Koma (astronomie): Porovnání verzí

Přidáno 7 472 bajtů ,  před 3 lety
Zrušeno přesměrování na Kometa#Složení
(Přesměrování na Kometa#Složení)
(Zrušeno přesměrování na Kometa#Složení)
značka: zrušeno přesměrování
[[File:Infrared Structure of Comet Holmes.jpg|thumb|400px|Struktura komety Holmes zachycená v infračerveném záření.]]
#PŘESMĚRUJ [[Kometa#Složení]]
'''Koma''' Koma plynný obal obklopující jádro komety, který se formuje při výrazně eliptickém oběhu [[Kometa|komety]] konkrétně v době blízkého míjení [[Slunce]]. Když se jádro komety přiblíží k Slunci, tak se zahřeje a jednotlivé části sublimují. Tento proces zapříčiňuje „rozmazaný“ vzhled komet pozorovaných teleskopy a odlišuje je od pozorovaných hvězd. Samotné slovo koma pochází z řečtiny „kome“ (κόμη), znamenající „vlasy“ z kterého bylo později odvozeno slovo cometa (latina) v češtině zastarale vlasatice.
Koma je obecně tvořeno ledem a prachovými částicemi z komety. Voda převládá téměř 90% těkavých látek, které vystupují z jádra komety v době, kdy je kometa v přibližné vzdálenosti 3 – 4 AU od Slunce. Molekuly vody (H<sub>2</sub>O) jsou rozkládány především vlivem fotodisociace a v menší míře vlivem fotoionizace. Vzhledem k fotochemii, nehraje solární vítr velkou roli v destrukci vodních molekul. Větší prachové částice poměrně stabilně kopírují oběžnou dráhu komety, zatímco menší prachové částice jsou tlačeny vlivem radiačního záření do zadní části, dále od Slunce a tvoří ohon komety.
Výzkumníci a astronomové vydali 11. srpna studie, ve kterých byl poprvé použit radiový teleskop ALMA, který detailně pozoroval rozložení HCN, HNC, H<sub>2</sub>CO a také prachu uvnitř plynných obalů komet C/2012 F6 (Lemmon) a C/2012 S1 (ISON). Druhého června 2015 oznámila NASA, že spektrograf ALICE na sondě Rosetta studující kometu [[67P/Čurjumov-Gerasimenko]] determinoval přítomnost elektronů (ve vzdálenosti 1 km od jádra komety) produkovaných vlivem fotoionizace, radiací ze Slunce na molekuly vody. Původní předpoklad počítal s přítomností fotonů, degradací molekul vody a oxidu uhličitého uvolněných z jádra komety do oblasti obklopujícího koma.
 
== Velikost ==
Koma se typicky objevují a narůstají s blízkostí komety ke Slunci a mohou dorůstat i do velikosti průměru planety Jupiter a to i přes velmi nízkou hustotu. Jeden měsíc po vyvrhnutí materiálu měla na krátkou dobu v říjnu 2007 kometa 17P/Holmes obklopující plynný obal větší než je Slunce. Velká kometa z roku 1811 měla také předpokládaný průměr větší než má Slunce. I přes narůstající koma v blízkosti Slunce, se velikost plynného obalu po překročení oběžné dráhy Marsu zmenšuje (přibližně 1,5 AU od Slunce). Na tuto vzdálenost je sluneční vítr dostatečně silný, na to aby rozmetal plyn a prach z koma a tím zvýrazní ohon komety.
 
== Rentgenové záření ==
[[Soubor:PIA02118.jpg|náhled|vpravo|95px|Kometa Tempel 1 pozorována v rentgenovém záření přístroji [[Chandra]]. ]]
V březnu 1996 byly zaznamenané komety, které emitují rentgenové záření. Zjištění překvapilo výzkumníky, protože rentgenové záření obvykle vydávají zdroje o vysokých teplotách. Je předpokládáno, že rentgenové záření je generováno interakcí mezi kometami a solárním větrem. Zdrojem rentgenové záření, tak má být proces při, kterém vysoce nabité ionty prolétají skrz plynný obal komety a srážejí se s molekulami a atomy komety. V průběhu se „odtrhávají“ jednotlivě, nebo i více elektronů od komety. Tento proces vede k emisi rentgenového záření a také ultrafialového záření ve formě fotonů.
 
