PETROVÁ K., DOSEDLOVÁ V.: KOMETY
KOMETY Kateřina Petrová, Vendula Dosedlová
4. D, Gymnázium Na Vítězné pláni 1160, 140 00, Praha 4, šk. rok 2005/2006
Abstrakt. Komety, oslnivě zářící krásky, které v lidech dokáží vyvolat úžas i strach. Lidstvo zajímaly odedávna, ale co jsou ve skutečnosti zač, ví málokdo. Jde o tělesa příležitostně navštěvující Slunce z nejvzdálenějších koutů vesmíru. Díky sluneční záři mohou být viditelné pouhým okem. Astronomy nenechávaly chladnými v minulosti, kdy neznali původ a záměr zářících, pohybujících se těles a s největší pravděpodobností nedají spát vědcům ani v budoucnosti. Protože s každou nově objevenou kometou s dráhou v blízkosti Země, budou muset doufat, že jejich výpočty zavrhnou riziko kolize se Zemí.
Struktura komety Komety jsou malá tělesa Sluneční soustavy, jež vytváří jádro, koma a ohon. Jejich složení je podobné jako u meteoritů či planetek, částečně je vyplněno i meziplanetární hmotou. Jádro je v podstatě vlastní tělo komety. Mívá značně nepravidelný tvar a v průměru měří několik kilometrů (cca 800 m až 50 km). Skládá se převážně z vodního ledu, zmrzlých plynů a hornin. Obsahuje též organické látky, což způsobuje jeho mimořádnou tmavost. Je velmi křehké a většinou není přímo pozorovatelné, protože je obklopeno komou. Koma se formuje v procesu přiblížení se komety ke Slunci. Díky vysoké teplotě začnou sublimovat látky z jádra a z těch následně vznikne koma. Její průměr je cca 105 až 106 km. Koma společně s jádrem komety tvoří tzv. hlavu komety. Tlak slunečního záření z částic, které se již neudrží v komě vytváří ohon komety. Ten se skládá z prachového a plazmového chvostu. Plazmový chvost tvoří plyny, má přímý a úzký tvar. Září většinou namodralou barvou (díky ionizaci). Prachový chvost při pohybu komety zůstává za jejím tělem, a proto je zahnutý. Délka ohonu je až 108 km. U komet, které neuvolňují dostatečné množství materiálu, se vůbec nemusí vytvořit. Ohon komety je velice řídký a jeho jas je jen zdánlivý. Kometa ohon vždy odvrací směrem od Slunce. Na částice ohonu působí totiž kromě gravitační síly Slunce také odpudivá síla jeho záření. Pro většinu částic převažuje právě působení odpudivé síly. Někdy může dojít k vzácné situaci, kdy hmotnější částice vytvářejí tzv. protichvost, neboli ohon směřující ke Slunci. Mezi části komet patří i vodíková koróna, které se též přezdívá vodíkové halo (pozn. ed.: viz článek Halové jevy). Produkuje ji velice řídká atmosféra z vodíků, které obklopují komu. Bývá několikrát větší než koma a není okem viditelná.
Jasnost komet Zajímavým jevem je u komety její jas. Jasnost komet je v přímo úměrné vzdálenosti komety od Slunce. Proto pokud je kometa ve velké vzdálenosti od Slunce, je téměř neviditelná. Začíná být pozorovatelná teprve při přiblížení se ke Slunci. V tu chvíli začnou sublimovat prchavé částice z jejího jádra, vytvoří komu a jsou schopny odrážet sluneční světlo na tmavé obloze. Jasnost komety však záleží hlavně na jejím složení a hmotnosti. Také platí, že komety dlouhoperiodické bývají jasnější, než komety krátkoperiodické. To je způsobeno tím, že komety krátkoperiodické již nemají na povrchu tolik těkavých látek.
