Kométa je malý astronomický objekt podobný asteroidu, ale zložený predovšetkým z ľadu. Kométy sa typicky pohybujú po veľmi eliptických obežných dráhach, ktorých odslnie môže byť oveľa vzdialenejšie ako obežná dráha Pluta. Veľmi často sú opisované ako „špinavé snehové gule“ a z veľkej časti ich tvorí zmrznutý oxid uhličitý, metán a voda s primiešaným prachom a rôznymi nerastnými agregátmi.
Predpokladá sa, že kométy vznikli vo vzdialenom oblaku známom ako Oortov oblak, pomenovanom podľa holandského astronóma Jana Hendrika Oorta, ktorý vyslovil hypotézu o jeho existencii. Niekedy sa stáva, že kométu „vyrušia“ (perturbujú) z jej vzdialenej obežnej dráhy gravitačné interakcie, a potom nabehne na extrémne eliptickú obežnú dráhu, ktorá ju dostane veľmi blízko k Slnku. Kométa sa dá rozdeliť na hlavu, tvorenú pevným telesom (nazývané jadro) a komou (žiariacou plazmou) a na kometárny chvost, presnejšie chvosty. Kým jadro má vo všeobecnosti priemer menší ako 50 km, koma môže byť väčšia ako Slnko a chvosty môžu dosiahnuť dĺžku 150 miliónov km (1 astronomická jednotka) alebo viac. Väčšina komét je bez pomoci teleskopu príliš slabo viditeľná, ale niekoľko ich je počas desaťročia dostatočne jasných na to, aby boli viditeľné voľným okom. Pred vynálezom teleskopu sa kométy zdanlivo z ničoho nič zjavovali na oblohe a postupne mizli z dohľadu. Zvyčajne boli považované za zlé znamenia smrti kráľov alebo šľachticov, prípadne blížiacich sa katastrôf. Zo starovekých prameňov, ako napríklad čínskych kostí pre predpovedanie budúcnosti, je známe, že ich výskyty boli pozorované ľuďmi tisícročia. Jedným z najznámejších starých záznamov je zobrazenie Halleyho kométy na Bayeuxovom gobelíne, ktorý zaznamenáva Normanský zábor (dobytie) Anglicka v roku 1066.
Jadro
Vo veľkých vzdialenostiach od Slnka kométy existujú iba v podobe kometárneho jadra, ktoré je zložené zo zmrznutej vody, metánu a amoniaku s čiastočkami meteoritického prachu a minerálov (napr. silikáty, niklové nerasty). Prekvapením je, že kometárne jadrá patria medzi najčernejšie známe objekty, o ktorých vieme, že existujú v Slnečnej sústave. Sonda Giotto zistila, že jadro Halleyho kométy odráža približne 4% svetla, ktoré naňho dopadá, a Deep Space 1 objavila, že povrch Borrellyho kométy odráža iba od 2,4 % do 3 % svetla, ktoré naň dopadne; pre porovnanie, asfalt odráža 7 % naň dopadajúceho svetla. Všeobecne sa zastáva názor, že touto tmavou povrchovou látkou sú komplexné organické zlúčeniny. Teplo zo Slnka odháňa prchavé zložky, pričom zanecháva ťažké organické zlúčeniny s dlhým reťazcom, ktoré zvyknú byť veľmi tmavé, ako napríklad decht či ropa. Veľmi tmavý povrch komét im dovoľuje absorbovať teplo potrebné na pohon ich odplyňovania. Keďže sa pri pozorovaniach komy zistilo, že len malá časť jadra je odplyňovaná, podľa nových predstáv je povrch kometárneho jadra tvorený kamennou sutinou, ktorá je zložená z úlomkov príliš ťažkých na prekonanie gravitačnej prítažlivosti jadra. Sonda Giotto objavila tiež maličké čiastočky, ktoré sú bohaté na prvky uhlík (C), vodík (H), kyslík (O) a dusík (N), a sú preto nazývané tiež ako CHON čiastočky. Tieto čiastočky by mohli pochádzať z tenkej vrstvy sadzí, ktorá pokrýva jadro a to by tiež vysvetľovalo kometárne albedo.
