Slovníček pojmů: Komety

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°.

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.

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.

Původní dráhu ukáže až zpětný výpočet pohybu před vstupem mezi planety, včetně vlivu Galaxie a blízkých hvězd. Klasické kritérium vychází z velké poloosy nad 10 000 au, novější práce kladou hranici kolem 20 000 au. Po prvním průletu gravitace planet dráhu obvykle změní, takže kometa buď opustí Sluneční soustavu, nebo se vrací jako běžná dlouhoperiodická kometa.

Povrch takové komety nikdy neprošel ohřevem u Slunce. Nejtěkavější látky se mohou vypařovat už daleko od něj a kometa pak působí slibněji, než odpovídá její skutečné aktivitě. Takto se obvykle vysvětluje zklamání z komety C/1973 E1 (Kohoutek), objevené českým astronomem Lubošem Kohoutkem a ohlašované jako kometa století. Dynamicky nová byla také C/2012 S1 (ISON), při průchodu perihelem v roce 2013 se rozpadla.

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.

Kreutzovu skupinu popsal koncem 19. století Heinrich Kreutz. Její komety prolétají desítky až stovky tisíc kilometrů nad povrchem Slunce a mají oběžnou dobu kolem 800 let. Vznikly postupným rozpadem jediného tělesa. Většina úlomků je drobná a zanikne ještě před perihelem. Největší se stávají velkými kometami, jako C/1965 S1 (Ikeya-Seki). Kometa C/2011 W3 (Lovejoy) proletěla asi 140 000 km nad povrchem a překvapivě přežila.

Většinu lízačů Slunce objevila sluneční sonda SOHO. Od startu v roce 1995 našla přes 5 000 komet a asi 85 % z nich patří do Kreutzovy skupiny. Její snímky jsou veřejné, takže nové komety často hledají dobrovolníci. Ze Země jsou tyto drobné komety příliš slabé a příliš blízko Slunce. Podrobněji o nich píše náš návod Lízači Slunce.

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.

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.

Stopy objevila v roce 1983 družice IRAS v infračerveném oboru. Větší zrna tlačí sluneční záření jen slabě, takže zůstávají blízko dráhy komety. Tím se stopa liší od prachového ohonu z drobnějších zrn, odtlačovaného od Slunce. Časem se rozptýlí do širšího meteorického proudu, proto je nejhustší po jednom až několika obězích. Na hlubokých snímcích bývá vidět jako tenká čára procházející kometou.

Předpovědi meteorických dešťů dnes vycházejí z výpočtu, kudy vedou stopy z jednotlivých návratů komety. Takto David Asher a Robert McNaught správně předpověděli déšť Leonid v roce 1999: Země tehdy prošla stopou uvolněnou z komety 55P/Tempel-Tuttle při návratu v roce 1899.

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.

Příčinou mohou být slapové síly, rychlá rotace, teplotní pnutí nebo tlak plynu uvnitř jádra. Jistotu máme jen v několika případech, například u komety D/1993 F2 (Shoemaker-Levy 9): roztrhal ji Jupiter v roce 1992 a její úlomky do něj v roce 1994 dopadly. U většiny komet nevíme, proč se rozpadly právě tehdy. Kometu 3D/Biela viděli pozorovatelé v roce 1846 rozdělenou na dvě a po roce 1852 už ji nikdo nespatřil.

Pozorovatel pozná začínající rozpad podle rychlého poklesu stupně kondenzace, koma se protáhne a ztratí jasný střed. Při úplném zániku zůstane jen slábnoucí oblak prachu, jako v roce 2000 u komety C/1999 S4 (LINEAR) nebo v roce 2013 u C/2012 S1 (ISON). Úlomky dostávají přípony -A, -B a tak dál, u komety 73P/Schwassmann-Wachmann jich v roce 2006 byly desítky.

Body křivky tvoří odhady a měření mnoha pozorovatelů, proto je důležité uvádět metodu a přístroj. Z průběhu se určuje absolutní magnituda H a parametr n, vyjadřující rychlost zjasňování. Křivka často není kolem perihelu souměrná: některé komety jsou aktivnější před ním, jiné až po něm. Náhlý skok nahoru prozradí outburst, prudký pokles může znamenat rozpad jádra.

Měření kamerou CCD a vizuální odhady se často liší, protože CCD zachytí hlavně vnitřní část komy a kometa v něm vychází o 0 až 3 mag slabší. Řady z různých přístrojů se proto nespojují bez opravy. Ve Statistikách komet najdete světelné křivky šesti nejpozorovanějších komet roku: body jsou měření členů SMPH, čára ukazuje trend z databáze COBS. Postup popisuje návod Udělejte si světelnou křivku komety.

Velká kometa potřebuje souhru několika podmínek: velké a aktivní jádro, malou vzdálenost od Slunce v perihelu a příznivou polohu vůči Zemi. C/1995 O1 (Hale-Bopp) měla mimořádně velké jádro a byla vidět pouhým okem asi 18 měsíců, i když se ke Slunci příliš nepřiblížila. C/2006 P1 (McNaught) dosáhla v lednu 2007 jasnosti −5,5 mag a šla vidět i ve dne.

Předpovědi bývají zrádné. C/1973 E1 (Kohoutek) i C/2012 S1 (ISON) byly ohlašované jako komety století a očekávání nesplnily, zatímco C/1996 B2 (Hyakutake) přišla asi dva měsíce po objevu. Starší komety nesou název podle roku, třeba Velká kometa z roku 1882, patřící mezi lízače Slunce.

Sonda Giotto v roce 1986 ukázala, že většina povrchu Halleyovy komety je neaktivní a plyn s prachem uniká jen z několika procent plochy. Rosetta pak u komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko zjistila, že výtrysky často vycházejí z útesů a míst s prudkým zlomem terénu.

Unikající plyn působí na jádro jako slabý raketový motor a mění jeho dráhu i rotaci. V roce 1950 tím Fred Whipple vysvětlil, proč se oběžná doba komety 2P/Encke zkracovala asi o 2,5 hodiny za oběh. Výpočty drah s tím počítají jako s negravitačními silami. Na snímcích se výtrysky obvykle ukážou až po úpravě potlačující okolní komu.