Kometa: Porovnání verzí

Smazaný obsah Přidaný obsah
m Editace uživatele 79.141.242.74 (diskuse) vráceny do předchozího stavu, jehož autorem je Packa
JAnDbot (diskuse | příspěvky)
m Robot: přidáno {{Autoritní data}}; kosmetické úpravy
Řádek 1:
[[Soubor:Halebopp031197.jpg|thumbnáhled|Kometa Hale-Bopp s bílým prachovým a modrým plynovým ohonem (březen 1997)]]
 
{{Možná hledáte|sportovní klub [[HC Kometa Brno]]}}
Řádek 6:
 
V závislosti na [[gravitace|gravitační]] interakci komety s [[planeta]]mi se dráha komet může změnit na hyperbolickou (a definitivně opustit sluneční soustavu) nebo na méně výstřednou. Například [[Jupiter (planeta)|Jupiter]] je známý tím, že mění dráhy komet a zachycuje je na krátkých oběžných dráhách. Proto existují i komety, které se ke Slunci vrací pravidelně a často. Mezi ně patří například [[Halleyova kometa|Halleyova]], [[Hale-Bopp]] nebo [[Kohoutkova kometa]]. Často v tomto smyslu znamená jednou za několik let až staletí.
[[Soubor:Comet Halley.jpg|thumbnáhled|Halleyova kometa]]
 
== Složení ==
Řádek 13:
* ''Ohon'' – plyn a prachové částice směřující od Slunce (někdy je též označovaný jako chvost nebo ocas).
 
'''Složení:''' Jádro se skládá především z [[voda|vodního ledu]], tuhého [[oxid uhličitý|oxidu uhličitého]], [[oxid uhelnatý|oxidu uhelnatého]], dalších zmrzlých plynů a prachu. Koma obsahuje různé nedisociované i disociované [[molekula|molekuly]], [[radikál]]y a [[Ion|iontyion]]ty, např. OH<sup>-</sup>, NH<sup>2-</sup>, CO, CO<sub>2</sub>, [[amoniak|NH<sub>3</sub>]], [[methan|CH<sub>4</sub>]], CN, [[dikyan|(CN)<sub>2</sub>]] aj. Říká se, že kometární materiál si můžete udělat i doma: vezměte trochu vody, smíchejte s tonerem z tiskárny a ještě přidejte trochu organických látek z vlastních slin. Tuto směs promíchejte s pevným [[oxid uhličitý|oxidem uhličitým]] (suchým ledem) a nechte zmrznout.
 
Všeobecně se předpokládá, že komety vznikají v [[Oortovo mračno|Oortově mračnu]] ve velké vzdálenosti od [[Slunce]], spojováním zbytků po [[Kapalnění|kondenzaci]] [[Vznik a vývoj sluneční soustavy#Pramlhovina|sluneční mlhoviny]]. Okraje takovýchto mlhovin jsou dostatečně chladné na to, aby zde mohla existovat [[voda]] v pevném a nikoli [[plyn]]ném skupenství. [[planetka|Planetky]] vznikají jiným procesem, ale velmi staré komety, které ztratily všechnu svoji těkavou hmotu, se jim mohou podobat.
[[Soubor:Tempel1 DeepImpact.jpg|thumbnáhled|Snímek komety [[Tempel 1]] pořízený sondou [[Deep Impact (sonda)|Deep Impact]] ]]
 
== Fyzikální vlastnosti ==
Předpokládá se, že komety – přesněji kometární jádra – vznikají ve vzdáleném oblaku známém jako [[Oortův oblak]] (pojmenovaném podle holandského astronoma [[Jan Hendrik Oort|Jana Hendrika Oorta]], který jako první vyslovil hypotézu o jeho existenci) ve vzdálenosti kolem 50&nbsp;000 [[astronomická jednotka|astronomických jednotek]] od [[Slunce]]. V této vzdálenosti je [[gravitace|gravitační působení]] Slunce již velmi slabé a proto na komety významně působí i jiná vesmírná tělesa – především okolní [[hvězda|hvězdy]]. Pokud se některá z nich přiblíží ke Slunci, pak vymrští množství komet z jejich vzdálených oběžných drah. Některé z nich se potom dostanou na extrémně [[excentricita dráhy|protáhlou]] [[elipsa|eliptickou]] oběžnou dráhu, která má [[Perihelium|perihel]] (nejbližší bod oběžné dráhy) dostatečně blízko u Slunce.
 
