Kométy

Obsah Kométy (história) Čo sú kométy ? Odkiaľ prichádzajú Nomenklatúra Typy komét Absolútna jasnosť Množstvo prchavých látok v jadre Relatívna jasnosť Zánik Možnosti zániku komét Zrážka s joviálnou planétou Zrážka s terestrickou planétou, mesiacom, asteroidom… Rozpad jadra vplyvom slapových síl Vyčerpanie prchavých látok Vysvetlivky Zdroje komét Kentaury Orbitálna rezonancia Oortov oblak – Vznik a formovanie Štruktúra

Kométy (história) Spolu so zatmením Slnka a Mesiaca sú kométy najviac obdivovaný zjavom na oblohe. V stredoveku boli považované za zlú predzvesť. Podstata komét zostávala dlho skrytá, až do 16. Storočia prevládal názor starovekých chaldejcov, že kométy sú iba obrovské víry v atmosfére. Po roku 1577 pozoroval dánsky hvezdár Tycho de Brahe kométu a zistil, že nemá merateľnú paralaxu E , tak že musela byť ďalej ako Mesiac. Tak potvrdil pozorovania Regiomontana z roku 1472, ktorý sa dopracoval k podobnému výsledku.   Vlastné teleso kométy sa nazýva jadro. Je zmesou ľadu, zmrznutých plynov, silikátových a metalických častíc. Je to zbytok materialu, ktorý sa nespotreboval pri utváraní Slnka. Väčšina z nich sa zrazili s inou a vytvorili planéty.

Čo sú kométy ? Kométy sú malé telesá Slnečnej sústavy obiehajúce okolo Slnka po pretiahnutej elipsovitej, parabolickej alebo hyperbolickej dráhe. Pojem kométa zahŕňa okrem jadra aj plynno–prachový obal (kómu) a jeho deformáciu (chvost).   Úplne vyvinutá kométa sa skladá z hlavy a chvosta. Hlavu ďalej tvorí jadro a kóma. Všetky časti sú navyše obalené do slabej vodíkovej koróny. Pre pozorovateľa je spravidla viditeľná len kóma a chvost. Jadro zostáva zahalené v kóme. Kométy menia výrazne svoj vzhľad, keď sa priblížia k Slnku na 6 až 3 AU (v závislosti od zloženia a aktivity jadra). Pôsobením slnečného tepla a vetra sa z jadra začína uvoľňovať hmota vo forme rozmrznutých ľadov, plynov a meteorického materiálu.

Odkiaľ prichádzajú   Kométy prichádzajú do vnútornej Slnečnej sústavy z jej okrajových častí. Podľa výpočtov z dráh sa aféliá niektorých komét pohybujú rádovo v desiatkach tisíc AU. Predpokladáme, že počínajúc dráhou Urána až na polceste k najbližším hviezdam existuje v Slnečnej sústave niekoľko diskových a sférických útvarov. Takýmito útvarmi sú Kuiperov pás a Oortov oblak. [viac v kapitole Zdroje komét] Tieto „zásobárne komét“ sú pozostatkami primordiálnej hmoty, ktorá je odpadovým materiálom z tvorby Slnečnej sústavy. Pri štúdiu komét máme teda jedinečnú príležitosť skúmať látku, z ktorej sa zrodila Slnečná sústava, a tak pochopiť proces jej vzniku a evolúcie. Nomenklatúra Podľa súčasnej nomenklatúry z roku 1994 sa kométy pomenovávajú vo formáte:

[typ]/[rok objavu] [písmeno][poradie v polovici mesiaca] [meno objaviteľa] Typ - C, P, X, D, A rok objavu- napr. 1998 Písmeno : určuje poradie objavu kométy v roku v krokoch po polovici mesiaca, napr. písmeno C je priradené prvej polovici februára poradie v polovici mesiaca- meno objaviteľa (ak je viac nezávislých objaviteľov, ich mená sú oddelené spojovníkom)   Napríklad kométa C/2003 A2 Gleason je kométa s určenou dráhou, objavená jedným pozorovateľom (Gleason) v roku 2003. Bola v poradí druhou kométou objavenou v prvej polovici januára.