Koma
V momente, keď sa kométa priblíži k Slnku a vo vzdialenosti približne 5 AU prekročí dráhu Jupitera, vytvorí sa koma, ktorá má v blízkosti jadra radiačné vlastnosti. Je vytváraná sublimáciou ľahko vyprchávajúcich látok na strane privrátenej k Slnku a vychádza z ľadom obalených prachových čiastočiek. Pozorovania sondou Giotto zistili, že vyparovanie sa dotýka približne 10 až 15% povrchu kométy a že vyprchávajúca hmota uniká z krehkých miest čiernej kôry. Z týchto miest unikajúce molekuly tvoria vnútornú komu. Tá sa pri ďalšom zahrievaní vďaka ionizácii a disociácii zväčšuje a nakoniec sa koma stane uvoľňovanými iónmi a radikálmi viditeľnou. Toto sa deje v obklopení ultrafialového žiarenia atomárneho vodíku, a táto koma je známa tiež ako UV koma a bola pozorovaná pri kométe Hale-Bopp v roku 1997, kde dosiahla priemer 150 miliónov kilometrov. Pretože ozónová vrstva atmosféry je neprechodná pre UV žiarenie, môže byť UV koma pozorovaná iba cez satelity.
Chvost
Približne pri prekročení obežnej dráhy Marsu začnú čiastočky komy pôsobením radiačného tlaku a slnečného vetra formovať kometárny chvost, presnejšie dva chvosty:
- Úzky dlhý chvost (typu I), ktorý pozostáva z molekulárnych iónov a je tiež nazývaný plynný. Pre vysvetlenie javu tohto chvosta nestačí radiačný tlak, a preto v roku 1951 Ludwig Biermann navrhol ako vysvetlenie zo Slnka vychádzajúci prúd častíc, ktoré dnes nazývame ako slnečný vietor. V dnešnej dobe sa vychádza z toho, že kometárne ióny sa vzájomnou interakciou miešajú so slnečným magnetickým poľom a potom sú odnášané nabitými časticami slnečného vetra.
- Difúzny zatočený chvost (typu II), ktorý sa často nazýva tiež prachový. Malé častice prachu, ktoré vytvárajú tento chvost sú ovplyvnené radiačným tlakom Slnka, ktorý sa dá vysvetliť rozdelením na dve zložky:
- Radiálna zložka, ktorá smeruje proti gravitácii a znižuje sa so štvorcom vzdialenosti od Slnka. Funguje to ako efektívny odber gravitačnej sily Slnka, a preto sa prachové častice sa pohybujú po pseudokeplerovských dráhach, ktoré sa líšia pre čiastočky rôznych veľkostí, pretože radiačný tlak je závislý na veľkosti častíc. Toto vedie k relatívne silnému prúdeniu prachového chvosta v porovnaní s plunovým.
- Druhou zložkou radiačného tlaku je protichodná pohybu prachových zložiek a vedie k spomaľovaniu častíc, ktoré sú väčšie ako vlnová dĺžka svetla, t.j. väčšie ako 0,5 µm. Tieto čiastočky sa pohybujú v dlhšom časovom horizonte rovnako ako ostatný medziplanetárny prach, po špirálovitých dráhach od Slnka (Poynting-Robertsonov efekt).
- veľmi málo, a len pri špeciálnych závislostiach dráhy je viditeľný tiež protichodný chvost (typu III). Tu sa však nejedná o nezávislý chvost, ale iba o geometrický projekčný efekt: v prípade, že sa Zem dostane medzi Slnko a kométu, časť prachového chvosta, vďaka svojmu zakriveniu, presiahne za hlavu (jadro+koma) kométy.
