Bude padesátkrát jasnější než Halleyova kometa. Sedmkrát jasnější než Měsíc.“ Těmito slovy světové noviny roku 1973 zvěstovaly přílet komety Kohoutek, objevené spolužákem autora tohoto článku, astronomem Lubošem Kohoutkem. Tehdy se ovšem žádný zázrak nekonal, kometa století zklamala očekávání stejně, jako se to stalo přesně o 40 let později kometě ISON.

Tento text doplňuje autorův článek v tištěném Vesmíru (č. 93, říjen 2014)

Když jsem byl vloni v říjnu požádán o příspěvek na téma „Komety“ do speciálního čísla časopisu Astropis na rok 2013, pojednávajícího o meziplanetární hmotě, byl jsem právě jak na trní v očekávání, jak to dopadne s kometární celebritou ISON, formálně označenou C/2012 S1. V té době jsem o ní napsal několik krátkých, ale postupně aktualizovaných článků, a v každém z nich jsem byl ohledně její budoucnosti o něco skeptičtější než v tom předcházejícím. Svému astropisovému příspěvku jsem dal název Kometa století, fiasko, anebo něco mezi? Označil jsem jako „obludný“ názor, že by kometa mohla v blízkosti Slunce dosáhnout jasnosti Měsíce (jak se dalo leckde dočíst) a dovolil jsem si předpovědět, že by mohla „na velmi krátkou dobu dosáhnout jasnosti mezi -1 a -2 magnituda“ (mag). Jak se ve skutečnosti ukázalo, v bílém světle kometa opravdu dosáhla v maximu jasnosti -2,0 mag na dobu asi 4 hodin a byla jasnější než -1,0 mag v průběhu zhruba 17 hodin. To vše se odehrálo během posledních 24 hodin před průchodem přísluním, k němuž došlo 28. listopadu 2013 před 19. hodinou světového času (SČ) ve vzdálenosti jen 1,17 milionu kilometrů, méně než sluneční průměr, nad povrchem Slunce.

Kometa spěla rychle k úplnému zániku a nakonec se stala jen souborem malých úlomků a prachových částic.

V těsné blízkosti Slunce sledovaly ISON detektory na palubách nejméně tuctu sond a observatoří pro výzkum Slunce. Díky nim jsme mohli vzhled, aktivitu a vývoj komety monitorovat téměř minutu po minutě. Signál komety jsme tak mohli sledovat od rentgenových paprsků až po infračervené záření. Pozemské detektory navíc kometu v blízkosti Slunce pozorovaly i na radiových vlnách. Odborníci však na předběžné výsledky těchto pozorování reagovali rozpolceně. Zatímco někteří se odhodlali k psaní nekrologů už druhý den, jiní trvali na tom, že část jádra komety přežila průchod kolem Slunce a že ISON vykazovala určitou aktivitu i po přísluní. V odpovědi na neuvěřitelné perličky, jimiž se to jak v médiích, tak na sociálních sítích doslova hemžilo (například že kometa „je mrtvá pouze z větší části“ nebo že si experti „rvou vlasy“ nad tím, co se to s kometou děje), uveřejnil jakýsi pan Anthony Watts na webu krátký článek s docela vtipným názvem Oživlá mrtvolka komety ISON znovu umírá (Zombie Comet ISON Dies Again). Hned v první větě autor psal, s použitím slovní hříčky, že kometa ISON má zřejmě povahu ISON ISOFF (v angl.: IS ON = je zapnutá, IS OFF = je vypnutá).

Po několika dnech váhání i ti největší optimisté došli k nevyhnutelnému závěru, že „ISON IS OFF“, a že rozpad komety století představuje skutečné fiasko (obrázek 1). Jenomže je to také fiasko, které jsme – v přeneseném slova smyslu – sledovali jako náraz dvou automobilů vysokorychlostní kamerou. Obrovské množství informací nashromážděné pozemskými pozorovateli i vesmírnými roboty (jejichž publikování je teprve v samých začátcích) nám totiž dovoluje hledat odpověď na to, co a proč se to kometě ISON přihodilo.

