Popis komet

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.

Změny vzhledu komety na dráze kolem Slunce

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 Rochova 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.

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

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

Oortův oblak, zásobárna dlouhoperiodických komet

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 50 AU a vnějším asi 500 AU. Tvoří ji vlastně ledové "kometesimály" z období vzniku sluneční soustavy v úhrnném počtu řádu 100 bilionů o celkové hmotnosti asi 170násobku hmotností Země. Tato tělesa jsou přirozeně ze Země nepozorovatelná, ale dají se nepřímo odhalit právě z požadavku, aby přítok nových komet ke Slunci byl stálý.

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.