Když se kometa přiblíží k vnitřní části sluneční soustavy, zahřívání jejího jádra Sluncem způsobí, že se jeho vnější ledové vrstvy začnou vypařovat. Takto uvolněné proudy prachu a plynu vytvoří extrémně řídkou atmosféru okolo komety, nazývanou ''[[koma (kometární)|koma]]'', a síla, kterou na komu působí sluneční vítr, způsobí vytvoření ''ohonu'' mířícího směrem od Slunce. Prach a plyn vytvářejí samostatné ohony, které míří do mírně odlišných směrů, přičemž prach zůstává vzadu za oběžnou dráhou komety (často takto vzniká zakřivený ohon) a ohon z ionizovaného plynu vždy míří přímo od Slunce, protože plyn je silněji ovlivňován slunečním větrem než prach a sleduje čáry magnetického pole a ne trajektorii oběžné dráhy. Ačkoli pevné těleso komety, takzvané ''jádro'', má průměr menší než 50 km, koma může být větší než [[Slunce]] a ohony mohou dosáhnout délky 150 milionů km i více.
 
Komu i ohon osvětluje Slunce, proto mohou být pozorovatelné ze [[Země]], když kometa prolétá vnitřní částí sluneční soustavy, prach odráží sluneční světlo přímo a plyny září v důsledku [[ionizace]]. Většina komet je bez pomoci [[dalekohled]]u příliš slabě viditelná, ale několik jich je dostatečně jasných na to, aby byly viditelné pouhým [[oko|okem]]. Před vynálezem [[dalekohled]]u se komety zdánlivě z ničeho nic zjevovaly na obloze a postupně mizely z dohledu. Byly považovány za zlé znamení smrti králů a šlechticů, případně blížících se katastrof. Ze [[starověk]]ých pramenů, například [[Čína|čínských]] kostí pro předpovídání budoucnosti, je známé, že jejich výskyty byly pozorované lidmi po celá tisíciletí. Jedním z nejznámějších starých záznamů je zobrazení [[Halleyova kometa|Halleyovy komety]] na [[Tapisérie z Bayeux|Bayeuxském gobelínu]], který zaznamenává [[normanský tábor]] při dobytí [[Anglie]] roku [[1066]].
[[Soubor:Cometorbit.sk.png|thumbnáhled|Komety mají značně protáhlé oběžné dráhy; znázorněny jsou i dva samostatné ohony]]
 
=== Optické vlastnosti ===
Překvapením je, že kometární jádra patří mezi nejčernější známé objekty, o kterých víme, že existují ve sluneční soustavě. Sonda [[Giotto (sonda)|Giotto]] zjistila, že jádro Halleyovy komety odráží přibližně 4 % světla, které na něj dopadá. Sonda [[Deep Space 1]] podobně zjistila, že povrch komety [[19P/Borrelly|Borrelly]] odráží jen 2,4 % až 3,0 % dopadajícího světla (pro porovnání [[asfalt]] odráží 7 % dopadajícího světla). Dříve se astronomové domnívali, že [[sluneční záření]] odpařilo ve svrchní vrstvě komety těkavější složky a zůstalo zde více [[organická sloučenina|organických sloučenin]] s delším [[uhlíkový řetězec|řetězcem]], které bývají tmavší. Analýza jádra komety [[73P/Schwassmann-Wachmann]], které se rozpadlo na několik částí, však ukázala, že složení svrchních a vnitřních vrstev komety je prakticky totožné.<ref>
{{Citace elektronické monografie
| příjmení = Tichý
| jméno = Miloš
Řádek 40:
 
