Komety

Komety, respektive kometární jádra, jsou malá tělesa. Jedná se zřejmě o pozůstatky materiálu z doby, kdy se vytvářela Sluneční soustava. Na rozdíl od mnoha jiných těles neprošly chemickou či strukturní přeměnou. Komety se pohybují buď po protáhlých eliptických drahách nebo po drahách blížících se parabole či hyperbole. Pokud jsou na eliptické dráze, jedná se o periodické komety, přibližující se opakovaně ke Slunci s periodou v rozmezí jednotek let až desítek tisíců let podle toho zda je kometa krátkoperiodická (perioda oběhu do 200 let) nebo dlouhoperiodická (nad 200 let). Komety na ostatních drahách jsou neperiodické a vícekrát se ke Slunci nevrací. Nachází-li se kometa ve velké vzdálenosti od Slunce, je neaktivní. Lehce bychom ji zaměnili s asteroidem, neboť se skládá pouze z neaktivního chladného jádra. Nemá proto žádnou komu, chvost a neuniká z ní žádný materiál. V největší vzdálenosti má i minimální rychlost. Jakmile se však začne přibližovat, dochází k nárůstu rychlosti, jádro se začne ohřívat a aktivovat, dochází k odpařování části materiálu z jádra. Jádro je porézní slepenec obsahující dutiny, tvořený zmrzlou vodou a oxidem uhličitým, prachovými částicemi a v malé míře i dalšími látkami (včetně organických sloučenin). Během existence komety může dojít např. k postupnému rozpadu – fragmentaci jádra. Při velkém přiblížení narůstá teplota a mohutní výtrysky plynů a prachu. Okolo jádra se vytvoří hlava komety, což je kulovitý plynný obal o průměru stovek tisíc km. Vytváří se také chvost, který se prodlužuje a natáčí směrem od Slunce. Délka kometárních chvostů může dosáhnout mnoha miliónů kilometrů. Tvar a struktura chvostů bývá různá.

Porovnání velikosti jádra komety 67P/Churyumov – Gerasimenko s městem.

Některé chvosty jsou přímé, jiné stočené či vějířovité. Některé komety mají chvosty dva. Jeden je tvořen prachovými, druhý plynnými částicemi. Ve výjimečných případech má kometa i protichvost. Při největším přiblížení je rychlost komety maximální a jádro nejvíce aktivní. Každou sekundu z něj unikají desítky tun materiálu. Celou kometu obklopuje vodíková koróna, která je vizuálně nepozorovatelná, ale rozměrově je větší než Slunce. Životnost krátkoperiodických komet je odhadována asi na 1000 oběhů. U komet dlouhoperiodických je možné, že si materiál průběžně doplňují z okolního prostoru (pouze u velmi dlouhých period). Mladé komety mívají výraznější aktivitu. Větší zásoby plynů mají vliv na bohatší komu i chvost. Zásobárnou komet je Oortův oblak, což je kulovitá struktura ve vzdálenosti přibližně okolo 50 0000 AU, odkud k nám většina komet přilétá. Svědčí o tom i různé sklony jejich drah. Viditelnost komet je ovlivněna mnoha faktory. Záleží na tom, jaké je vzájemné geometrické postavení komety a Země, jaká je vzdálenost od Země, jaká je úhlová vzdálenost od Slunce, odkud je kometa pozorována, jak je vysoko nad obzorem, zda se jedná o nové těleso nebo naopak opakovaný návrat tělesa, jakou má kometa jasnost apod. Komety jsou také jedním z cílů průzkumu kosmických sond. Ty komety fotografovaly jak z dálky, tak i zblízka. Snímky odhalily celou řadu zajímavostí jako je rotace a fragmentace jádra, jeho výtrysky, struktury chvostů atd. Některé sondy odebraly i vzorky prachových částic. Studium komet má zajistit znalosti o těchto tělesech, která mohou být nejen krásná a zajímavá, ale jak se ukazuje i nebezpečná. V roce 1994 byla zaznamenána srážka komety s planetou Jupiter, v roce 2010 došlo k další kolizní události s Jupiterem a díky kosmické technice víme i o dopadech komet (např. komety Kreutzerovy skupiny) na Slunce. Je proto jisté, že jejich výzkum bude pokračovat nejen zde na Zemi pomocí dalekohledů, ale i pomocí průzkumných kosmických sond.