Typy komét C- kométa s určenou dráhou P- periodická kométa X- kométa s neurčenou dráhou D- kométa, ktorá zanikla rozpadom alebo zrážkou A- kométa, ktorej podrobnejší výskum ukázal, že ide o asteroid Absolútna jasnosť   Aby mohli astronómovia určovať pomernú jasnosť komét, zaviedli veličinu absolútna jasnosť kométy. Absolútna jasnosť kométy je celková jasnosť akú by mala kométa vo vzdialenosti 1 AU od Zeme aj od Slnka.

Množstvo prchavých látok v jadre Množstvo prchavých látok v jadre je jedným zo zásadných faktorov pre vytvorenie mohutnej kómy. Pri každom obehu zavŕšenom prechodom perihéliom stratí kometárne jadro zlomok prchavých látok. V dôsledku toho sú kométy prechádzajúce prvý raz perihéliom výraznejšie (ich jadrá obsahujú veľa prchavého materiálu). Kompaktnosť jadra Jadrá komét sú zväčša krehkými zliepancamy ľadov a meteorického materiálu. Kompaktnosť jadier je pravdepodobne závislá na vzdialenosti od Slnka, v ktorej sa jadrá tvorili a od materiálu, z akého sú zložené. Prevažne meteorické jadrá sú kompaktnejšie ako jadrá zložené zväčša z ľadu. Rozloženie prchavých látok v jadre Jadrá komét sa nesformovali vplyvom gravitácie. V dôsledku toho je rozloženie materiálu v jadre do určitej miery nepravidelné (hlavne vo vonkajších vrstvách). Prejavmi tejto nepravidelnosti jadra sú výbuchy sprevádzané mohutnými výtryskami materiálu do medziplanetárneho priestoru.

Rotácia jadra, osi rotácie Výbuchy sú náhle zvýšenia jasnosti kométy o niekoľko magnitúd so znížením na pôvodnú úroveň behom niekoľkých hodín až dní. Sú spôsobené zohrievaním podpovrchových vrstiev zamrznutých plynov. Tieto sa rozpínajú až tlakom porušia homogenitu vrchnejšej vrstvy a obrovskou rýchlosťou (rádovo v km.s-1) explodujú do okolitého priestoru. Rotácia jadra, osi rotácie Aktivita jadra je závislá na dobe, počas ktorej je určitá časť jadra nepretržite vystavená slnečnému vetru a žiareniu. Jadrá s pomalou rotáciou by mali byť teda aktívnejšie (zároveň ale rýchlejšie vyčerpajú zásoby prchavých látok). Relatívna jasnosť   Relatívna jasnosť kométy je jasnosť kométy pri pozorovaní zo Zeme. Relatívna jasnosť komét je približne nepriamo úmerná štvrtej mocnine vzdialenosti od Slnka a druhej mocnine vzdialenosti od Zeme. Zjednodušene povedané: „čím je kométa bližšie k Zemi a Slnku, tým by mala byť na pozemskej oblohe nápadnejšia“. Zánik  

Zrážka s joviálnou planétou Kométy zanikajú najčastejšie vyparením vo vonkajších častiach atmosféry centrálnej hviezdy alebo rozpadom v atmosfére joviálnych planét. Menej častejšie sú zrážky s terestrickými planétami a menšími objektmi s pevným povrchom (mesiace, asteroidy). Špecifickými typmi zániku jadra kométy sú rozpad jadra a vyčerpanie prchavých látok. Možnosti zániku komét Zrážka s joviálnou planétou Ak kométa prechádza v blízkosti joviálnej planéty (0,5 – 3 AU v závislosti od hmotnosti planéty), môže sa s ňou vplyvom gravitácie dostať až na kolíznu dráhu.

