Popis komet

Stavba komet

• Jádro – pevná část komety v řádu kilometrů až desítek kilometrů, skládá se především ze suchého ledu, tuhého oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dalších zmrzlých plynů a prachu
• Koma – kulová obálka kolem jádra, složená především z různých nedisociovaných i disociovaných molekul, radikálů a iontů, např. OH^-, NH₂^-, CO, CO₂, NH₃, CH₄, CN, (CN)₂
• Ohon – obsahuje plyn a prachové částice; ohon směřuje směrem od Slunce (jiné pojmenování pro ohon se používá chvost nebo ocas)

Vznik komet

Kometární jádra pravděpodobně vznikají během gravitačního smršťování z ledových planetesimál na periférii soustavy. Potvrzuje to objev prachových disků kolem blízkých hvězd hlavní posloupnosti, učiněný družicí IRAS ve středním a dalekém infračerveném oboru spektra. Protoplanetární disk ve sluneční soustavě měl o řád vyšší hmotnost, než kolik činí současná celková hmotnost planet a komet. To znamená, že větší část původního materiálu již ze sluneční soustavy unikla. Kometární jádra vznikala kondenzací uhlíkatých a křemičitých látek na periférii systému planet. Na tuhé částečky namrzala voda. Průměrná hmotnost jader činí 10¹³ kg, hustota 50 % hustoty vody v pozemských podmínkách.

Změna vzhledu komet

Dokud jsou jádra daleko od Slunce, prakticky se nevyvíjejí. Situace se změní, když se jádro vlivem poruch dostane na dráhu do nitra sluneční soustavy. Kolem zmrzlého jádra se vytvoří prachová a plynná koma o průměru desítek až stovek tisíc km. Komy dosahují největších rozměrů obvykle ve vzdálenosti 1,4 AU od Slunce. Současně se vytváří vodíkové halo o průměru až 10 miliónů km a prachový i plazmový chvost. Chvosty mohou dosáhnout délky řádu sto milionů km. Hustota částic v komě dosahuje maximálně 10⁵ částic v krychlovém centimetru, tj. 10^-11 hustoty zemské atmosféry. V chvostu je maximálně 100 částic v krychlovém centimetru. Hmotnost komy činí nanejvýš 10⁹ kg, z toho plyn tvoří asi 1 %. Pro částice v chvostu menší než 10^-7 m převažuje tlak záření nad gravitací, takže právě tyto částice tvoří prachový chvost. Občas pozorované protichvosty jsou vždy z prachu. Plazmové chvosty odnáší od Slunce sluneční vítr, takže reagují na sluneční činnost.

Komety takto fakticky ztrácejí hmotu, např. Halleyova kometa ztrácí v okolí přísluní za sekundu asi 5 tun prachu a 15 tun plynu, za celý oblet pak asi 10¹² kg, tj. asi 0,5 % celkové hmotnosti. Odtud je patrné, že krátkoperiodické komety mají jen omezenou životnost řádu stovek tisíc let.

 

Aktivita jader ovšem silně klesá ve vzdálenosti přes 6 AU od Slunce, neboť v této vzdálenosti již vodní led přestává sublimovat. Nicméně běžně pozorujeme aktivitu jádra až do vzdálenosti 10 AU. Zde je asi hlavním příčinou uvolnění energie při přeměně amorfního ledu na krystalický.

Rozpady kometárních jader

O křehkosti kometárních jader svědčí poměrně časté případy, kdy se komety rozpadly na více částí obvykle brzo po průchodu perihelem. K rozpadu došlo i u komety Shoemaker-Levy 9, ovšem ne při průchodu perihelem. Kometa byla 8. července 1992 roztrhána slapovými silami Jupiteru při průletu ve vzdálenosti 91 000 km od centra planety, hluboko uvnitř Rocheova laloku.

Před rozpadem měla průměr asi 2 km. Úlomky, jež se v červenci 1994 postupně s Jupiterem srazily, měly rozměry menší než 1 km, rozhodně však šlo o kompaktní tělesa. K podobným srážkám komet s Jupiterem dochází jednou za 1000 let.

Optické vlastnosti komet

Kometární jádra patří mezi nejméně odrážející tělesa ve sluneční soustavě. Při svém průzkumu zjistila sonda Giotto, že jádro Halleyovy komety odráží 4 % dopadajícího světla. Sonda Deep Space 1 zjistila, že povrch komety 19P/Borrelly odráží jen 2,4 % na 3,0 % dopadajícího světla. Velmi malé procento odrazu dopadajícího světla je způsobeno tím, že povrch komet je tvořen tmavým materiálem, jako jsou např. organické sloučeniny.

