Slovníček pojmů

Předpověď jasnosti komety se počítá ze vzorce m = H + 5 log Δ + 2,5 n log r, kde Δ je vzdálenost komety od Země a r od Slunce v au. Typická hodnota n je kolem 4, u každé komety se ale liší. Když databáze COBS nemá za posledních 90 dní žádné pozorování komety, ukazuje tabulka komet na našem webu katalogový odhad spočtený právě z katalogových hodnot H a n.

Skutečná jasnost se od takového odhadu často liší o několik magnitud, protože aktivita komety se těžko předpovídá. U planetek znamená absolutní magnituda H jasnost ve vzdálenosti 1 au od Slunce i od Země při plném osvětlení a vypovídá o velikosti tělesa. U komety většinu světla vydává koma, takže o velikosti jádra H mnoho neprozradí.

Afel krátkoperiodických komet leží obvykle u dráhy Jupiteru, Halleyova kometa se v něm vzdaluje až za dráhu Neptunu. Dlouhoperiodické komety mají afel tisíce astronomických jednotek daleko.

Výjimkou je kometa 29P/Schwassmann-Wachmann, která obíhá po téměř kruhové dráze daleko od Slunce, a přesto je stále aktivní a často se zjasní.

Jde o perspektivní jev: tenkou vrstvu prachu podél dráhy komety vidíme z boku a její část před kometou se promítá směrem ke Slunci. Antiohon bývá vidět jen několik dní až týdnů kolem průchodu Země rovinou dráhy.

Výrazný antiohon měla například kometa C/1956 R1 (Arend-Roland) v roce 1957 nebo C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) v říjnu 2024. V hlášení se uvádí s vlastním pozičním úhlem, který se od hlavního ohonu liší přibližně o 180°.

Přesnou hodnotu stanovila Mezinárodní astronomická unie v roce 2012. Světlo urazí 1 au asi za 8 minut a 19 sekund. Jupiter obíhá kolem Slunce ve vzdálenosti 5,2 au, Neptun 30 au a Oortův oblak sahá do vzdálenosti 100 000 au i dál.

V efemeridách komet se v astronomických jednotkách udává vzdálenost komety od Slunce (r) a od Země (Δ) i vzdálenost perihelu (q). Ve starších textech najdete zkratku AU nebo AJ, podle doporučení IAU se dnes píše au.

Podle dráhy se blízkozemní planetky dělí do čtyř skupin: Atira (dráha celá uvnitř dráhy Země), Aten (velká poloosa menší než 1 au, dráhu Země protíná), Apollo (velká poloosa větší než 1 au, dráhu Země protíná) a Amor (dráhu Země jen zvenku míjí, perihel mezi 1,017 a 1,3 au). Za potenciálně nebezpečnou se považuje planetka, která se může k dráze Země přiblížit na 0,05 au a je větší než asi 140 m (absolutní magnituda H nejvýš 22). Neznamená to, že Zemi hrozí srážka.

Planetka (3200) Phaethon patří ke skupině Apollo, v perihelu se přiblíží ke Slunci na 0,14 au a je mateřským tělesem Geminid. Na stránce Aktuálně na obloze najdete jasné blízkozemní planetky do 16 mag s mapkami pro nalezení. Ty nejbližší se pohybují tak rychle, že se vůči hvězdám posunou během několika minut. Rychlost se liší od zlomků po desítky obloukových vteřin za minutu a stránka ji u každé planetky uvádí, proto si polohu ověřte na čas pozorování.

Hranice −4 mag je dohodnutá a v různých zdrojích se mírně liší. Běžné meteory vznikají ze zrnek menších než milimetr, bolidy z těles velkých obvykle centimetry a víc. Meteorům jasnějším než −17 mag, které na chvíli předčí i Měsíc v úplňku, se říká superbolidy.

Bolidy nad Českem zaznamenávají automatické kamery Evropské bolidové sítě, kterou koordinuje Astronomický ústav AV ČR v Ondřejově. Díky jejich záznamům se podařilo najít několik meteoritů, například u Příbrami v roce 1959 nebo u Žďáru nad Sázavou v roce 2014. Pokud bolid uvidíte, zapište si čas, směr letu a jasnost a nahlaste ho třeba přes formulář IMO.

Centrální kondenzace není samotné jádro, ale vnitřní část komy: jádro je i ve velkých dalekohledech příliš malé, než aby bylo vidět. Výrazná kondenzace často ukazuje na aktivní jádro, záleží ale i na vzdálenosti komety a na podmínkách pozorování.