Zrážka s terestrickou planétou, mesiacom, asteroidom… . Takýto prípad nastal koncom minulého storočia, keď sa kométa Shoemaker-Levy 9 zrazila s Jupiterom. Samotnej zrážke predchádzal slapový rozpad jadra na niekoľko úlomkov. Kométa za sebou zanechala stopy v podobe veľkých škvŕn v Jupiterovej atmosfére. Škvrny zmizli až behom niekoľkých otočiek. Zrážka s terestrickou planétou, mesiacom, asteroidom… Zrážky komét s terestrickými planétami sú v sústavách, ktoré obsahujú súčasne aj joviálne planéty pomerne zriedkavé. Majú však omnoho dramatickejšie následky. Kométy dopadom zničia rozsiahle územie a u planét s ekosystémom zmenia globálnu klímu na mnoho rokov (to by sa stalo aj na Zemi). Zrážka s asteroidom alebo dokonca s inou kométou je veľmi nepravdepodobná. Ak sa to však stane, osud telies je závislý na ich fyzikálnych vlastnostiach a na uhle ich stretu.

Rozpad jadra vplyvom slapových síl Nestabilita a následný rozpad jadra je najčastejšie zapríčinený slapovým pôsobením veľmi hmotného telesa (centrálnej hviezdy alebo joviálnej planéty) na krehké jadro kométy. Po rozpade jadra môže dôjsť k zrážke niekoľkých alebo všetkých úlomkov s hviezdou alebo planétou tak ako to popisujú predchádzajúce prípady. Vyčerpanie prchavých látok Vyčerpanie prchavých látok je nepriamym spôsobom zániku kométy. Samotné jadro síce nezaniká, ale natoľko zmení svoje správanie (kvôli zloženiu), že ho už viac nemožno považovať za kométu. Štruktúra jadra komét O veľkosti , zložení a štruktúre jadier sa dozvedáme iba z analýzy svetla komét. Priemer jadra stredne veľkých komét sa odhaduje na 10 – 20 km (priemer Enckeho kométy nie je väčší ako 3,5 km). Veľké kométy majú priemer niekoľko desiatok kilometrov.

Jadro kométy obsahuje v podstate celú hmotnosť kométy, ktorú však môžeme iba odhadnúť O je asi 10 – 10 kg. Hustota jadra sa pravdepodobne pohybuje medzi 0,5 – 4 g/cm3. Teplota na povrchu jadra závisí od vzdialenosti od Slnka a od albedaI kométy (ktoré tiež iba odhadujeme). Vo vzdialenosti asi 0,008 AU od Slnka je teplota na povrchu jadra asi 2 700°C, v blízkosti dráhy Zeme asi 0°C a pri Jupiteri asi 130°C. Teplota vnútorných vrstiev v jadre je pod bodom topenia jeho látok.   Keď sa kométa priblíži k Slnku, slnečné žiarenie začne uvoľňovať – plyny a prach z jadier. Vzniká plynno-prachová atmosféra jadra – kóma. Vzdialenosť od Slnka, v ktorej sa kóma začne utvárať záleží od jednotlivých komét . Pri prechode v blízkosti Slnka sa vždy uvoľní časť zásob plynu kométy. Kóma má väčšinou sférický tvar a väčšie kométy majú určitú štruktúru kómy. Jej rozmery sú rozličné, väčšinou má priemer asi 50 000 km. Maximálnu veľkosť dosahujú kómy asi 1,4 AU od Slnka. Najväčšiu kómu viditeľnú voľným okom mala kométa 1811 Flaugergues, ktorej priemer 1,7 mil. km prevyšoval o 22% priemer Slnka. Pomocou ultrafialového žiarenia vodíka sa určil najväčší pozorovaný obal kométy 1970 II Bennett s priemerom 14 mil. km (10 x Slnka).

Navzdory rozmerom je hustota a hmotnosť kómy nepatrná Navzdory rozmerom je hustota a hmotnosť kómy nepatrná. Pri povrchu jadra je hustota častíc asi 10 častíc / cm3. Hmotnosť kómy je maximálne 10 kg, z čoho molekuly plynov zaberajú 0,01 – 1%. Pri jednom obehu okolo Slnka sa rozpráši asi 10 kg látky kómy. (kométa s m = 10 kg, obežná doba = 10 rokov sa celá rozpráši za stotisíc rokov). Niektorým kométam však samovoľne hmota unikne alebo sa rozpadnú na viacero častí, niektoré dlhoperiodické kométy si pravdepodobne material dopĺňajú.   Pre obyčajných ľudí je najtypickejším znakom kométy chvost . Chvosty však vznikajú iba pri veľkých kométach. Majú rôznu dĺžku. Od malých, viditeľných iba ďalekohľadom až po milióny km dlhé. Najdlhší chvost mala kométa 1689 Richaud, ktorý dosiahol do vzdialenosti 300 mil. km od jadra. Najdlhší priemet chvosta na oblahe mala Veľká kométa 1264 a 1861 II Tebbutt O až 120°. Zaberali asi 2/3 oblohy. Chvosty komét tvoria najmä ionizované atómy a molekuly plynov (CO , CO , CH , N , OH , ...) unikajúce z jadra kómy. Tvar chvosta je ovplyvnený rýchlosťou častíc a rýchlosťou kométy (ktoré sa skladajú) prečo väčšina chvostov smeruje od Slnka? Častice unikajúce z jadra majú menší priemer ako 2 . 10 m, preto tlak slnečného žiarenia prevládne nad príťažlivosťou Slnka. Vytláčaniu častíc smerom od Slnka napomáha aj slnečný vietor.