ISON 1

Obrázek 1. Rychle se měnící vzhled komety ISON v zorném poli koronografu C3 na palubě družice SOHO mezi 27,4 a 30,8 listopadem SČ. Kometa se přibližovala ke Slunci ze směru vpravo dole a opouštěla jej ve směru vpravo nahoru, nad nápisem „pozůstatky ISON“. Slunce je znázorněno malým bílým kroužkem; tmavý disk se Sluncem soustředný a asi čtyřikrát větší je clona koronografu, která pohlcuje většinu slunečního záření. Před přísluním je chvost komety dlouhý, úzký a rozvětvený a míří od Slunce, zatímco po přísluní má tvar rozšiřujícího se vějíře, jehož osa směřuje stranou od Slunce. Krátkodobé zjasnění komety po přísluní, kdy se nalézala mezi Sluncem a Zemí, bylo způsobeno tzv. dopředným rozptylem slunečního světla prachovými částicemi v oblasti rozpadlé hlavy, nikoliv novou aktivitou. Úhlopříčka pole měří 16°. Vizuální jasnost hvězdy Antares (α Sco) u dolního okraje pole je 1,06 mag. (Zdroj: ESA/NASA/LASCO konsorcium.) VIDEO průletu komety ISON kolem Slunce

Důvodů, proč ISON zůstává středem značného zájmu kometárních fyziků, chemiků a astronomů je několik. V prvé řadě jde o příslušníka velmi vzácného druhu komet téměř se „otírajících“ o Slunce, nikoliv však o člena Kreutzova systému komet jako byla např. kometa Lovejoy (C/2011 W3). Za druhé jde o kometu dynamicky novou, jež přicestovala přímo z Oortova oblaku na samých hranicích Sluneční soustavy. A za třetí, ISON byla objevena v září 2012, víc než rok před přísluním 1, což nabídlo velké možnosti pro zkoumání vývoje tohoto objektu v širokém rozmezí heliocentrických vzdáleností, příležitost, jež se u dynamicky nových komet s velmi malou vzdáleností přísluní vyskytla poprvé.

Cykly

Na cestě ke Slunci procházela kometa jakýmisi cykly zjasňování a opětovného slábnutí jasnosti. Téměř to vypadalo, jako by někdo kometu ovládal pomyslným stmívačem. Pětkrát pozvolna přidat, pětkrát ubrat. Kometa při tom působila dojmem, jakoby její aktivita žila z omezených zdrojů na povrchu jádra (a těsně pod ním), jež se poměrně rychle vyčerpaly, ale jež byly záhy nahrazeny zdroji novými. Opět se jednalo o střídající se „zapínání“ a „vypínání“ aktivity, tentokrát však skutečné.

ISON se přibližovala ke Slunci, ale celkové zjasňování nerostlo nějak výrazně. Teprve začátkem listopadu 2013 nastala změna. Do přísluní zbývaly zhruba tři týdny, když se objevil první náznak náhlého zvýšení aktivity. O pár dní později, 16 dní před přísluním, skončil poslední z pěti cyklů. Toho dne ISON krátce předběžně vzplanula. O dva dny později následoval první velký výbuch – A. Do přísluní tou dobou zbývalo 14 dní. Současně s výbuchem kometa nenadále začala uvolňovat do okolí více než desetkrát více vody, než doposud..

Ačkoliv výbuch A bezprostředně nezpůsobil rozpad jádra, podstatně přispěl k „navedení” komety na vývojovou stezku vedoucí k jejímu nezvratnému a neodkladnému zániku (obrázek 2).

Obrázek 2. Světelná křivka a denní průměry produkce vody komety ISON mezi 1,3 AU od Slunce před přísluním a 0,17 AU po přísluní. HI1A je první heliosférický imager na palubě sondy STEREO A. Vztah mezi normalizovanou jasností komety a produkcí vody je zejména během výbuchu A pozoruhodný.

Obrázek 2. Světelná křivka a denní průměry produkce vody komety ISON mezi 1,3 AU od Slunce před přísluním a 0,17 AU po přísluní. HI1A je první heliosférický imager na palubě sondy STEREO A. Vztah mezi normalizovanou jasností komety a produkcí vody je zejména během výbuchu A pozoruhodný.