V hlášení pro ICQ se kromě DC může zapsat i vzhled kondenzace: „s“ pro hvězdičku, „d“ pro slabý a „D“ pro jasný kotouček uvnitř komy.

Hranici určuje zeměpisná šířka pozorovatele: nezapadají objekty s deklinací větší než 90° minus zeměpisná šířka. Na jihu Moravy (48,6° s. š.) je to +41,4°, na nejsevernějším cípu Čech (51,1° s. š.) +38,9°. Objekty s deklinací menší než zhruba −40° naopak z Česka nikdy nevyjdou.

Cirkumpolární kometu můžeme pozorovat po celou noc, i když v dolní kulminaci bývá nízko nad severním obzorem. V tabulce komet na našem webu má poznámku „Kometa je cirkumpolární, nezapadá.“ Cirkumpolární je u nás i radiant Perseid s deklinací +58°, proto meteory tohoto roje létají celou noc, večer jich je ale méně.

DC odhaduje pozorovatel u okuláru a zapisuje ho do hlášení pro databáze ICQ a COBS. Většina komet má DC mezi 2 a 5, hodnoty 7–9 jsou vzácné. Mezistupeň se zapisuje lomítkem: 5/ znamená mezi 5 a 6.

Odhad závisí na obloze, průměru dalekohledu a zvětšení, proto ho uvádějte spolu s přístrojem. Podle DC se volí i metoda odhadu jasnosti: u difúzních komet se hodí Sidgwickova metoda, u kondenzovaných Bobrovnikovova.

Dlouhoperiodické komety přilétají ze všech směrů a jejich dráhy mohou mít libovolný sklon. Většinou je vidíme poprvé, a proto se jejich jasnost těžko předpovídá: komety, které se ke Slunci blíží poprvé, často zpočátku slibují víc, než nakonec předvedou.

Patří mezi ně slavné komety jako C/1995 O1 (Hale-Bopp) nebo C/2020 F3 (NEOWISE). Písmeno C nesou i komety, jejichž návrat zatím nebyl potvrzen.

Elongace se udává ve stupních od 0° do 180°. Pod zhruba 30–40° se kometa ztrácí v soumraku, nad 90° je vidět za tmy i několik hodin. Při elongaci 180° je kometa v opozici se Sluncem a nad obzorem celou noc.

Při plánování pozorování sledujte v efemeridě elongaci spolu s jasností: kometa, která je podle magnitudy jasná, může být kvůli malé elongaci prakticky nepozorovatelná.

Země obíhá po téměř kruhové dráze s excentricitou 0,017, Halleyova kometa po protáhlé elipse s excentricitou asi 0,97. Komety z Oortova oblaku mají excentricitu velmi blízko 1, třeba C/1995 O1 (Hale-Bopp) asi 0,995. Z excentricity e a vzdálenosti perihelu q se dá spočítat vzdálenost afelu: Q = q (1 + e) / (1 − e).

Těleso na hyperbolické dráze se ke Slunci už nevrátí. Excentricitu výrazně větší než 1 mají mezihvězdné objekty: 1I/ʻOumuamua asi 1,2, 2I/Borisov 3,36 a 3I/ATLAS dokonce 6,1. Komety ze Sluneční soustavy mívají excentricitu nanejvýš nepatrně přes 1, obvykle kvůli gravitaci planet.

Modrou barvu mu dávají ionty oxidu uhelnatého (CO⁺), které pohlcují sluneční světlo a vyzařují ho kolem vlnové délky 420 nm. Lidské oko je v noci na modrou barvu málo citlivé, proto iontový ohon lépe zachytí fotografie.

Iontový ohon mívá jemnou strukturu, uzlíky a vlákna, které se mění během hodin. Když se změní směr magnetického pole slunečního větru, může se od komety dokonce odtrhnout.

Jádra komet mívají průměr od zlomků kilometru po desítky kilometrů: jádro Halleyovy komety měří zhruba 15 × 8 km, jádro komety Hale-Bopp asi 30–40 km. Jsou velmi tmavá, odrážejí jen několik procent dopadajícího světla, a mají nízkou hustotu.

Aktivní bývá jen malá část povrchu. Z jádra pocházejí všechny projevy komety včetně náhlých zjasnění (outburstů). Velmi malá jádra se při průletu blízko Slunce někdy rozpadnou.

