NEA a Komety

Nacházíme se ve vzdálenosti 1 AU od Slunce, tedy stejně daleko jako naše rodná planeta. Bez atmosféry je tu ale mnohem nižší teplota. Teplota jádra komety zde může dosahovat k -70°C.

Přibližně ve vzdálenosti 3 AU od Slunce se nachází tzv. linie ledu (frost line) za kterou může voda existovat dlouhodobě v podobě ledu. Po překročení této linie začně ovšem docházet k její sublimaci. Ve vzdálenost kolem 1 AU je sublimace tak překotná, že mnoho i původně neaktivních těles můžeme pozorovat jako komety. Abychom mohli těleso definovat jako kometu, musí projevit tzv. kometární aktivitu, vytvořit si komu (hlava komety), případně i ohon.

Ohon se ovšem vyskytuje jen u aktivnějších komet. Můžeme pozorovat několik typů, iontový (plynný) ohon, jenž vzniká ionizací molekul plynů jejich excitací a následným vyzařováním energie. Iontový ohon svítí vlastním světlem a jelikož je elektricky nabitý jeho tvar určitě magnetické pole, tedy sluneční vítr, kvůli tomu míří vždy směrem od Slunce. Turbulence ve slunečním větru mohou iontový ohon značně "rozcuchat" a může dojít i k jeho odtržení a následnému vzniku nového ohonu. Unikající plyn z jádra komety sebou strhává i prachové částice. Ty jsou elektricky neutrální a tak je magnetické pole neovlivňuje, působí na ně především gravitace, ale i tlak záření. Tyto dvě síly působí v protikladu, fotony slunečního záření dopadají na povrch prachu a tlačí jej směrem od Slunce, zatímco gravitace je přitahuje. Vzhledem k tomu že gravitace závisí na objemu a tlak záření na povrchu, vliv tlaku záření roste nepřímo úměrně velikosti částic. Nejmenší částice jsou tlačeny téměř do směru od Slunce, zatímco ty nejhmotnější zůstávají na dráze komety a všechny rozměry "mezi" vytváří jakýsi vějířovity - prachový ohon. Velikost a tvar prachového ohonu závisí na rozložení velikosti prachových zrnek a orientaci dráhy. Nejtěžší prachová zrnka ignorují tlak slunečního záření a zároveň se od jádra vzdalují pomalu, před a za jádrem komety na dráze komety tak vytváří prachovou stopu. Prachová stopa je viditelná, když Země prochází rovinou dráhy komety a před kometou můžeme pak pozorovat tzv. proti-ohon, jenž míří ve vhodné geometrické konstelaci proti směru klasického prachového ohonu.

Kometární aktivita je v podstatě eroze a tak rozrušuje jádra, jejich životnost je tak velice omezená. Kometární jádra jsou tvořená především zmrzlou vodou a dalšími těkavými plyny spolu s lehkými horninami podobných uhlíkatým chondritům (typ křehkých meteoritů jenž vzácně nacházíme na Zemi). Hustota kometárních jader je menší než hustota vody v pozemských podmínkách a jsou neobyčejně křehké. To způsobuje, že často pozorujeme jejich rozpady! Rozpady koemtárních jader obvykle doprovází tzv. outburst, prudké zjasnění způsobené dočasně zvýšenou aktivitou z čerstvě obnaženého povrchu jádra a množstvím uvolněného prachu. Některé outbursty se vyskytují i bez viditelného štepení jader a jsou nejspíše způsobeny explozivní událostí, kdy dojde k prohřátí podzemního ložiska těkavých plynů či vody a následným výbuchem, když dojde k prolomení povrchu a uvolnění tlaku.