Zatímco vzplanutí komet často nemají žádný pozorovatelný vliv na jejich následné chování, v případě ISONy byl výbuch A o týden později následován mnohem silnějším výbuchem B, který byl vlastně sérií nejméně tří velkých, rychle po sobě jdoucích vzplanutí, během nichž se produkce vody dále prudce zvýšila a zůstala po dobu asi tří dnů téměř stokrát vyšší než dva týdny před tím.

Jak si tuto gigantickou nadprodukci vody a jiných, těkavějších látek, vysvětlit? Pouhý únik ledových zrn z povrchu jádra komety by byl příliš pozvolný. ISON prodělala mnohem dynamičtější změny. Odhadujeme, že v době výbuchu A byla celková sublimační plocha komety dvacetinásobně větší, než plocha Sluncem ozářeného povrchu jádra, v době výbuchu B dokonce asi padesátkrát větší.

Kometa byla zřejmě roztrhána množstvím puklin, jež zpřístupnily rozsáhlé a dříve nedostupné zdroje vodního a jiných ledů. Tyto zdroje musely nutně pocházet z nitra jádra komety a jejich náhlá dosažitelnost byla tudíž důsledkem jeho nenadálého rozpadu. V případě výbuchu A byly praskliny poměrně omezeného rozsahu, ale výbuch B už zachvátil celý objekt. Následkem této kataklyzmatické události došlo prakticky k úplnému vyčerpání veškerých zásob těkavých látek, jimiž jádro disponovalo. Během pouhých 1-2 dnů po ukončení výbuchu B produkce plynu poklesla strmě, nejméně dvacetkrát, a už se nikdy neobnovila. Osud ISONy byl tím okamžikem zpečetěn.

V době setkání s Marsem musel být průměr jádra větší než cca 750 m.

A tak se zhruba tři dny před přísluním jádro komety ISON podobalo obrovitému shluku skal, balvanů, oblázků a prachu buď zcela, nebo téměř zcela zbavených těkavých látek. Další rozpad trosek jádra pokračoval víceméně samovolně, podporován jen jejich dramaticky se zvyšující teplotou. Tímto drobením však vzrůstal celkový průřez oblaku 2, což zejména při pokračujícím přibližování komety ke Slunci nutně vedlo k jejímu rychlému zjasňování.

Jediným významným zdrojem přežívající aktivity v této fázi vývoje komety byla sublimace atomárního sodíku, který září intenzívně ve žluté části spektra, v menší míře i sublimace dalších kovů a minerálů.  Pozorovaným projevem této aktivity byl výbuch C, jenž dosáhl maxima přibližně 16 hodin před přísluním.

Kometa, jež spěla rychle k úplnému zániku, se nakonec stala jen souborem malých úlomků a prachových částic, jež se nadále pohybovaly kolem Slunce ve svých rozdílných a nezávislých drahách bez jakékoliv interakce.

Slábnutí komety ISON mezi 24. zářím a 15. listopadem 2013 (Autor: Damian Peach)

Slábnutí komety ISON mezi 24. zářím a 15. listopadem 2013 (Autor: Damian Peach)

Ticho

Kdy ale k tomuto stádiu „věčného ticha“ došlo? Čas ukončení rozmělnění jádra, jakékoliv emise roztavených kovů i produkce prachu lze snadno stanovit z pohybu pozůstatků komety ISON na snímcích získaných krátce po průchodu oblaku přísluním pomocí koronografů na palubách družice SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) a dvou sond STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory), A a B, jež umožňují pohled na kometu ze tří různých směrů (obrázek 3).

Pohyb každé částice těchto pozůstatků někdejší komety ISON, ať jde o zrnko velikosti několika desetin milimetru, po centimetrový štěrk, přitom přesně vypovídá o okolnostech a času, kdy se oddělila od povrchu mateřského kometárního tělesa. Právě ve chvíli odpoutání se totiž kolem Slunce vydala po své vlastní dráze, na níž ji kromě sluneční gravitace ovlivňuje jen jediná výrazná síla – tlak slunečního záření. (Interakce se slunečním větrem je značně menší.)