Koma se obvykle vytvoří, když se kometa přiblíží ke Slunci zhruba na 3 astronomické jednotky. Kromě vodní páry obsahuje oxid uhelnatý a uhličitý a molekuly jako C₂ a CN, které jí na snímcích dávají zelenavý nádech.

Pozorovatelé odhadují průměr komy v obloukových minutách a zapisují ho do hlášení spolu s jasností. Skutečný průměr bývá statisíce až miliony kilometrů: koma komety 17P/Holmes byla v listopadu 2007 větší než Slunce.

Krátkoperiodické komety jsou jen částí periodických komet: písmeno P dostane i kometa s delší oběžnou dobou, pokud byla pozorována při více návratech, jako 153P/Ikeya-Zhang s dobou kolem 365 let. Komety Halleyova typu s dobou 20–200 let, jako 1P/Halley (76 let) nebo 12P/Pons-Brooks (71 let), mívají dráhy skloněné libovolně a Halleyova kometa obíhá dokonce opačným směrem než planety.

Komety Jupiterovy rodiny obíhají většinou blízko roviny drah planet a afel mají u dráhy Jupiteru, který jejich dráhy neustále mění. Pocházejí z Kuiperova pásu a z rozptýleného disku. Ke Slunci se vracejí často, proto bývají méně aktivní než komety z Oortova oblaku, jejich návraty se ale dají dobře předpovědět.

První těleso pásu kromě Pluta a jeho měsíce Charonu objevili David Jewitt a Jane Luu v roce 1992, dnes jich známe tisíce. Největší mají průměr přes 1000 km, například Pluto (2377 km). Sonda New Horizons prolétla v roce 2015 kolem Pluta a v roce 2019 kolem malého tělesa Arrokoth.

Pás nese jméno Gerarda Kuipera, o podobné oblasti ale psal už dříve Kenneth Edgeworth, proto se mu říká i Edgeworthův-Kuiperův pás. Tělesa z pásu a z rozptýleného disku se vlivem Neptunu postupně dostávají blíž ke Slunci, nejprve jako kentauři mezi drahami Jupiteru a Neptunu a nakonec jako komety Jupiterovy rodiny.

Na tmavé obloze vidíme pouhým okem hvězdy zhruba do 6 mag, ve městě jen do 3–4 mag. Velmi jasné objekty mají záporné hodnoty: Venuše kolem −4 mag, Slunce −26,7 mag.

U komet se uvádí celková jasnost komy (m1). Odhaduje se srovnáním s hvězdami známé jasnosti, z nichž aspoň jedna je jasnější a jedna slabší než kometa. Rozlehlá kometa je přitom hůř vidět než hvězda stejné magnitudy, viz plošná jasnost.

Zrnka uvolněná z komety se postupně rozptýlí podél celé její dráhy a vytvoří meteorický proud. Když protíná dráhu Země, vidíme roj každý rok ve stejnou dobu: Perseidy z komety 109P/Swift-Tuttle vrcholí kolem 12. srpna, Orionidy a η Akvaridy pocházejí z Halleyovy komety. Mateřským tělesem Geminid je planetka (3200) Phaethon.

Roj se jmenuje podle souhvězdí, ve kterém leží jeho radiant, a Mezinárodní astronomická unie mu přiděluje třípísmennou zkratku, třeba PER pro Perseidy. Potvrzených rojů je přes sto, většina z nich je ale slabá. Sílu roje vyjadřuje ZHR, při ZHR nad 1000 se mluví o meteorickém dešti.

Sidgwickova metoda (S): pozorovatel si zapamatuje zaostřený obraz komety a pak rozostří hvězdy, až mají stejný průměr jako koma. Hodí se pro difúzní komety. Bobrovnikovova metoda (B): rozostří se kometa i hvězdy, až mají zhruba stejnou velikost, a porovnávají se přímo. Hodí se pro malé a silně kondenzované komety, difúzní komety vycházejí touto metodou slabší.

Morrisova metoda (M) leží mezi nimi: kometa se rozostří jen natolik, aby měla koma všude stejný jas, pozorovatel si tento obraz zapamatuje a hvězdy rozostří na stejný průměr. U všech metod se srovnává s několika hvězdami jasnějšími i slabšími než kometa a rozdíly se odhadují v desetinách magnitudy nebo v Argelanderových stupních.