Oortův oblak je sice pozorováními zatím neprokázaný, tudíž hypotetický, útvar, ale jeho existenci berou astronomové vážně. Oortův oblak představuje oblast, ze které přicházejí do vnitřních částí Sluneční soustavy dlouhoperiodické komety a komety, které kolem Slunce proletí jednou a pokračují ven do mezihvězdného prostoru. A ty se pozorují…

I když. Možná že prvním pozorovaným objektem Oortova oblaku je planetka Sedna. Byla objevena teprve nedávno daleko za dráhou planety Neptun. Má silně excentrickou dráhu. Perihélium leží ve vzdálenosti 76 AU a afélium ve vzdálenosti asi 1 000 AU. Doba oběhu kolem Slunce činí asi 10 500 let. Potíž je v tom, že někteří astronomové Sednu řadí ještě do rozptýleného disku Kuiperova pásu a jiní již do tzv. vnitřního Oortova oblaku… Existenci Oortova oblaku předpověděl již roku 1932 Ernst Öpik (1893 – 1985) a v roce 1950 Jan Hendrik Oort (1900 – 1992), který svou hypotézu publikoval. Proto je Oortův oblak někdy nazýván také Öpik – Oortův oblak. Jeho vnější hranice leží asi 100 000 astronomických jednotek od Slunce, což je asi jedna třetina vzdálenosti k nejbližší hvězdě (vyjma Slunce) Proximě Centauri. Hranice Oortova oblaku tak leží daleko za hranicemi tzv. heliosféry (asi 120 AU) – oblasti, kde se sluneční vítr sráží s mezihvězdnou hmotou. Největší koncentrace hmoty má být ve vzdálenosti okolo 50 000 AU. To je asi 1 000× více než kolik činí vzdálenost Kuiperova pásu…

Vzhledem k tomu, že ještě v 80. letech 20. století jsme neměli tušení o existenci mnohem bližšího Kuiperova pásu, považuji dnešní popisy struktury a dynamiky Oortova oblaku za předčasné. O existenci této ledová zásobárny nemůže být pochyb, neboť podobný útvar již byl pozorován u cizí hvězdy.

Oortův oblak musí být skutečně nehostinné místo. Teplota zde klesá téměř k absolutní nule, Slunce se z něj musí jevit jako hvězda jasnosti okolo -3^m. Což je méně, než kolik činí jas Venuše v plném lesku na pozemské obloze. Svítivost Slunce je v Oortově oblaku tedy velice nízká. Jednotka plochy dostává od Slunce asi 2 × 10⁹ méně energie než jednotka plochy na Zemi.

Odkaduje se, že v Oortově oblaku, jenž kolem Sluneční soustavy vytváří sférickou slupku, se nachází až jeden bilión komet (10¹²). Tedy tisíc miliard. Ohromující číslo. Komety by měly uchovávat primordiální, nepřetvořený materiál z protohvězdného oblaku, ze kterého se zformovalo naše Slunce. A celá Sluneční soustava. Tento přebytečný materiál byl až na samotnou periférii Sluneční soustavy pravděpodobně vymeten slunečním větrem a gravitačním působením velkých planet. Druhá část byla navedena na kolizní dráhy v době tzv. těžkého bombardování Sluneční soustavy před asi 4,1 až 3,9 miliardami let. Tedy v období, kdy vznikaly např. na povrchu Měsíce měsíční moře či velké dopadové pánve na Marsu, Merkuru aj. planetách, trpasličích planetách a měsících.

Jaké komety můžeme vyhlížet právě teď a kde je najdeme? A jak komety pozorovat ?