Dráhy a rodiny komet

Nová nomenklatura, zavedená od roku 1995, rozlišuje komety písmeny:

• C - kometa s určenou drahou,
• P - kometa s dokázanou periodicitou (obvykle pod 200 let a jen zcela vzácně vyšší),
• X - kometa s neurčenou drahou,
• D - kometa, která zanikla (rozpadem nebo srážkou).

V zásadě však komety dělíme na

krátkoperiodické	- perioda menší než 200 let - zásobárna Kuiperův pás (~100 AU) - rovina dráhy svírá s ekliptikou malý úhel (do 20°)
dlouhoperiodické	- perioda větší než 200 let - zásobárna Oortův oblak (~10 000 AU) - úhel sklonu dráhy je libovolný

Zatím nebyly pozorovány žádné komety zřetelně interstelárního původu, ačkoliv by v principu měly přilétat tempem jedno těleso za 150 let.

 

Krátkoperiodické komety obíhají přibližně v rovině ekliptiky ve stejném směru jako planety. Jejich trajektorie se většinou nachází u vnějších planet, jako je např. Jupiter a Neptun. V případě, nachází-li se kometa v blízkosti hlavní oběžný dráhy nějaké planety, nazývá se jeho rodina. Planety svojí přitažlivou silou přichýlí dříve dlouhé komety do kratších drah. Jupiter je především největším zdrojem odchylek z důvodů, že je dvakrát hmotnější než všechny ostatní planety dohromady a zároveň je jednou z nejrychlejších obřích planet.

 

Encke kometa má oběžnou dráhu kratší než má Jupiter. Všechny komety, které mají oběžnou dráhu stejně krátkou, se nazývají komety Enckeho typu, které mají oběžné období kratší než 20 let a sklony 20° až 30°. Většina krátkoperiodických komet se nazývají Jupiterovi rodinné komety. Komety, které mají oběžnou dobu 20 až 200 let a sklony vyčnívající z 0° do 90°, se nazývají Halleyoho typu.

 

Mezi dlouhoperiodické komety patří jednorázové komety, které mají parabolické nebo hyperbolické oběžné dráhy. Všechny komety s parabolickými a mírně hyperbolickými oběžnými dráhami patří do sluneční soustavy a mají určité oběžné doby, obecné stovky tisíce, nebo miliony let.

 

Oortovo mračno komet - zásobárna jader dlouhoperiodických komet

Prvním astronomem, jenž seriózně uvažoval o vzdálené zásobárně kometárních jader na periférii sluneční soustavy, byl v r. 1932 E. Öpik. Potvrdil to ve své epochální práci z roku 1950 J. Oort, když podal zásadní důkaz, že prvotní komety k nám přilétají z kulového mračna komet o vnitřním poloměru 20 000 AU a dosahujícího do vzdálenosti až 100 000 AU od Slunce, na hranici jeho gravitační sféry vlivu (0,5 pc). Dnes se domníváme, že v tomto prostoru se nachází řádově bilion kometárních jader o úhrnné hmotnosti snad až stonásobek hmotnosti Země!

 

Oběžné doby jader činí milióny let a jejich povrchy jsou "ohřáty" na 20-50 K. Jádra zde však ale nevznikla, původně se nalézala v disku mezi drahami dnešního Uranu a Neptunu a do Oortova mračna se dostala vlivem poruch. Stejným způsobem také mračno opouštějí. Poruchy drah působí blízká setkání Slunce s okolními hvězdami, dále pak slapové působení okolních obřích molekulových mračen i centra Galaxie. Většina takto porušených komet směřuje po hyperbolách do mezihvězdného prostoru - jen vzácně se jádro dostane do vnitřních oblastí sluneční soustavy a tím se změní na nejprve dlouhoperiodickou a posléze většinou na krátkoperiodickou kometu.

Kuiperův pás - zásobárna jader krátkoperiodických komet

Další zásobárna kometárních jader se nalézá těsně za okrajem planetárního systému, tj. za dráhou planety Neptun. Na rozdíl od Oortova mračna však není tato spižírna kulově souměrná - spíše má tvar poměrně plochého pásu s vnitřním okrajem ve vzdálenosti 30 AU až 50AU od Slunce. Tvoří ji vlastně ledové "kometesimály" z období vzniku sluneční soustavy v úhrnném počtu řádu 100 bilionů o celkové hmotnosti asi 20 až 200 krát hmotnější než Země. Tato tělesa jsou přirozeně ze Země nepozorovatelná, ale dají se nepřímo odhalit právě z požadavku, aby přítok nových komet ke Slunci byl stálý.