56
PETROVÁ K., DOSEDLOVÁ V.: KOMETY
Dráhy komet Dráhy, jimiž komety putují vesmírem, se značně liší od drah planet či planetek. Komety mají totiž mnohem větší sklony k ekliptice a různorodost jejich drah vědci dělí na tři základní typy. • protáhlé elipsy u komet periodických (vracejí se ke Slunci v určité periodě) • paraboly • hyperboly Komety s parabolickou nebo hyperbolickou dráhou projdou přísluním pouze jednou. Zato periodické komety se k přísluní vrací, podle délky periody je rozlišujeme na dvě. Komety krátkoperiodické, jejichž perioda je kratší než 200 let. A komety dlouhoperiodické, jejichž perioda je delší než 200 let. Ty jsou, díky svému původu, typické pro svůj retrográdní oběh (obíhají proti směru pohybu planet). Podrobněji zastoupení jednotlivých typů komet přibližuje katalog B. G. Marsdena, ve kterém je 600 komet při 924 návratech v následující struktuře drah: • 40% komet na elipsovitých drahách, z toho: o 16% krátkoperiodických. o 24% dlouhoperiodických. • 49% komet je na parabolických drahách. • 11% kometárních drah jsou hyperboly.
Rodiny komet Komety se velmi často vyskytují ve skupinkách. Mají v nich stejný původ, a proto se nazývají rodinami. Mezi nejznámější a nejprozkoumanější rodiny patří dva „rodinné klany“. Jupiterova rodina komet byla vytvořena působením Jupiterova gravitačního pole. Působením se značně zkrátila perioda přiblížené komety, a tak se z komety dlouhoperiodické stala krátkoperiodická o periodě kolem deseti let. Jupiter působí na komety jako „magnet“, je tím známý a jeho rodina je poměrně rozsáhlá. Známe hned několik desítek rodinných příslušníků. Nejznámějším je jednoznačně Shoemaker-Levy 9, u které byla roku 1994 pozorována kolize s Jupiterem. Podobně jako Jupiter samozřejmě mohou na komety působit i jiné planety. Dokonce i Slunce. Do jeho blízkosti se přibližují komety Kreutzovy rodiny komet. Jedná se pravděpodobně o potomky jedné velké komety, která se kdysi rozštěpila na mnoho menších komet. Při velkém přiblížení ke Slunci tyto komety často zanikají nebo se dělí. Patří mezi dlouhoperiodické komety a průměr jejich jádra bývá velmi malý. Tato rodina komet v dřívějších dobách nebyla příliš známá, protože podmínky pro její pozorování v blízkosti slunečního kotouče nejsou příliš dobré, a tak mnoho komet Kreutzovy rodiny objevila a objevuje sonda SOHO, která je určena pro zkoumání Slunce.
Teorie vzniku komet Původ komet je spojován s prvotní látkou, ze které vznikala Sluneční soustava. Výzkum komet je tedy klíčový pro zjištění pravdy o historii a vzniku sluneční soustavy. Vědci vymysleli mnoho nadějných teorií, které však po čase selhaly. Stejně tak jim „udělala čáru přes rozpočet“ kometa Wild 2.
57
PETROVÁ K., DOSEDLOVÁ V.: KOMETY
Ve vzorcích nachytaných sondou Stardust byla nalezena částice olivínu, pro jejíž vznik je zapotřebí teplota asi 1100 °C. Tudíž vznik komet byl složitější, než se dle dosavadních teorií předpokládalo. Avšak část vědců se domnívá, že původní teorie je správná a olivín se na kometu Wild 2 dostal dodatečně po jejím vzniku [1]. Teorii o velké kulové slupce obalující Sluneční soustavu tvořenou kometárními jádry poprvé srozumitelně rozvinul význačný holandský astronom Jan Oort a van Woerkom. Tato skrytá zásobárna komet se na Oortovu počest nazývá Oortův oblak. Něco takového tušili i astronomové předtím, např. Laplace. Věděli, že komety ze Sluneční soustavy pomalu mizí, což znamenalo, že buď musejí skrytě vznikat nebo musejí být odněkud neustále doplňovány. Ale odkud? Na to přišel až Oort. Komety jsou ukryty v Oortově mračně. Svět kometárních jader se nachází od Slunce na třetinu cesty k nejbližší hvězdě. V Oortově mračně je skryto ještě asi bilion kometárních jader, které díky gravitačnímu působení okolních hvězd pomalu prosakují až do vnitřních oblastí Sluneční soustavy. Z Oortova mračna pocházejí dlouhoperiodické komety. Oortovo mračno bylo pravděpodobně původně ploché, kulového tvaru nabylo až díky gravitačním poruchám způsobenými blízkými průchody hvězd. Další mnohem menší, avšak bližší zásobárnou komet je Kuipierův pás. Zde se nacházejí komety, planetky a dokonce i tělesa smíšená (tzv. kentauři). Kuipierův pás se nalézá za Neptunem a pochází odtud nové krátkoperiodické komety, které nemají velký sklon k ekliptice.