Vliv slunečního záření

Čím je částice menší (a čím menší je její objemová hustota), tím je vliv slunečního záření výraznější. 3 Částice se výsledně pohybuje v silovém poli slabším, než je gravitační pole Slunce, anebo dokonce v poli negativní gravitace (tj. v poli odpudivé síly). Síla pole se měří poměrem β mezi zrychlením způsobeným tlakem záření a zrychlením gravitačním; pokud 0 < β < 1, je vliv tlaku záření menší než gravitace, a částice, vypuštěná z mateřského tělesa v parabolické dráze, se pohybuje kolem Slunce po konkávní hyperbole; jestliže β > 1, je vliv tlaku záření větší než gravitace a částice se pohybuje po konvexní hyperbole. V případě rovnosti mezi tlakem záření a gravitací, β = 1, se částice pohybuje konstantní rychlostí po přímce.

ISON - obrázek 3aISON - obrázek 3b
ISON - Obrázek 3c

Obrázek 3. Pozůstatky po kometě ISON (shora dolů) 5,7 hodin, 11 hodin a 16,4 hodin po přísluní. Vzhled vějířového oblaku malých úlomků a prachu podle počítačového modelu (vpravo) je v úplném souladu s pozorováními sond STEREO a SOHO (vlevo). Červené body označují velikost částic: >0,5 = submikronový rozsah, 0,1-0,5 = mikronový rozsah. Plné křivky ohraničují vypočtenou oblast, do níž se rozptýlily částice prachu, k jehož vyvržení z komety došlo 3,5 hodiny a 6 dní před přísluním. Snímky konsorcium NASA/SECCHI a konsorcium ESA/NASA/LASCO. (celý obrázek)

Z modelu (pravá strana obrázku 3) není pochyb, že prach, který sídlí ve chvostu a podél jižní hrany vějíře byl vyvržen z komety během výbuchu B. Dříve vyvržený prach je buď nedostatečně početný anebo příliš rozptýlený v prostoru nato, aby byl na kterémkoliv ze tří snímků (levá strana obrázku 3) vidět.

Severní či vůdčí hrana vějíře vybíhá podle modelu z bývalého jádra do směru, do něhož se měly podle výpočtů rozptýlit částice prachu, jež opustily rozpadající se jádro (tj. některý z jeho úlomků) pouze 3,5 hodiny před přísluním; toto je absolutně poslední prach vyvržený z komety, který snímky souhlasně prezentují. Tato hrana je velmi důležitým důkazem osudu zbytků kometárního jádra. Dokazuje (a) zastavení produkce prachu a aktivity vůbec, (b) dovršení rozpadu jádra a (c) konec existence komety ISON jako takové. Ač se nedá očekávat, že by aktivita celého oblaku úlomků přestala naráz, muselo časové období tohoto závěrečného útlumového procesu být mimořádně krátké, protože je určeno s pozoruhodně vysokou přesností, s nejistotou odhadovanou na pouhých ±20 minut. Výsledek je v souladu s vypočtenou polohou oblasti, označené na obr. 3 přerušovanou čarou. Pokud by byla kometa aktivní v okamžiku přísluní, prach by se musel vyskytovat právě v místě této úsečky. Přerušovaná čára vycházející ze zbytků jádra tedy tím, že je mimo skutečný oblak rozptýleného prachu po přísluní dokazuje, že v okamžiku nejbližšího přiblížení ke Slunci už byla kometa mrtvá.

Obrázek 4. Rychlé změny v hlavě a chvostu komety ISON během několika hodin před přísluním, jež vedly ke zmizení hlavy. Snímky byly pořízeny koronografem C2 na palubě družice SOHO dne 28. listopadu 2013, mezi 13 a 18 hodinou SČ, kdy vzdálenost komety od Slunce klesala ze 6,9 na 3,2 slunečního poloměru. Úhlopříčka každého políčka je 15,7 úhlových minut, což je v průměru 670 000 km. Slunce je vpravo. (Zdroj: ESA/NASA/LASCO konsorcium.)