Pozorovatelé meteorů ji určují počítáním hvězd ve vybraných oblastech oblohy, třeba v trojúhelnících IMO, a z tabulky zjistí, jaké MHV počet hvězd odpovídá. Jednodušší je najít nejslabší hvězdu, kterou ještě vidíte, a její jasnost zjistit na mapě. MHV se během noci mění s Měsícem, oparem i výškou nad obzorem, proto se určuje opakovaně.

Podle MHV se přepočítává ZHR. U komet MHV ovlivňuje, jak velkou komu a jak dlouhý ohon zahlédneme a zda vůbec uvidíme slabou difúzní kometu. Dalekohled dosáhne mnohem slabších hvězd než oko: triedr 10 × 50 ukáže hvězdy zhruba do 9–10 mag.

Iontový ohon míří téměř přesně od Slunce, prachový se za kometou stáčí podél její dráhy. Délku ohonu pozorovatelé udávají ve stupních a jeho směr pozičním úhlem (PA).

Ohon bývá nejdelší krátce po průchodu perihelem. Jak dlouhý ho uvidíme, záleží hodně na tmavosti oblohy: na světlé obloze se slabé části ohonu ztrácejí.

Existenci oblaku odvodil v roce 1950 nizozemský astronom Jan Oort z drah dlouhoperiodických komet, jejichž afely ležely desítky tisíc au od Slunce. Oblak začíná zhruba 2000 au od Slunce a jeho vnější okraj může být 100 000 au daleko i dál, tedy přes třetinu cesty k nejbližší hvězdě. Mohou v něm být stovky miliard až biliony komet.

Tělesa oblaku vznikla blíž ke Slunci a ven je vymrštila gravitace velkých planet. Dnes jejich dráhy ruší procházející hvězdy a slapové působení Galaxie. Některá z nich tak zamíří do vnitřní Sluneční soustavy a vidíme je jako dynamicky nové komety, které se ke Slunci blíží poprvé.

Kometa 29P/Schwassmann-Wachmann se zjasňuje několikrát za rok, obvykle o 1–5 mag. Výjimečný byl outburst komety 17P/Holmes v říjnu 2007: za necelé dva dny zjasnila z přibližně 17 na 2,8 mag, tedy zhruba půlmilionkrát, a byla vidět pouhým okem.

Na začátku outburstu bývá uprostřed komy ostré bodové zjasnění, které se pak rozplývá do zvětšující se komy. Pozorování z prvních hodin jsou nejcennější, proto při outburstu hlaste i změny DC a průměru komy. Česky se outburstu říká také výbuch jasnosti.

Písmeno A v označení C/2023 A3 znamená první polovinu ledna (B je druhá polovina ledna, C první polovina února a tak dál, písmeno I se vynechává) a číslo 3 třetí kometu objevenou v tomto období. Periodické komety dostanou po potvrzení návratu pořadové číslo, třeba 1P/Halley nebo 12P/Pons-Brooks.

Písmena na začátku: P pro periodické komety, C pro neperiodické, D pro zaniklé nebo ztracené, X pro komety bez spolehlivé dráhy, I pro mezihvězdné objekty a A pro tělesa, která dostala označení komety, ale ukázala se jako planetky. Když se kometa rozpadne, úlomky dostanou přípony -A, -B a tak dál, například úlomek 73P-B komety Schwassmann-Wachmann.

Na mapě oblohy se severem nahoře leží východ vlevo. Poziční úhel se zapisuje v celých stupních a v hlášení je povinný, pokud uvádíte délku ohonu.

Iontový ohon míří téměř přesně od Slunce, takže jeho PA lze porovnat se směrem uvedeným v efemeridě. Prachový ohon se od tohoto směru kvůli zakřivení odchyluje. Dalekohled často obraz převrací, proto si sever a východ ověřte podle hvězd.

Aktivita komety obvykle vrcholí v perihelu nebo krátce po něm. Datum perihelu a vzdálenost od Slunce v astronomických jednotkách (q) najdete v efemeridách. Halleyova kometa prošla perihelem naposledy 9. února 1986 ve vzdálenosti 0,59 au, příště jím projde v roce 2061.

Komety, které se ke Slunci přiblíží hodně těsně, se v perihelu mohou i rozpadnout. Tak v roce 2013 skončila kometa C/2012 S1 (ISON).

Pořadové číslo před písmenem P dostane kometa, až když se potvrdí její návrat. Mezi periodickými kometami se rozlišují komety Jupiterovy rodiny s oběžnou dobou pod 20 let, třeba 67P/Čurjumov-Gerasimenko, a komety Halleyova typu s dobou 20–200 let.