Zánik komet Jednou možností zániku komety je její rozpad. Kometa se může rozdělit na více částí a rozpadnout se. Může se to stát vlivem slapového působení, když se kometa přiblíží do velké blízkosti např. ke Slunci nebo Jupiteru. Další příčinou jsou neslapové síly jako rotace jádra. Štěpení jádra je u komet vcelku častý jev. První kometou, u které bylo pozorováno rozštěpení jádra, byla Bielova kometa [2]. Jinou možností je vyhasnutí. Při přiblížení ke Slunci kometa ztrácí látky, jež mohou sublimovat. Kvůli tomu je při každém návratu méně aktivní. Zejména krátkoperiodické komety se častěji přibližují ke Slunci, proto je jejich aktivita vždy velice slabá. Pokud kometa přestane být aktivní úplně, obvykle ji nelze rozeznat od planetky, nazýváme ji vyhasnutou kometou. Příkladem může být planetka Phaeton. Nejeví žádné stopy po kometární aktivitě, ale její dráha dobře souhlasí s drahou meteorického roje Geminid. Členové Kreutzovy rodiny komet se ke Slunci velmi těsně přibližují, proto u nich velmi často dochází k vysokému odpařování a pokud jsou ve velké blízkosti od Slunce, mohou se zcela vypařit. Poslední možností zániku komety je kolize s jiným tělesem. Často dochází ke srážce s planetkou nebo jinou kometou.
Známé komety Doposud bylo objeveno a popsáno bezmála 1000 komet při přibližně 1500 návratech. Zhruba 200 z nich patří mezi krátkoperiodické s periodou menší než 200 let a 300 komet má dlouhoperiodickou dráhu, kterou astronauti přesně vypočítali a určili. My se budeme věnovat jen těm skutečně zajímavými a (alespoň částečně) probádanými. Halleyova kometa O Halleyově kometě ví něco málo snad každý, především díky Edmondu Halleymu, jenž u ní zjistil periodický návrat a předpověděl její další zjevení v roce 1759.
58
PETROVÁ K., DOSEDLOVÁ V.: KOMETY
Když se Hallyova předpověď naplnila, vypukla v astronomii menší revoluce a právem se kometa začala pyšnit jeho jménem. Byla pozorována při každém svým návratu, a to její popularitu mnohokrát zvýšilo. Při jejím posledním návratu v roce 1986 k ní bylo vysláno pět sond. Byly to ruské sondy Vega 1, Vega 2, západoevropské Giotto a japonské Sakigake a Suisei. Giotto se k Halleyově kometě dostalo nejblíže. A tak bylo vůbec poprvé zblízka pozorováno jádro komety. U Halleyovy komety má rozměry 16 × 7 × 8 km. Pokaždé, když Halleyova kometa prolétává okolo Slunce, ztratí asi 1 m vysokou povrchovou vrstvu, což je jinak řečeno asi 600 tun materiálu. Tabulka průletů Halleyovy komety byla vytvořená na přelomu sedmnáctého a osmnáctého století, ukazuje, že další přelet bude v červenci 2061. 32 průletů Halleyovy komety. 30. 3. 239 př. n.l.
16. 2. 374
9. 9. 989
27. 10. 1607
5. 10. 163 př. n.l.
24. 6. 451
23. 3. 1066
15. 9. 1682
2. 8. 86 př. n.l.
25. 9. 530
22. 4. 1145
13. 3. 1759
5. 10. 11 př. n.l.
