Kométy Spolu so zatmením Slnka a Mesiaca sú kométy najviac obdivovaným zjavom na oblohe. V stredoveku boli považované za zlú predzvest. Podstata komét zostávala dlho skrytá, až do 16. Storocia 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 meratelnú paralaxu , tak že musela byt dalej ako Mesiac. Tak potvrdil pozorovania Regiomontana z roku 1472, ktorý sa dopracoval k podobnému výsledku. Anglický astronóm Edmund Halley v roku 1682 dokázal, že kométy sa pohybujú okolo Slnka podobne ako planéty. Zacal pocítat dráhy a zistil, že jasné kométy z rokov 1531, 1607, 1682 majú rovnaké dráhy. Z toho vyvodil, že sú jedným a tým istým telesom, ktoré sa vracia každých 76 rokov. Predpovedal jej návrat v roku 1758. Predpoklad sa splnil a astronómovia ju pomenovali Halleyho kométa. Naposledy sme ju mohli pozorovat v roku 1986. Kométy sa pohybujú po elipsách a hyperbolách a roviny ich dráh sú rôzne naklonené voci ekliptike. Najkratšiu obežnú dráhu má kométa Encke - 3,3 roka. Od Slnka sa vzdaluje iba na 4,1 AU. Patrí do skupiny krátkoperiodických komét s dobou obehu do 20 rokov. Najväcšiu spolahlivo urcenú obežnú dobu má kométa 1957 VI Wirtanen - 10 mil. rokov. Vzdiali sa od Slnka až na 95 000 AU. (Poznáme ešte kométy s neperiodickými dráhami - vidíme ich iba raz, potom uniknú mimo slnecnej sústavy). Zo známych komét sa najbližšie k Zemi priblížila periodická kométa 1770 I Lexell, prešla okolo vo vzdialenosti 0,015 AU (asi 6 x vzdialenost Mesiaca). Oznacenie komét sa môže zdat komplikované, ale je úcelné a umožnuje rýchlu orientáciu medzi objavenými kométami. Arabská císlica hovorí o roku prechodu perihéliom, rímska o poradí medzi kométami, ktoré prešli perihéliom v danom roku. Potom nasleduje meno objavitela, prípadne objavitelov 2 - 3. Velmi nápadné kométy dostali názvy podla vzhladu (Velká kométa, Jasná kométa,...). Objavenie kométy si vyžaduje dokonalú znalost oblohy a asi 300 - 400 hodín hladania.(16-rocný objavitel - 1968 V Whitaker, 79-rocný - 1899 I Swift). V súcasnosti sa každý rok objaví asi 10 nových komét. Väcšina z nich je slabšia ako 10 a je možné ich pozorovat iba dalekohladom. Jasná kométa viditelná i volným okom sa vyskytne raz za 4 - 6 rokov. Velmi nápadné kométy boli v našom storocí (štyri) - 1910 I Denná kométa, 1957 III Arend -Roland, 1970 II Bennett, Halleyho kométa (1986), (+Hyakutake - 1996, Hale - Boppova - 1997). Vlastné teleso kométy sa nazýva jadro. Je zmesou ladu, zmrznutých plynov, silikátových a metalických castíc. Je to zbytok materiálu, ktorý sa nespotreboval pri utváraní Slnka. Väcšina z nich sa zrazili s inou a vytvorili planéty. O velkosti , zložení a štruktúre jadier sa dozvedáme iba z analýzy svetla komét. Priemer jadra stredne velkých komét sa odhaduje na 10 - 20 km (priemer Enckeho kométy nie je väcší ako 3,5 km). Velké kométy majú priemer niekolko desiatok kilometrov. Jadro kométy obsahuje v podstate celú hmotnost kométy, ktorú však môžeme iba odhadnút je asi 10 - 10 kg. Hustota jadra sa pravdepodobne pohybuje medzi 0,5 - 4 g/cm. Teplota na povrchu jadra závisí od vzdialenosti od Slnka a od albeda kométy (ktoré tiež iba odhadujeme). Vo vzdialenosti asi 0,008 AU od Slnka je teplota na povrchu jadra asi 2 700C, v blízkosti dráhy Zeme asi 0C a pri Jupiteri asi 130C. Teplota vnútorných vrstiev v jadre je pod bodom topenia jeho látok. Ked sa kométa priblíži k Slnku, slnecné žiarenie zacne uvolnovat - plyny a prach z jadier. Vzniká plynoprachová atmosféra jadra - kóma. Vzdialenost od Slnka, v ktorej sa kóma zacne utvárat záleží od jednotlivých komét (niektoré ju tvoria ešte za dráhou Jupitera). Pri prechode v blízkosti Slnka sa vždy uvolní cast zásob plynu kométy. Kóma má väcšinou sférický tvar a väcšie kométy majú urcitú štruktúru kómy. Jej rozmery sú rozlicné, väcšinou má priemer asi 50 000 km. Maximálnu velkost dosahujú kómy asi 1,4 AU od Slnka. Najväcšiu kómu viditelnú volným okom mala kométa 1811 Flaugergues, ktorej priemer 1,7 mil. km prevyšoval o 22% priemer Slnka. Pomocou ultrafialového žiarenia vodíka sa urcil najväcší pozorovaný obal kométy 1970 II Bennett s priemerom 14 mil. km (10 x Slnka). Navzdory rozmerom je hustota a hmotnost kómy nepatrná. Pri povrchu jadra je hustota castíc asi 10 castíc / cm? (pri povrchu Zeme 2,55. 10 ). Hmotnost kómy je maximálne 10 kg, z coho 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 samovolne hmota unikne alebo sa rozpadnú na viacero castí, niektoré dlhoperiodické kométy si pravdepodobne materiál doplnajú. Pre obycajných ludí je najtypickejším znakom kométy chvost. Chvosty však vznikajú iba pri velkých kométach. Majú rôznu dlžku. Od malých, viditelných iba dalekohladom až po milióny km dlhé. Najdlhší chvost mala kométa 1689 Richaud, ktorý dosiahol do vzdialenosti 300 mil. km od jadra. Najdlhší priemet chvosta na oblohe mala Velká kométa 1264 a 1861 II Tebbutt 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 rýchlostou castíc a rýchlostou kométy (ktoré sa skladajú) preco väcšina chvostov smeruje od Slnka? Castice unikajúce z jadra majú menší priemer ako