Další písmena v označení komet: C pro neperiodické komety, D pro periodické komety, které zanikly nebo se ztratily (třeba 3D/Biela), X pro komety bez spolehlivé dráhy a I pro mezihvězdné objekty, jako je 2I/Borisov.

Celková jasnost komety se rozprostírá po celé ploše komy. Když se průměr komy zdvojnásobí a celková jasnost zůstane stejná, plošná jasnost klesne zhruba o 1,5 mag. Proto bývají rozlehlé difúzní komety o 1–3 mag hůř vidět než hvězda stejné magnitudy.

Nízkou plošnou jasnost nejvíc ničí světelné znečištění. Pomáhá tmavé místo, malé zvětšení, dalekohled s velkou výstupní pupilou (třeba triedr) a boční pohled.

Každé zrnko se po uvolnění z komy pohybuje po vlastní dráze kolem Slunce. Protože ho tlak záření odtlačuje, ohon se za kometou stáčí podél její dráhy. U jasných komet bývá nejnápadnější částí ohonu a dobře viditelný i pouhým okem, jako v roce 2020 u komety C/2020 F3 (NEOWISE).

Při měření polohy širokého prachového ohonu je dobré zaznamenat poziční úhel obou jeho okrajů.

Meteor patří k roji, když jeho stopa prodloužená dozadu míří do radiantu. Radiant se kvůli pohybu Země kolem Slunce posouvá po obloze, obvykle o 0,5–1,5° za den, proto se jeho poloha udává pro den maxima. Radiant Perseid leží v maximu na souřadnicích RA 48° a Dec +58°, v souhvězdí Persea, podle kterého má roj jméno.

Čím výš je radiant nad obzorem, tím víc meteorů z roje uvidíme: při radiantu ve výšce 30° je to jen polovina počtu, který bychom viděli s radiantem v nadhlavníku. Když je radiant pod obzorem, meteory roje nevidíme. Na kartách meteorických rojů na našem webu najdete, kdy radiant vychází a kdy je nejvýš.

Rektascenze se počítá od jarního bodu směrem na východ, jedna hodina odpovídá 15°. Deklinace je kladná na sever od nebeského rovníku: Polárka má deklinaci téměř +89°. Protože se zemská osa pomalu stáčí (precese), souřadnice se vztahují k určitému datu, dnes obvykle k ekvinokciu J2000.0.

V tabulce komet na našem webu je rektascenze v hodinách a minutách a deklinace ve stupních a obloukových minutách, obojí pro J2000.0 jako na většině hvězdných map. Na kartách meteorických rojů je poloha radiantu ve stupních, jak je zvykem u meteorů: radiant Perseid má v maximu RA 48° a Dec +58°, v hodinách je to asi 3 h 12 min.

Jasnosti srovnávacích hvězd se berou z doporučených katalogů, protože chybné hodnoty zkreslí celý odhad. Pro jasnější komety se nejčastěji používá katalog Tycho-2 (v hlášení kód TK). Databáze COBS mezi doporučenými zdroji uvádí i fotometrii z přehlídky APASS a z družice Gaia, která sahá ke slabším hvězdám. Podle ICQ se Tycho nehodí pro komety slabší než 10,5 mag a starý katalog SAO pro komety slabší než 9,5 mag.

Vyhněte se výrazně červeným a proměnným hvězdám a hvězdám mnohem níž nad obzorem než kometa, jejichž světlo víc tlumí atmosféra. Použitý katalog se zapisuje do hlášení, aby šlo odhady různých pozorovatelů porovnat.

ZHR slouží k porovnání síly různých rojů i jednoho roje v různých letech. Perseidy mají v maximu ZHR kolem 100, Geminidy kolem 150, většina menších rojů jen do 10. Při ZHR nad 1000 se mluví o meteorickém dešti, jaký předvedly Leonidy v letech 1966 a 2001.

Ze skutečného počtu meteorů se ZHR počítá s opravami na výšku radiantu, mezní hvězdnou velikost a zakrytou část oblohy. Při radiantu ve výšce 45° a mezní hvězdné velikosti 5,5 mag uvidíte z roje se ZHR 100 jen asi 30 meteorů za hodinu. Pozorovatelé proto ke svým počtům hlásí i mezní hvězdnou velikost, třeba do databáze Mezinárodní meteorické organizace (IMO).