13. 3. 607
1. 10. 1222
16. 11. 1835
26. 1. 66
28. 9. 684
23. 10. 1301
20. 4. 1910
20. 3. 141
22. 5. 760
9. 11. 1378
9. 2. 1986
17. 5. 218
27. 2. 837
9. 6. 1456
28. 7. 2061
20. 4. 295
9. 7. 912
25. 8. 1531
27. 3. 2134
Hale-Boppova kometa Tato kometa byla jedna z nejjasnějších komet minulého století. Objevili jí 23. července 1995 astronomové Allan Hale a Tom Bopp poblíž kulové hvězdokupy M 70. Později ji nalezl ještě Robert McNaughty na snímku z dubna 1993. Tehdy byla ve vzdálenosti 7 AU od Slunce s osmnácti-půltou magnitudou. Tím se astronomům usnadnil výpočet její dráhy. Kometa Hale-Bopp prošla přísluním 1. dubna 1997. Její jádro mělo rozměr cca 50 km a vykazovalo mimořádnou aktivitu. Jedná se o dlouhoperiodickou kometu s periodou 3800 let. Již při objevu bylo zřejmé, že Hale-Bopp bude jedna z nejjasnějších komet století, což se jen potvrdilo. I když byla kometa ve velké vzdálenosti od Slunce (nejblíže 140 milionů km), i v roce 1998 na její pozorování (v té době byla Hale-Bopp již viditelná pouze na jižní polokouli) stačil pouhý triedr. Bylo na ní možné pozorovat zakřivený prachový a o něco delší plazmový chvost, od poloviny prosince 1997 do poloviny ledna 1998 i nevýrazný protichvost, ale také vzácný neviditelný chvost z čistého sodíku. Namísto pěkné podívané ovšem přinesla některým lidem i strach a obavy. Někteří tvrdili, že na fotografiích viděli vesmírnou loď, která je chtěla odvést pryč ze Země. Jiní byli přesvědčeni, že se kometa nezadržitelně řítila k Zemi a její plyny z ohonu měli otrávit či zahubit celé lidstvo. Tato poplašná zpráva vyvolala paniku, na které značně vydělali pojišťovací agenti.
59
PETROVÁ K., DOSEDLOVÁ V.: KOMETY
Hyakutakeova kometa Jejím objevitelem je Japonec Jodži Hyakutake. V době objevu měla kometa 11 magnitud. Pohybuje se proti pohybu planet a její dráha má vysoký sklon vůči ekliptice. Přísluním prošla 1. května 1996, když byla od Slunce vzdálená 35 milionů km. K Zemi byla nejblíže 25. března 1996 (15 mil. km). Přiblížení k Zemi změnilo její periodu z 7700 let na 14 300 let. Kometa vynikala délkou chvostu – znamenala nový rekord – 100°. Největším překvapením astronomům zajistili výsledky družice ROSAT 27, která objevila měkké záření. Zářící oblast měla tvar srpku, který byl posunut o 30 000 km od jádra směrem ke Slunci. Rentgenové záření bylo později zjištěno i u jiných komet, včetně komety Hale-Bopp. Přesný mechanismus vzniku neznáme, ale je to pravděpodobně způsobeno slunečním větrem působícím na plyny v komě za teploty okolo 0°C. Kometa Hyakutake se dostala do širokého podvědomí veřejnosti. Ovšem ještě tentýž rok ji zastínila jasnější kometa Hale-Bopp. Kometa Shoemaker-Levy 9 Kometa Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2) byla objevena téměř zároveň manžely Shoemakerovy a Davidem Levy v roce 1993. Shoemaker-Levy 9 je nejznámější kometou z Jupiterovy rodiny komet, protože v roce 1994 způsobila zatím jedinou pozorovanou srážku komety s planetou. Srážka s Jupiterem probíhala tak, že nejprve se kometa pod vlivem gravitace stále přibližovala k Jupiteru, až ji roztrhalo jeho silné slapové působení na 21, ze Země viditelných, a mnoho dalších kusů. Tyto kusy se nadále projevovaly jako malé komety. Při srážce zaznamenala sonda Galileo záblesky okolo 4 % jasnosti celého Jupiteru. Po ní byly na Jupiteru vidět tmavé skvrny, přičemž délka trvání jejich viditelnosti na Jupiteru byla až několik měsíců. Westova kometa Při fotografování Schmidtovou komorou na jihoevropské observatoři La Silla v Chille se na dvou fotografiích v souhvězdí Mikroskop z jižní oblohy našla tehdy ještě nejasná kometa (14,5 mag). Nalezl ji tam 5. listopadu 1975 Richard West. V Periheliu (25. února 1976) měla jasnost −3 mag. Po Periheliu kometa pozbývala jasnosti, ale najednou se s rozpadem jádra na dvě (později i na čtyři) části zjasnila o asi 2 magnitudy. Její největší úhlová velikost byla 30°. Kometa West byla jednou z nejjasnějších komet minulého století. Kometa Ikeya-Seki Byla objevena 18. září 1965 astronomy-amatéry Kaorem Ikeyem a Tsutomem Sekim. Patří do Kreutzovy rodiny komet, nejblíže k Slunce byla 21. října roku 1965 – pouhých 0,008 AU. V této době procházela koronou Slunce. Zde byla vystavena vysokým teplotám a slapovému působení Slunce, takže se okolo 26. října 1965 kometa rozpadla na dvě části. Ty byly viditelné až do konce roku. Její největší jasnost byla −10,5 magnitudy a ohon byl asi čtyřicetistupňový.