 
== Pozorování ==
Při pozorování teleskopem z povrchu Země a za využití správné techniky může být vypočítána velikost koma obklopující kometu. Konkrétní metoda, nazývána driftová, nebo také proudová („drift“ v anglickém jazyce), spočívá v nastavení teleskopu ve stálé pozici a měření času za který viditelné těleso přejde přes rám viditelného pole. Tento změřený čas se vynásobí kosinusem deklinace komety a vynásobí se .25, to by se mělo rovnat průměr komety v obloukových minutách. V případě známé vzdálenosti ke kometě může být determinována zdánlivá velikost.
V roce 2015 zaznamenal přístroj na měření ALICE na sondě Rosetta od ESA přítomnost prvků vodíku, kyslíku, uhlíku a dusíku v oblasti koma u komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko. ALICE je spektrograf zaměřený na ultrafialové záření a napomohl zjištění, že elektrony vznikající vlivem UV záření se srážely a roztrhávaly molekuly [[Voda|vody]] a oxidu uhelnatého.
 
== Halo z plynného vodíku ==
[[Soubor:Comet 17P Holmes Oct 30 2007.jpg|náhled|vpravo|Kometa 17P Holmes v roce 2007.]]
Přístroj „Stargazer“, jinak také OAO-2 objevil ohromné halo vodíku obklopující některé komety. Vesmírná sonda Giotto detekovala vodíkové ionty na vzdálenost 7,8 milionů km daleko od Halleyovy komety při jejím průletu v roce 1986. Halo z plynného vodíku, bylo zaznamenáno o patnáctkrát větším průměru než má Slunce (12,5 milionů mil). Tento poznatek podpořil volbu pro zkoumání za využití sondy Pioneer od Venuše na danou kometu. Z mise bylo determinováno, že kometa vydává do okolí 12 tun vody za sekundu. Plynný vodík nebyl z emisí určen z toho důvodu, že při pozorování za využití teleskopů na povrchu Země je atmosféra Země pro tyto konkrétní vlny neprostupná. Způsob jakým jsou molekuly vody rozloženy na vodík a kyslík byl studován přístroji ALICE.
Nejdříve foton UV záření ze Slunce zasáhne molekulu vody v oblasti koma a ionizuje jí, tím že vystrčí ven energetický nabitý elektron. Tento elektron dále zasáhne další molekulu vody v oblasti koma, rozloží jí tím na dva atomy vodíku a jeden atom kyslíku. Při procesu se tyto jednotlivé atomy energeticky nabijí a emitují charakteristické UV vlnové záření detekované přístroji ALICE.
 
Vodíkové plynové halo třikrát větší než je Slunce, bylo také detekováno přístroji Skylab kolem komety Kohoutek v 70. letech 20. století. SOHO zaznamenal obal plynného vodíku větší než je 1 AU v poloměru kolem komety Hale-Bopp. Voda vycházející z komety je rozložena radiací ze Slunce a dále interakce s vodíkem emituje UV záření. Některá plynná hala komet byla naměřena i o deseti miliardách metrů na šířku (tedy 1010 větší jak Slunce). Samotné atomy vodíku jsou velmi lehké a mohou cestovat velmi velké vzdálenosti, než podlehnou ionizaci vlivem Slunce. Když podlehnou atomy vodíku ionizaci jsou obvykle rozmetány slunečním větrem.
 
== Složení ==
Výzkumná mise Rosetta nalezla přítomnost oxidu uhelnatého, oxidu uhličitého, amoniak, metan a metanol v oblasti koma u komety 67P, stejně tak přítomnost malého množství formaldehydu, sirovodíku a kyanovodíku, oxidu siřičitého, sulfidu uhličitého.
Největší naměřené množství u plynného obalu komety 67P bylo vody, kyslíku, oxidu uhličitého a oxidu uhelnatého. Poměr mezi kyslíkem a vodou vycházející z komety zůstával stejný po dobu několika měsíců.
[[Soubor:PIA20119-CometChristensen-C2006W3-CO2-WISE-20100420.jpg|náhled|vpravo|Kometa Christensen vydávající plynný uhlík pozorovaný v infračerveném záření.]]
 
== Reference ==
{{Překlad
| jazyk = en
| článek = Coma (cometary)
| revize = 831412861
}}
{{Pahýl}}
 
[[Kategorie:Sluneční soustava]]
569

editací