Úbytok kometárneho materiálu je pre „nové“ kométy, ktoré sa k Slnku priblížia prvýkrát, približne 10 až 50 ton za sekundu, pri opakovaných preletoch sa úbytok hmoty zmenší na menej než 0,1 t/s. Tieto malé množstvá od maximálne 0,03 do 0,2 percent kometárnej hmoty na jeden prechod okolo Slnka znamenajú, že chvost je veľmi riedky. Ohromná jasnosť chvostov sa vysvetľuje práve v prípade prachového chvostu veľkým povrchom mikroskopických prachových čiastočiek a v prípade plynného chvostu príspevkom dokonca každého atómu a molekuly k svetelnosti. Toto priamo vedie k porovnávaniu veľkostí kometárnych jadier so zväčšovaním svetelností a zaraďovaním do rôznych stupníc.
V roku 1996 bolo objavené, že kométy vyžarujú röntgenové žiarenie. Toto röntgenové žiarenie prekvapilo vedcov, pretože sa nepredpokladalo, že ho kométy vyžarujú. Röntgenové lúče sú pravdepodobne generované interakciou medzi kométami a slnečným vetrom: keď vysoko nabité ióny prelietajú cez atmosféru kométy, narážajú na kometárne atómy a molekuly. V týchto zrážkach ióny zachytia jeden alebo viac elektrónov, čo vedie k emisii röntgenového žiarenia a vysoko ultrafialových fotónov .
Obehové vlastnosti
Krátkoperiodické kométy majú obežné doby dlhé menej ako 200 rokov, kým dlhoperiodické kométy majú dlhšie obežné doby, pričom ale stále zostávajú gravitačne viazané k Slnku. Jednonávratové kométy majú parabolické a hyperbolické obežné dráhy, ktoré ich vynesú navždy mimo Slnečnú sústavu po jednom prechode popri Slnku. Opačným extrémom je krátkoperiodická kométa Encke, ktorá má obežnú dráhu, ktorá jej nedovolí vzdialiť sa od Slnka ďalej ako planéta Jupiter. Za miesto vzniku krátkoperiodických komét sa považuje Kuiperov pás, zatiaľ čo zdrojom dlhoperiodických je zrejme Oortov oblak. Množstvo rôznych modelov bolo navrhnutých na vysvetlenie, prečo sú kométy „vyrušené“ do veľmi eliptických dráh. Patria medzi ne priblíženie sa k iným hviezdam pri tom, ako sa Slnko pohybuje po svojej obežnej dráhe Mliečnou cestou; pôsobenie Nemesis - hypotetického sprievodca Slnka; alebo pôsobenie neznámej Planéty X.
Pre svoju malú hmotnosť a eliptické obežné dráhy, ktoré ich privádzajú do blízkosti veľkých planét, sú obežné dráhy komét často rušené (perturbované). Pri krátkoperiodických kométach badať veľkú tendenciu k zhode ich afélia s polomerom obežnej dráhy obrých planét, pričom Jupiterova skupina komét je zo všetkých najväčšia. Je zrejmé, že obežné dráhy komét prichádzajúcich z Oortovho oblaku často ovplyvňuje gravitácia obrých planét v dôsledku blízkych preletov okolo týchto planét. Jupiter je najväčším zdrojov takýchto perturbácií, pretože je zďaleka planétou s najväčšou hmotnosťou v Slnečnej sústave.
Pre gravitačné interakcie sa stratilo množstvo periodických komét objavených v minulých desaťročiach alebo v minulých storočiach, pretože ich obežné dráhy nikdy neboli dostatočne známe na to, aby sme vedeli, kde a kedy hľadať ich budúce priblíženie. Vďaka tomu sa niekedy stáva, že je novoobjavená kométa po vypočítaní jej dráhy v skutočnosti starou „stratenou“ kométou. Príkladom je kométa 11P/Tempel-Swift-LINEAR, ktorá bola objavená v roku 1869, ale po roku 1908 sa stala v dôsledku perturbácií Jupitera nepozorovateľnou, a náhodou bola znovu objavená až pozorovaniami v programe LINEAR v roku 2001.
Zdroj:http://sk.wikipedia.org