Po určité době dojde k vyčerpání veškeré vody a zmrzlých plynů a zůstane pouze mrtvé těleso - planetka. Mnoho z těchto mrtvých komet stále obíhá kolem Slunce a spolu se zbloudilými planetkami vypuzených gravitačními poruchami z pásu planetek se mohou přibližovat k Zemi. Tyto objekty pak nazýváme zkratkou NEA (Near Earth Asteroid) - blízkozemní planetky. V oblasti Zemské dráhy můžeme potkat tři hlavní skupiny planetek - Apollo, Amor a Aten. Ateny mají poloosu dráhy menší než Země, ale mohou křižovat její dráhu protože drtivá většina z nich je v odsluní za Zemskou dráhou. Typičtí křižiči dráhy Země jsou Apolla, tělesa s velkou poloosou dráhy větší než 1 AU ale s přísluním blíže Slunci než je Země (< 1.017 AU). Skupina planetek Amor, se může k Zemi sice přiblížit, ale neprotínají její dráhu, mají velkou poloosu dále než 1 AU od Slunce a přísluní za drahou Země (> 1.017 AU).

Kromě planetek se zde především kvůli kometární aktivitě a kolizí planetek vyskytuje značné množství prachu, který vytváří jakýsi diskovitý útvar kolen Slunce, ve kterém po velice dlouhou dobu postupně po spirále padá do Slunce. V době rovnodennosti můžeme tento útvar pozorovat i na obloze jako tzv. zodiakální světlo. Jasný sloup světla táhnoucí se podél ekliptiky. Mnoho těchto částic pochopitelně Zemi zasahuje, tělesa se třením o atmosféru zahřívají na vysoké teploty a dojde k vytvoření ionizovaného obalu, který pak září - pozorujeme meteor. Největší množství meteorů pozorujeme ve směru letu Země, tzv. apexový zdroj. Vzácně můžeme potkat lokální zhuštění, vlákna či proudy, částic vzniklých relativně nedávno při protnutí dráhy jejich mateřského tělesa. Pak mluvíme o tzv. meteorickém roji. Nejslavnějším rojem jsou Perseidy, které potkáváme při protnutí dráhy komety 109P/Swift-Tuttle a v noci maximální aktivity (12./13. Srpna) můžeme pozorovat až 100 meteorů za hodinu. Další podobně aktivní (nebo aktivnější) jsou Quadrantidy (začátek ledna) a Geminidy (polovina Prosince), ale vzhledem k jejich výskytu v zimních mesících nejsou moc sledované. Kromě nich existuje značné množství méně aktivních rojů. Aktivita některých rojů je značně nepravidelná, například Leonidy běžně dosahují několik desítek meteorů za hodinu, ale vzácně, když Země prozne vlákno čerstvě uvolněných částic z mateřské komety 55P/Tempel-Tuttle, můžeme dočasně pozorovat tzv. meteorický déšť s frekvencí tísíců až statisíce meterů za hodinu!

Jasnost meteorů souvisí s výškou ve které září rychlostí tělesa (množstvím kinetické energie) a velikostí tělesa. Větší tělíska můžeme pozorovat jako tzv. bolidy, jejichž jasnost je větší než -4 mag (jasnost Venuše). Ve výjimečných případech může být těleso natolik velké, že nedojde k jeho úplnému vypaření a jeho část dopadne na zem jako tzv. meteorit. Většina nalezených meteoritů jsou kamenné, železokamenné a železné, protože jsou pevné a snadněji přežijí průlet atmosférou a následně na zemi nepodléhají rychlému rozkladu. Naproti tomu kometární materiál nejspíše nikdy na povrch kvůli své křehkosti nepronikne. Nejvíce se mu blíží tzv. uhlikaté chondrity, na uhlík bohaté, křehké meteority, které můžeme vzácně nalézt, ale které také velice rychle erodují.

O nás

SMPH sdružuje profesionální i amatérské astronomy, se zájmem o drobná tělesa Sluneční soustavy. Pořádá pozorovací expedice, semináře, popularizuje astronomii a poskytuje pomoc začínajícím pozorovatelům.

Kontakt

Jakub Černý: 
kaos@kommet.cz