými prostředky:

Na závěr si dovolím krátkou exkurzi do výzkumu těles kometárního typu kosmickými sondami. 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 nejslavnější periodické 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. Přes značné poškození v důsledku průletu hustými oblastmi komy navštívila ještě v roce 1992 další kometu 26P/Grigg-Skjellrup. 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. [13]
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 – pravděpodobně v důsledku exploze motoru při pokusu o navedení na meziplanetární dráhu 3. července 2002 – skončila fakticky dříve než začala 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 již zmíněná 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 po ročním odkladu odstartovala v únoru 2004 ke kometě 67P/Churyumov-Gerasimenko, na které by mělo přistát jí vypuštěné pouzdro v průběhu roku 2015. [13]
 

[1] Kleczek; J.; Velká encyklopedie astronomie, Academia, Praha 2002.
[2] Deep Impact Home Page. Dostupné z: http://deepimpact.jpl.nasa.gov.
[3] Železný; V.; Návraty první dámy; Praha: Panorama, 1986.
[4] Lehký; M.; Návod na pozorování komet… Dostupné z: http://astro.sci.muni.cz/lehky/navod.html
[5] Morris; Ch.; Kubíček; P.; Pravec; P.; Přehled vizuálních metod pozorování komet. Dostupné z: http://www.astro.zcu.cz/prog.komety/navod.html.
[6] The ICQ Comet Information Website. Dostupné z: http://cfa-www.harvard.edu/icq/icq.html.
[7] ICQ: Observation Format for Data Contributed via E-mail. Dostupné z:
http://cfa-www.harvard.edu/icq/ICQFormat.html.
[8] ICQ: Keys to Codes used in Tabulated Observation Format. Dostupné z: http://www.cfa.harvard.edu/icq/ICQKeys.html.
[9] Brief Introduction to Comet Photometry. Dostupné z: http://cfa-www.harvard.edu/icq/cometphot.html.
[10] Deep Impact Mission's Small Telescope Science Program. Dostupné z: http://deepimpact.umd.edu/stsp/.
[11] Raab; H.; Astrometrica Software Home Page. Dostupné z: http://www.astrometrica.at/
[12] IAU: Minor Planet Center. Dostupné z: http://www.cfa.harvard.edu/iau/mpc.html.
[13] History of Space Exploration. Dostupné z: http://www.solarviews.com/eng/history.htm.

[a] Deep Impact Image Galery. Dostupné z: http://deepimpact.jpl.nasa.gov/gallery/images.html.
[b] Comets – I. Dostupné z: http://www.physics.uc.edu/~sitko/AdvancedAstro/21-Comets-I/Comets-I.htm.
[c] Spectrum of comet 2001 Q4 (NEAT). Dostupné z: http://www.astrogeo.va.it/astronom/spettri/Q4en.htm.
[d] C/1861 J1 (Great Comet of 1861). Dostupné z: http://www.cometography.com/lcomets/1861j1.html.
[e] Near Earth Object Program; Orbit Diagrams. Dostupné z: http://neo.jpl.nasa.gov/orbits/.
[f] Some Remarks on the Use of HIPPARCOS… . Dostupné z: http://www.fg-kometen.de/helesyst.htm.
[g] Analysis of currently observed domete – C/2006 A1 (Pojmanski). Dostupné z:
http://www.fg-kometen.de/C2006A1/06a1eaus.htm.
[h] 73P/Schwassmann-Wachmann 3 – profile. Dostupné z: http://www.aerith.net/comet/catalog/0073P/index.html.

Další užitečné zdroje a zajímavé stránky:

[aa] Plavec; M.; Komety a meteory; Orbis, Praha 1957
[bb] Bouška; J.; Vanýsek; V.; Fyzika komet. Academia, 1967.

[cc] Lehký; M.; ASTROMETRY OF COMETS AND MINOR PLANETS. Dostupné z: http://astro.sci.muni.cz/lehky/astrometry.html.
[dd] Hornoch; K.; Stránka lelekovických astronomů; Dostupné z: http://astro.sci.muni.cz/lelek/.
[ee] Srba; J.; CCD fotometrie komet. Dostupné z: http://www.inext.cz/hvezdarna.vsetin/CCDweb/default.htm.

Jiří Srba