Obrázek 4. Rychlé změny v hlavě a chvostu komety ISON během několika hodin před přísluním, jež vedly ke zmizení hlavy. Snímky byly pořízeny koronografem C2 na palubě družice SOHO dne 28. listopadu 2013, mezi 13 a 18 hodinou SČ, kdy vzdálenost komety od Slunce klesala ze 6,9 na 3,2 slunečního poloměru. Úhlopříčka každého políčka je 15,7 úhlových minut, což je v průměru 670 000 km. Slunce je vpravo. (Zdroj: ESA/NASA/LASCO konsorcium.)

Špičatá hlava

Byl-li rozpad dokončen 3,5 hodiny před přísluním, jak v té době kometa vypadala? Vykazovala nějaké podstatné změny tvaru? I na tyto otázky máme odpověď. Nejpodrobnější snímky z doby kolem bezprostředního zániku ISONy jako aktivní komety pořídil koronograf C2 na palubě observatoře SOHO. Obrázek 4 ukazuje vzhled komety během čtyř hodin kolem kritického času. Posloupnost těchto snímků nabízí několik zajímavých podrobností a trendů. V první řadě, z porovnání sousedních snímků jsou nejstrmější změny v poklesu povrchové jasnosti komety patrné mezi třetím a čtvrtým snímkem a hned poté mezi druhým a třetím snímkem. Není náhoda, že střed těchto dvou intervalů je velmi blízko kritickému času 3,5 hodiny. Prudký pokles povrchové jasnosti znamená, že poslední mikroskopický prach, který je fotometricky nejdůležitější (nejvíce zvyšuje jasnost), opustil již chvost a nový není k dispozici. Hlavní výsledek ze snímků na obrázku 3 je tak potvrzen i snímky na obrázku 4.

Kromě celkového slábnutí objektu je rovněž nápadné zužování chvostu a zašpičatění hlavy, z níž začíná vyčnívat slabý, stále se prodlužující výrůstek ve směru opačném než chvost. Tento výčnělek obsahuje nejhmotnější úlomky jádra a prodlužuje se proto, že hlava komety, v níž převládají mnohem menší částice (řádově milimetrové a menší), se posouvala následkem tlaku slunečního záření soustavně do chvostu, čímž vzrůstá její vzdálenost od sídla nejhmotnějších úlomků. V důsledku tohoto vývoje typické rozměry částic, tvořících chvost s časem vzrůstaly, a protože příčný rozměr chvostu závisí především na rychlosti prachu z jádra vyvrženého, která klesá s rostoucím průměrem částic, chvost se s časem zužuje.

Jak byla veliká

Další otázka, jejíž dostatečně přesné zodpovězení představuje důležitý pokrok ve studiu dynamicky nových komet, je původní rozměr a stupeň eroze jádra komety ISON. Počáteční úsilí o stanovení efektivního průměru jádra se nesetkalo s valným úspěchem, a výsledkem pozorování komety – když byla víc než 598,4 milionu km (4 AU) jak od Země, tak od Slunce – širokoúhlou kamerou WF-3 na palubě Hubbleova vesmírného teleskopu, byl pouze přibližný odhad horní meze původního rozměru jádra na cca 4 km.

Teprve těsné setkání komety s planetou Marsem dne 1. října 2013, dva měsíce před přísluním, vedlo k podstatně přesnějšímu výsledku. Na kometu zaměřila svůj objektiv kamera HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) na palubě planetu obíhající průzkumné sondy MRO (Mars Reconnaissance Orbiter). Signál nejjasnějšího pixelu odpovídal sférickému objektu o průměru poněkud větším než 1 km. 4 Tento výsledek je v uspokojivém souladu s produkcí vody. 5

Kometa ISON 10. dubna 2013 (Zdroj: ESA,Hubble, licence CC A 3.0)

Kometa ISON 10. dubna 2013 (Zdroj: ESA,Hubble, licence CC A 3.0)

Z paralelně prováděných měření intenzity záření komety ve spojitém spektru se dala odhadnout produkce prachu, jež byla nejméně o 50 procent vyšší než produkce vody, takže začátkem listopadu hmotnost ISONy ubývala rychlostí nejméně 2 tuny/s, nepočítaje v to víceméně zanedbatelné ztráty dalších látek těkavějších než voda (např. oxid uhličitý a oxid uhelnatý). Ač i toto je úctyhodný výkon na objekt tak malých rozměrů, nedá se srovnat s tím, co ISON předvedla mezi 8. a 25. listopadem. Produkce vody se zvýšila nejprve na cca 1 tunu/s během prvních pěti dní, pak na necelé 2 tuny/s následující den, na 4 tuny/s na začátku výbuchu A (14. listopadu), na 12 tun/s mezi oběma vzplanutími a konečně na neuvěřitelných 60 tun/s během výbuchu B, po dobu nejméně tří dní, kdy byla kometa mezi 45 a 60 miliony km (0,3 a 0,4 AU) od Slunce.

