Kometární jádro: Porovnání verzí
Smazaný obsah Přidaný obsah
→Velikost: typo značky: editace z mobilu editace z mobilního webu pokročilá editace z mobilního zařízení |
typo, překlepy, com |
||
Řádek 1:
{{Upravit|čeština, chybí odkazy a řádkové reference}}
[[
'''Kometární jádro''' je pevné těleso nacházející se uprostřed komety. Kometární jádro je obvykle složené z prachu, zmrazených plynů a kamene. Populárně jsou označované za „špinavé sněhové koule“. Plyny sublimují při zahřátí Sluncem a vytváří plynný obal, obklopující a následující kometární jádro jinak označovaný za [[Koma (astronomie)|koma]]. Síla účinkující vlivem sluneční radiace a solárního větru na koma při přiblížení komety k Slunci způsobuje vytvoření kometárního ohonu, který směřuje dál od Slunce. Typické kometární jádro vykazuje albedo 0,04. Tato hodnota je nižší než u uhlí a pravděpodobně je způsobena povrchovým prachem.
Získané informace ze sond Rosetta a Philae poukazují na nepřítomnost magnetického pole v okolí jádra komety 67P/Čurjymov-Gerasimenko. Z tohoto poznatku se odhaduje, že síla magnetického pole a magnetismu obecně nehrála velkou roli v době brzké formace planetesimál.
== Původ ==
[[
Obecně se předpokládá původ komet, nebo také prekurzorů komet v oblasti vnější sluneční soustavy a to milióny let před zformováním planet. Jakým přesně způsobem se formují a také přesný původ komet je diskutabilní, i když se tyto procesy zdají být klíčové pro pochopení formování sluneční soustavy a také geologie. Trojrozměrné výpočetní modely poukazují na důležité strukturní znaky pozorované u kometárních jader, které nasvědčují vysvětlení postupného narůstání menších těles (kometesimál) za nízké rychlosti. V tuto chvíli upřednostňované vysvětlení procesu vzniku komet je tzv. Mlhovinová hypotéza. Podle které jsou komety zbytky původních planetesimál, tedy „základních stavebních kamenů“ z kterých ve sluneční soustavě vlivem gravitace narůstaly planety.
Astronomové předpokládají původ komet z Ortova mračna a také rozptýleného disku.
== Velikost ==
[[
Předpokládaná velikost většiny kometárních jader se pohybuje kolem 16 km napříč. Největší komety, které se přiblížily oběžné dráze planety Saturn jsou C/2002 VQ94 (≈100 km), Hale-Bopp (≈60 km), 29P (≈30,8 km), 109P/Swift–Tuttle (≈26 km) a 28P/Neujmin (≈21,4 km).
Jádro Halleyovy komety tvarem připomínající bramboru (15×8×8 km), obsahuje rovnoměrné rozvrstvení ledu a prachových částic.
Řádek 35:
== Složení ==
Kolem 80 % jádra Halleyovy komety tvoří voda ve formě ledu a dále zmrzlý oxid uhelnatý tvoří kolem 15 %. Zbytek je složen především ze zmrzlého metanu, amoniaku a oxidu uhličitého. Výzkumníci předpokládají, že ostatní komety jsou složením velmi podobné Halleyově kometě. Jádro je při pozorování také velmi tmavého odstínu a tento poznatek vedl výzkumníky k domněnce, že většina komet je pokryta tmavou vrstvou kamení a prachu zakrývající led. Proto tento typ komet vypouští do okolí plyny jen v té době, kdy je
Složení vodní páry z komety 67P/Čurjymov-Gerasimenko je dle poznatků ze sondy mise Rosetta v základu odlišné od zemské vodní páry. Poměr deuteria k vodíku ve vodní páře komety je třikrát větší, než u vodní páry na Zemi.
Řádek 43:
=== Tříštivost ===
Některá kometární jádra se zdají vykazovat velmi velkou křehkost, alespoň to potvrdila pozorování rozdělování komet na menší části. Komety, které se rozdělily, jsou například 3D/Biela v roce 1846, Shoemaker–Levy 9 v roce 1992 a 73P/Schwassmann–Wachmann během let 1995 do 2006. Řecký historik Eforos zapsal poznámku o pozorovaném rozdělení komety již v zimě
Komety 42P/Neujmin a 53P/Van Biesbroeck vykazují znaky, toho že se jedná o pouhé části původních větších komet. Výpočetní začlenění modelu poukázala, že obě komety se přiblížily k planetě Jupiter v lednu 1850 a před touto událostí byly jejich oběžné dráhy téměř identické.
[[
== Albedo ==
Kometární jádra ve sluneční soustavě mohou být velmi temné objekty. Vesmírná sonda [[Giotto]] poukázala na to, že jádro Halleyovy komety odráží kolem 4 % dopadajícího světla. Sonda Deep Space 1 odhalila u komety Borrelly jen 2,
== Objevy ==
První mise blízkého setkání s kometou byla provedena sondou Giotto. Jednalo se o první snímání komety z tak velké blízkosti téměř až 596 km. Byly to první důkazy o přítomnosti vycházejících výtrysků plynu a povrchu o velmi nízké odrazivosti, ale také přítomnosti organických sloučenin.
Během přeletu sondy v blízkosti komety byla Giotto až dvanáct tisíckrát zasažena, včetně zásahu úlomku o 1 g, který způsobil dočasnou ztrátu komunikace se střediskem Darmstadt. U Halleyovy komety bylo vypočítáno vypouštění materiálu až o 3 tunách za sekundu, ze sedmi výtrysků. Způsobující kmitání po relativně dlouhou dobu. Dalším cílem po Halleyově kometě bylo jádro komety Grigg–Skjellerup, ke které se Giotto přiblížila na vzdálenost
Výsledné poznatky z mise Rosetta a přistávacího modulu Philae přinesly nový vhled do podstaty komet a měřící spektrograf ALICE detekoval přítomnost elektronů (kolem 1 km
==
=== Reference ===
{{Překlad| jazyk = en| článek = Comet nucleus| revize = 841468320}}
=== Externí odkazy ===
* {{Commonscat}}
[[Kategorie:Sluneční soustava]]
| |||