V roce [[1996]] se překvapivě zjistilo, že komety vyzařují i [[rentgenové záření]]. Záření je pravděpodobně generované interakcí komet se [[sluneční vítr|slunečním větrem]]: když vysokoenergetické [[ion]]ty vletí do atmosféry komety, srážejí se s kometárními atomy a molekulami. Při takovéto srážce ionty zachytí jeden nebo více [[elektron]]ů, což vede k emisi rentgenového nebo ultrafialového fotonu.<ref>
{{Citace elektronické monografie
| url = http://www.kvi.nl/~bodewits
| vydavatel = Kernfysisch Versneller Instituut
Řádek 47:
 
== Oběhové vlastnosti ==
[[Soubor:Comet Kohoutek orbit p391.svg|thumbnáhled|Oběžné dráhy [[Kohoutkova kometa|Kohoutkovy komety]] a Země znázorňující velkou [[excentricita dráhy|excentrickou]] oběžnou dráhu a rychlejší pohyb v blízkosti Slunce]]
Komety jsou klasifikovány podle svých [[Doba oběhu|oběžných dob (period)]]. ''Krátkoperiodické komety'' mají oběžné doby kratší než 200 let, zatímco ''dlouhoperiodické komety'' mají oběžné doby delší, ale stále zůstávají gravitačně závislé na Slunci. ''Jednonávratové komety'' mají [[Parabola (matematika)|parabolické]] či [[hyperbola|hyperbolické]] oběžné dráhy, které je vynesou navždy mimo sluneční soustavu po jediném průletu okolo Slunce. Opačným extrémem je krátkoperiodická [[Enckeova kometa]], která má oběžnou dráhu, která jí nedovolí se vzdálit od Slunce dál než k oběžné dráze planety [[Jupiter (planeta)|Jupiter]]. Za místo vzniku krátkoperiodických komet se obecně považuje [[Kuiperův pás]]. Dlouhoperiodické komety zřejmě vznikají v [[Oortův oblak|Oortově oblaku]]. Bylo navrženo množství různých modelů vysvětlujících, proč jsou komety odkloněny do velmi excentrických drah. Patří mezi ně přiblížení k jiným [[hvězda|hvězdám]] na cestě Slunce [[Galaxie|naší Galaxií]], působení hypotetického průvodce Slunce [[Nemesis (hvězda)|Nemesis]] a nebo působení zatím neznámých transneptunických těles, například hypotetické [[Planeta X|Planety X]]. Nejpřijímanější je hypotéza, že k těmto poruchám drah dochází náhodně vzájemným ovlivňováním se těles v Oortově mračnu.
 
Řádek 69:
 
=== První pozorování a názory ===
[[Soubor:Great Comet of 1577.gif|thumbnáhled|Průlet velké komety kolem Země z roku 1577 (dřevořezba)]]
V minulosti byly komety považovány za znamení zmaru, někdy byly dokonce znázorňovány jako útok nebeských bytostí proti obyvatelům Země. Někteří autoři interpretují zmínky o „padajících hvězdách“ v [[Gilgameš]]ovi, Janově [[Apokalypsa|Apokalypse]] a Knize [[Enoch]] jako zmínky o kometách, případně o [[bolid]]ech.
 
[[Aristotelés]] předložil ve svém díle ''Meteorologica''<ref>
{{Citace elektronické monografie
| příjmení = Aristotéles
| jméno =
Řádek 91:
=== Studium oběžných drah komet ===
 
[[Soubor:Newton Comet1680.jpg|thumbnáhled|[[Parabola (matematika)|Parabolická]] oběžná dráha komety z roku 1680 načrtnutá v [[Isaac Newton|Newtonových]] ''[[Philosophiae Naturalis Principia Mathematica|Principiích]]'']]
 