60
PETROVÁ K., DOSEDLOVÁ V.: KOMETY
Enckeova kometa Kometa s nejkratší dráhou ze všech popsaných komet byla pozorována Francouzem P. Méchainem v letech 1786, 1795, 1808, 1818. Jméno, ale získala po německém astronomovi J. Enckem, jenž při jejím pozdějším návratu vypočítal, že je to Méchinem popsaná kometa.
Slovo závěrem Téma komet zaujalo i řadu významných literátů, například český básník nositel Nobelovy ceny za literaturu v roce 1984 Jaroslav Seifert oslavuje ve své básni z roku 1967 známou Halleyovu kometu. Jaroslav Seifert: Halleyova kometa Neviděl jsem v té chvilce nic, jen samá cizí záda, ale hlavy pod klobouky prudce se pohnuly. Ulice byla plná. Byl bych se vydrápal nejraděj po prstech na holou zeď, jako to zkoušejí pijáci éteru, ale vtom se chopila mé ruky ženská ruka, udělal jsem pár kroků a přede mnou se otevřely propasti, kterým se říká nebe. Věže katedrály dole na obzoru byly jako vystřižené z matného staniolu, ale vysoko nad nimi se potápěly hvězdy.
Támhle je! Už ji vidíš? Ano, vidím! V chomáčcích jisker, které nehasly, hvězda se nenávratně ztrácela. Byla sladká, jarní noc po půli května, vlahý vzduch se vzedmul vůněmi a já ho vdechoval i s prachem hvězd. Když jednou v létě jsem si přivoněl - tehdy jen pokradmu k vysokým liliím - prodávali je u nás na trhu v kuchyňské konvi kdekdo se mi pak smál na tváři také měl jsem zlatý pyl.
Literatura [1] Tichý M.: Jak na formování komet? - http://www.komety.cz/article.php3?sid=154 (ke dni 23. 3. 2006) [2] Sekanina Z.: Štěpení a rozpad kometárních jader-http://www.komety.cz/article.php3?sid=83 (ke dni 26. 3. 2006) • SAGAN, Carl – DRUYANOVÁ, Ann. Tajemní poslové z hvězd – Komety. 1. vydání. Praha: Eminent, 1998 • PŘÍHODA, Pavel. Průvodce astronomií. 1. vydání. Praha: Hvězdárna a planetárium hlavního města Prahy, 2000 • BOUŠKA, Jiří – VANÝSEK, Vladimír. Fyzika komet. 1. vydání. Praha: Academia, 1967 • RÜKL, Antonín. Obrazy z hlubin vesmíru. 1. vydání. Praha: Artia, 1988 • HLAD, Oldřich – PAVLOUSEK, Jaroslav. Přehled astronomie. 2. vydání. Praha: SNTL, 1990 • DUŠEK, Jiří – GRYGAR, Jiří – POKORNÝ, Zdeněk. Fotografický atlas – Náš vesmír. 1. vydání. Praha: Aventinum, 2000 61