(Niektoré kométy tvoria tzv (Niektoré kométy tvoria tzv. anomálny chvost, úzky, dlhý, smeruje k Slnku, je tvorený vyvrhutými časticami z jadra). Hustota častíc v chvoste je 10 – 100 krát nižšia ako v kóme. Hustota prachových častíc v 2 mil. km od kómy je 10 - 10 g/cm3. Zem niekoľko krát prešla chvostom kométy, naposledy v roku 1910 chvostom Halleyho kométy, keď vypukla panika z obavy pred otrávením kyanom. Kométy na rozdiel od planét nesvietia iba odrazeným slnečným svetlom, ale majú vlastný zdroj žiarenia v kóme a chvoste (súvisí to s vyžarovaním energie časticami). Absolútna jasnosť Í kométy závisí najmä od jej vzdialenosti od Slnka. Nové a veľké kométy sú jasnejšie ako staré a malé.  Pôvod komét je stále otvorenou otázkou. Predpokladáme, že vznikli v prvých fázach vývoja slnečnej sústavy, avšak pôvodné kométy už vymizli. Zanikli zrážkami, rozprášili sa, zmenili sa na planétky a ostatné unikli preč zo slnečnej sústavy. Kométy sa zachovali vo väčších vzdialenostiach od Slnka ako 40 000 AU. Tu sa vytvoril Oortov oblak obsahujúci asi bilión jadier. Má veľmi krehkú gravitačnú rovnováhu. Okolité hviezdy naň pôsobia a uvolňujú kométy. Buď si ich pripútajú, alebo urýchlia ich pohyb do slnečnej sústavy. V rovnakej rovine ako naše planéty obieha Kuiperov pás. Taktiež obsahuje kometárne jadra. Prvý ho predpokladal Kuiper v roku 1940, ale jeho existencia bola dokázaná iba nedávno. Počet komét v našej slnečnej sústave sa odhaduje na 10 až 10 . Ich celková hmotnosť je asi 4 . 10 kg.  

Vysvetlivky :   paralaxa – všeobecná zdanlivá zmena polohy telesa voči pozorovateťovi, pomocou nej určuje vzdialenosť blízkych hviezd Ëx - označenie m = magnitúda - hviezdna veľkosť (týka sa jasnosti), 1. hviezda je 2,5 krát jasnejšia ako 2. atď. (Slnko = - 26,73 ) Ialbedo - pomer medzi odrazeným a dopadajúcim svetlom, závisí od štruktúry, sfarbenia a povrchu telesa. Í - absolútna jasnosť - jasnosť, ktorú by teleso malo vo vzdialenosti 10 pc (parsekov) od zeme.

Zdroje komét Aféliá a sklony dráh komét k ekliptike naznačujú, že kométy pochádzajú z rôznych zdrojov. Krátkoperiodické kométy Jupiterovej rodiny s obežnými dobami okolo 20 rokov a sklonmi dráh k ekliptike do 40° (napr. Encke) majú pôvod skôr v Kuiperovom páse zatiaľ čo kométy s rôznymi sklonmi k ekliptike a s aféliami až niekoľko tisíc AU (Hyakutake) pochádzajú zrejme z Oortovho oblaku. Kuiperov pás Myšlienky existencie disku telies za Neptúnom sa ako prvý ujal Keneth Edgeworth. Vo svojej práci, zaoberajúcej sa formovaním Slnečnej sústavy, obhajuje myšlienku vzniku planét zo zárodočného disku. Vyslovil tu tiež názor, že za dráhou Neptúna sa nachádza disk menších telies. Zdôvodnil to tým, že akrečný disk sa nemohol skončiť náhle za dráhou Neptúna. O dva roky neskôr vyslovil Kuiper podobnú myšlienku ako Edgeworth.