I když již bylo dokázáno, že komety patří na oblohu, o otázce, jak se pohybují po obloze, se debatovalo většinu následujícího staletí. Dokonce i po tom, co [[Johannes Kepler]] zjistil roku [[1609]], že se planety pohybují okolo Slunce po [[elipsa|eliptických]] oběžných drahách, zdráhal se uvěřit, že jeho vlastní [[Keplerovy zákony]], kterými se pohyb planet řídí, ovlivňují i pohyb ostatních objektů. Domníval se, že komety se pohybují mezi planetami po přímých drahách. [[Galileo Galilei]], ačkoli byl oddaným stoupencem [[Mikuláš Koperník|Mikuláše Koperníka]], odmítl Tychonovo paralaktické pozorování a držel se aristotelovské představy pohybu po přímkách přes vrchní atmosféru.
Řádek 111:
Další objev týkající se komet však zastínil tyto myšlenky na téměř jedno století. V období [[1864]] až [[1866]] [[Itálie|italský]] astronom [[Giovanni Schiaparelli]] vypočítal oběžnou dráhu [[Meteorický roj|meteoritického roje]] [[Perseidy|Perseid]] a na základě podobnosti oběžných drah vyslovil správnou hypotézu, že Perseidy jsou fragmenty [[Swift-Tuttleova kometa|komety Swift-Tuttle]]. Souvislost mezi kometami a [[meteorický roj|meteorickými roji]] dramaticky podtrhl výskyt velmi silného meteorického roje na dráze [[Kometa 3D/Biela|Bielovy komety]] roku [[1872]], u níž byl pozorovaný rozpad na dvě části během jejího návratu v roce [[1846]], a která už po roce [[1852]] nikdy nebyla pozorovaná. Vznikl model „štěrkového náspu“ (''gravel bank'') kometární struktury, podle kterého se komety skládají ze sypkých hromad malých kamenných objektů obalených ledovou vrstvou.
 
Do poloviny 20. století už měl tento model několik nedostatků: především nedokázal vysvětlit, jak těleso, které obsahovalo jen nevelké množství ledu, mohlo mít zářivé projevy vypařující se páry po několika průchodech perihelem. V roce [[1950]] [[Fred Lawrence Whipple]] navrhl, že namísto skalnatých objektů obsahujících málo ledu, jsou komety převážně ledové objekty obsahující malé množství prachu a úlomků hornin. Tento model „špinavé sněhové koule“ byl rychle přijat.
 
==== Výzkum komet sondami ====
Řádek 118:
 
[[Stardust (sonda)|Sonda Stardust]], která odstartovala [[7. únor]]a [[1999]], už [[2. leden|2. ledna]] [[2004]] sesbírala částečky komy komety [[Wild 2]] a na zem je dopravila [[15. leden|15. ledna]] [[2006]].<ref>
{{Citace elektronické monografie
| příjmení = Martinek František
| jméno = Martinek František
Řádek 130:
 
V roce 2011 se začalo uvažovat o tom, že v jádrech komet může existovat [[voda]] i v kapalném stavu. Ve vzorcích přivezených sondou [[Stardust (sonda)|Stardust]] od komety [[Wild 2]] byly nalezeny minerály, které mohou vzniknout jen v rozmezí teplot od 50 do 200&nbsp;°C.<ref>
{{Citace elektronické monografie
| příjmení = Tichý
| jméno = Miloš
Řádek 184:
 
Několikrát již byl pozorován rozpad jádra komety. Významným příkladem byla [[Kometa 3D/Biela|kometa Biela]], která se rozlomila při průchodu [[Perihélium|perihelem]] v roce [[1846]]. Dvě nově vzniklé komety potom byly pozorovány v roce [[1852]]. Později se už nikdy nepozorovaly. Místo toho byly v letech [[1872]] a [[1885]], kdy měla kometa být viditelná, pozorovány velkolepé meteoritické roje. Slabý meteoritický roj Andromedidy, který je možné pozorovat každý rok v listopadu, je způsobený tím, že Země přechází původní oběžnou dráhou komety Biela.<ref>
{{Citace elektronické monografie
| příjmení =
| jméno =
Řádek 235:
 
{{Portály|Astronomie}}
{{Autoritní data}}
 
[[Kategorie:Sluneční soustava]]