Tak náhlé a dramatické zvýšení aktivity lze vysvětlit pouze úplným rozdrobením jádra, jak už bylo zmíněno. Z těchto výsledků se dá vypočítat, že mezi 1. říjnem a 25. listopadem ztratila kometa téměř 80 milionů tun vody a prachu, což při předpokládané objemové hustotě 0,4 g/cm3 představuje objekt ve tvaru koule o průměru 720 m. Přežila-li malá část komety třídenní výbuch B (počínaje 21. listopadem) jako shluk balvanů, schopných další podstatné aktivity ve formě sublimace atomárního sodíku a jiných kovů (výbuch C a jeho pokračování až do 3,5 hodin před přísluním), musel být průměr jádra v době setkání s Marsem větší než cca 750 m.

S výsledným odhadem pro pravděpodobný průměr jádra komety ISON začátkem října 2013 (a jistě i mnohem dříve) mezi, řekněme, 800 a 1000 m, činily ztráty hmotnosti v době konce výbuchu B nejméně 40 procent, pravděpodobně však mnohem více než 50 procent, a zbytek byl tvořen oblakem balvanů postupně se drobících a navzájem se vzdalujících. Zbytková hmotnost pozorované části komety po ukončení fragmentačního procesu nebyla po průchodu přísluním o mnoho větší než 10 milionů tun a největší úlomky lze odhadnout nejspíše na velikost oblázků. Zdá se, že rozpad komety byl skutečně dokonalý.

Je třeba zdůraznit, že průchod přísluním neměl žádný měřitelný vliv na sublimaci kamenného materiálu a prachu. Pokud byl převážně silikátového původu, není se co divit, protože i submikronové částice takového složení nesublimují dále od povrchu Slunce než 557 000 km (0,8 slunečního poloměru). Podobně není patrný vliv slapových sil Slunce.

Obrázek 5. Mezera mezi úzkým jasným paprskem ve chvostu komety (vpravo dole) a její hlavou se zvětšuje, vzdálenost paprsku od Slunce však zůstává zhruba stejná. Snímky byly pořízeny koronografem C2 na palubě družice SOHO krátce před přísluním (konsorcium ESA/NASA/LASCO)

Obrázek 5. Mezera mezi úzkým jasným paprskem ve chvostu komety (vpravo dole) a její hlavou se zvětšuje, vzdálenost paprsku od Slunce však zůstává zhruba stejná. Snímky byly pořízeny koronografem C2 na palubě družice SOHO krátce před přísluním (konsorcium ESA/NASA/LASCO).

Stoletý paprsek

Pozoruhodným rysem komety je rozvětvený chvost, patrný na snímcích pořízených koronografy C3 a C2 na palubě družice SOHO před průchodem komety přísluním, jak ukazuje obrázek 1. Zatímco převážná část delšího, hlavního chvostu se skládá z prachu vyvrženého během výbuchu B, je původ mírně zakřiveného a ostře ohraničeného paprsku exotický. Zakřivení totiž přesně sleduje tvar dráhy za kometou, což je typická dynamická vlastnost prachu, jenž opustil jádro ve velkých heliocentrických vzdálenostech na cestě k přísluní. Stanovit přesně tuto vzdálenost z polohy paprsku nelze, pouze se dá odhadnout na více než cca 5 AU, tedy za drahou planety Jupiter.