 

Složení Kuiperova pásu

 

Kuiperův pás se skládá především z malých těles, nebo ze zbytků sluneční soustavy. Je složen z mražených těkavých látek, jako je např. led, metan, amoniak a voda. Teplota pásu je pouze asi 50 K, takže i sloučeniny, které by ve větší blízkosti Slunce byly v plynném stavu, zůstávají pevnými látkami. Samotné chemické složení Kuiperova pásu nelze snadno určit, z důvodu že se Země nachází ve velké vzdálenosti od pásu a především se jedná o malé velikosti. Astronomové vymysleli možnost, jak zjistit jednotlivé chemické složení na Kuiperovo pásu pomocí spektroskopie, která funguje na principu, že každý chemický prvek má svůj jedinečný spektroskopický podpis, takže za pomoci této analýzy světla mohou astronomové zjistit chemické složení povrchu, od něhož se odrazilo světlo.

 

Původ Kuiperova pásu

 

Přesný původ Kuiperova pásu a jeho komplexní struktura nejsou zatím zcela známé a astronomové vyčkávají na dokončení několika astronomických průzkumů.

 

Kuiperův pás je pravděpodobně sestaven z planetesimál, tj. fragmentů původního protoplanetárního disku kolem Slunce, kterému se nepodařilo splynout v planety. Zůstaly malými tělesy, z nichž ani ta největší nepřesahuje svým průměrem velikost 3000 km.

 

Simulace vlivu vnějších planet na vývoj Kuiperova pásu:

 a) Kuiperův pás před tím, než se planety Jupiter a Saturn dostaly do vzájemné dráhové rezonance 2:1.

 b) Rozptýlení těles Kuiperova pásu poté, co začal měnit svou oběžnou dráhu Neptun.

 c) Rozptýlená tělesa se dostávala do vlivu Jupiteru, který je vymrštil pryč.

 

Zobrazené planety: Jupiter (zelený kruh), Saturn (oranžový kruh), Uran (bledě modrý kruh) a Neptun (tmavě modrý kruh).

 

Moderní počítačové simulace ukazují, že Kuiperův pás byl během svého vývoje velmi silně ovlivněn Jupiterem a Neptunem, a rovněž naznačují, že ani Uran a Neptun nevznikly na svém současném místě za Saturnem, kde bylo v protoplanetárním disku na planety tohoto rozměru příliš málo hmoty. Všechny tři planety zřejmě vznikly blíže Jupiteru a během vývoje sluneční soustavy migrovaly do vzdálenějších oblastí. Později se oběžná dráha Saturnu změnila natolik, že se planeta dostala do přesné dráhové rezonance s Jupiterem 2 : 1. Gravitační vliv této rezonance nakonec narušil oběžné dráhy Uranu a Neptunu natolik, že se posunuly ještě dále, přičemž Neptun se již dostal do planetesimálního disku, který svou gravitací dočasně uvedl v chaos.

 

Struktura

 

Existenci Kuiperova pásu výrazně posílil objev transneptunských planetek, jež byly poprvé rozpoznány po pětiletém marném hledání v roce 1992 D. Jewittem a J. Luuovou. Dosud je objeveno několik set planetek s poloosami drah od 30 AU do 50 AU. Všeobecně jsou uznáváni oblasti ležící pouze mezi 39,5 AU až 48 AU. Na mezi 39,5 obíhají tělesa, která jsou v dráhové rezonanci s Neptunem 2 : 3 a na mezi 48 AU jsou tělesa v dráhové rezonanci 1 : 2. Kuiperův pás je poměrně silný, přičemž největší koncentrace těles je v rozmezí ± 10 stupňů od roviny ekliptiky, ovšem mnohá rozptýlená tělesa se nachází ještě i několikanásobně dále. Celkově svým tvarem připomíná spíše torus než pás. Jeho střední poloha je nakloněná k ekliptice o 1,86°.

 

Neptun má veliký vliv na strukturu Kuiperova pásu jeho orbitální rezonancí. Jeho gravitační síla destabilizuje oběžné dráhy všech objektů, které leží v některých oblastech. Pošle je do vnitřní sluneční soustavy, nebo ven do rozptýleného disku nebo mezihvězdného prostoru. To způsobuje, že Kuiperův pás obsahuje výrazné mezery v jeho současné rozloze, jako je např. Kirwoodova mezera v pásu asteroidů. Největší vliv má na objekty nacházející se v oblasti mezi 40 až 42 AU. Za předpokladu, že se v této oblasti nacházejí objekty, se museli přistěhovat nedávno.

 

Mezi 42 až 48 AU gravitační vliv Neptunu je zanedbatelný a objekty se mohou pohybovat na ustálených oběžných drahách. Daná oblast je hlavní Kuiperův pás a jeho členové tvoří zhruba dvě třetiny, které jsou pozorovatelné ve vesmíru k dnešnímu dni.