Kentaury Kentaury sú telesá s výstrednými dráhami majúce perihéliá medzi dráhou Jupitera a Neptúna. Niektoré z nich si v blízkosti perihélia vytvárajú kómu. Kentaurami boli tieto telesá nazvané kvôli ich dvojakej povahe, (majú vlastnosti asteroidov i komét) podobne ako sú dvojakými tvormi Kentaury v mytológii. Na svoje excentrické dráhy sa spočiatku Kentaury dostávajú pôsobením ľadovo-plynných obrov Neptúna a Urána. Pri tomto procese sa postupne zväčšuje excentricita ich dráhy pričom veľká poloos ostáva konštantná. Takto sa Kentaury dostávajú v perihéliu čoraz bližšie k Slnku, do oblasti veľkých planét Saturna a Jupitera. Tu sa skôr či neskôr priblížia k jednej z obrých planét. Tá im svojou gravitáciou môže zmeniť dráhu alebo ich navždy „vyhostiť“ zo Slnečnej sústavy. Orbitálna rezonancia Orbitálna rezonancia je jav, pri ktorom, ak je napríklad teleso v orbitálnej rezonancii 3:2 s Neptúnom, vykoná Neptún tri obehy okolo Slnka zatiaľ čo teleso len dva. Teleso sa takto na svojej dráhe približuje k Neptúnu len na určitú minimálnu vzdialenosť (Pluto k Neptúnu na najmenej 16 AU). Aj preto majú telesá v orbitálnej rezonancii zväčša stabilné dráhy. Vyskytujú sa aj orbitálne rezonancie 2:1, 4:3 a 5:3.

Oortov oblak Podľa súčasných poznatkov usudzujeme, že Oortov oblak obsahuje asi 6 biliónov komét o súhrnnej hmotnosti 15 až 40 hmotností Zeme (týmto sa stáva jedným z najhmotnejších útvarov v celej Slnečnej sústave). Oortov oblak nikto nikdy nevidel. Kometárne jadrá sú totiž v tejto vzdialenosti miliard ráz slabšie ako dokážu zachytiť najlepšie ďalekohľady sveta. Vznik a formovanie Oortov oblak vznikol za dráhou Saturna v oblasti planét Urána a Neptúna. Gravitácia planét postupne vyhostila kométy na perifériu Slnečnej sústavy alebo ich poslala smerom k Slnku, kde sa pravdepodobne zrazili s jednou z planét. Tento proces „čistenia“ Slnečnej sústavy trval mnoho miliónov rokov (a ešte aj trvá). Postupne vytvorili kométy okolo Slnka akési „puzdro“ s polomerom viac ako 2 ly. V tejto vzdialenosti sa kométam Slnko javí ako jasná hviezda. Tu sa jeho gravitačné pôsobenie vyrovnáva s pôsobením najbližších hviezd.

Štruktúra Predpokladá sa, že Oortov oblak tvoria dve výrazné štruktúry: vnútorný oblak - v tvare plochého disku, mal by sa nachádzať v rovine ekliptiky do vzdialenosti 20 000 AU od Slnka, mal by obsahovať až 70% hmoty oortovho oblaku. Vonkajší oblak sférického tvaru, by mal byť rozložený rovnomerne okolo celej Slnečnej sústavy. Začína od vnútorného oblaku a končí sa až vo vzdialenosti 70 000 AU od Slnka. Kométy, ktoré boli doteraz nájdené. Klikni tu. Obrázky. Klikni tu.

Informácie som čerpal dňa 3.3.2006 z týchto zdrojov : www.studentske.sk/ostatne/Komety.htm www.komety.sk/teoria.php www.komety.cz/article.php3?sid=48 Projekt vytvoril : Samuel Dzurňák Trieda : 1.D