  • 2. 10 m, preto tlak slnecného žiarenia prevládne nad prítažlivostou Slnka. Vytlácaniu
castíc smerom od Slnka napomáha aj slnecný vietor. (Niektoré kométy tvoria tzv. anomálny chvost - úzky, dlhý, smeruje k Slnku, je tvorený vyvrhnutými casticami z jadra). Hustota castíc v chvoste je 10 - 100 krát nižšia ako v kóme. Hustota prachových castíc v 2 mil. km od kómy je 10 - 10 g/cm. Zem niekolko krát prešla chvostom kométy, naposledy v roku 1910 chvostom Halleyho kométy, ked vypukla panika z obavy pred otrávením kyanom. Kométy na rozdiel od planét nesvietia iba odrazeným slnecným svetlom, ale majú vlastný zdroj žiarenia v kóme a chvoste (súvisí to s vyžarovaním energie casticami). Absolútna jasnost kométy závisí najmä od jej vzdialenosti od Slnka. Nové a velké kométy sú jasnejšie ako staré a malé. Pôvod komét je stále otvorenou otázkou. Predpokladáme, že vznikli v prvých fázach vývoja slnecnej sústavy, avšak pôvodné kométy už vymizli. Zanikli zrážkami, rozprášili sa, zmenili sa na planétky a ostatné unikli prec zo slnecnej sústavy. Kométy sa zachovali vo väcších vzdialenostiach od Slnka ako 40 000 AU. Tu sa vytvoril Oortov oblak obsahujúci asi bilión jadier. Má velmi krehkú gravitacnú rovnováhu. Okolité hviezdy nan pôsobia a uvolnujú kométy. Bud si ich pripútajú, alebo urýchlia ich pohyb do slnecnej 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. Pocet komét v našej slnecnej sústave sa odhaduje na 10 až 10. Ich celková hmotnost je asi 4. 10 kg.

Vysvetlivky :

-paralaxa - všeobecná zdanlivá zmena polohy telesa voci pozorovatelovi, pomocou nej sa urcuje vzdialenost blízkych hviezd -x - oznacenie m = magnitúda -magnitúdy - hviezdne velkosti (týka sa jasnosti), hviezda 1 je 2,5 krát jasnejšia ako 2 atd. (Slnko = - 26,73 ) -albedo - pomer medzi odrazeným a dopadajúcim svetlom, závisí od štruktúry a sfarbenia povrchu telesa -absolútna jasnost - jasnost, ktorú by teleso malo vo vzdialenosti 10 pc (parsekov) od nás.