Kromě svých pohybových vlastností se jasný paprsek ve chvostu vyznačuje též tím, že je na snímcích pořízených hlavně koronografem C2 i na několika pořízených koronografem C3 přerušen na straně ke hlavě komety. Jak je patrno z obrázku 5, vzrůstá délka mezery mezi paprskem a hlavou rychle s časem, vůči Slunci se však poloha koncového bodu paprsku prakticky nemění. Tento fakt je typický pro náhlou sublimaci prachových částic v paprsku při jejich přibližování ke Slunci. Na daném snímku sídlí v paprsku v dané vzdálenosti od hlavy komety částice, jejichž rozměry jsou tím větší, čím dříve (tj. dále od Slunce) byly z jádra komety vypuštěny.

Obrázek 6. Podrobný záběr na úzký paprsek u chvostu komety ISON na snímku pořízeném koronografem C2 na družici SOHO 1,1 hodinu po průchodu komety přísluním. Zobrazený úsek chvostu i paprsek, s koncovým bodem cca 1,5° (5,5 slunečního poloměru) od Slunce, se mu však dosud přibližovaly. Jde o jiný paprsek, než který je na obrázku 5; ten v době této expozice už neexistoval. Náhlé ukončení paprsku i chvostu u pravého dolního rohu je způsobeno okrajem zorného pole. Clona koronografu s označeným okrajem slunečního kotouče je v levém horním rohu. Úhlopříčka snímku má úhlovou délku kolem 2,25°. (Zdroj: ESA/NASA/LASCO konsorcium.)

Obrázek 6. Podrobný záběr na úzký paprsek u chvostu komety ISON na snímku pořízeném koronografem C2 na družici SOHO 1,1 hodinu po průchodu komety přísluním. Zobrazený úsek chvostu i paprsek, s koncovým bodem cca 1,5° (5,5 slunečního poloměru) od Slunce, se mu však dosud přibližovaly. Jde o jiný paprsek, než který je na obrázku 5; ten v době této expozice už neexistoval. Náhlé ukončení paprsku i chvostu u pravého dolního rohu je způsobeno okrajem zorného pole. Clona koronografu s označeným okrajem slunečního kotouče je v levém horním rohu. Úhlopříčka snímku má úhlovou délku kolem 2,25°. (Zdroj: ESA/NASA/LASCO konsorcium.)

Porovnání snímků pořízených koronografem C2 před a po průchodu komety přísluním ukazuje, že skutečně existovaly nejméně dva vzájemně se překrývající paprsky. Jasný paprsek na obrázku 5 měl koncový bod kolem 1,9° (cca 7 slunečních poloměrů) od Slunce. Na pozdějších snímcích, poté co rozpadlá hlava komety prošla přísluním, je patrný jiný, mnohem slabší paprsek (obrázek 6), jehož koncový bod je pouze 1,5° (5,5 slunečních poloměrů) od Slunce. Mezi oběma patrně existovala ještě celá řada dalších paprsků, jejichž koncové body ležely mezi 1,9° a 1,5° od Slunce, ale nebyly pozorovatelné, protože byly překryty posledním paprskem z obrázku 6, právě tak jako byl tento paprsek na obrázku 5 překryt okrajem hlavního chvostu a z části i jasným paprskem.

ISON názorně ukázala, proč jsou komety často eufemisticky srovnávány s kočkami.

Modelování sublimace prachových částic v okolí Slunce ukazuje, že vztah mezi sublimovaným rozměrem prachové částice v dané vzdálenosti od Slunce je dán v menší míře její objemovou hustotou a molární hmotností, ale daleko nejpodstatněji jejím měrným skupenským teplem sublimace, jež je v dalším nazýváno prostě sublimačním teplem a je vyjádřeno v jednotkách cal/mol (tj. v kaloriích na mol či gram-molekulu). Pro srovnání s následujícími výsledky je sublimační teplo vodního ledu rovno 11 400 cal/mol (odpovídající 2650 J/g).

Značný rozdíl mezi heliocentrickými vzdálenostmi koncových bodů paprsků na obrázcích 5 a 6 lze přisoudit v první řadě buď rozdílům v rozměrech přítomných částic prachu (vyžadující rozdíly v době vypuštění z jádra) anebo v jejich sublimačním teple. První z obou možností je mnohem přijatelnější; druhá vypadá poněkud účelově a je obtížněji odůvodnitelná. Jaké jsou důsledky podstatných rozdílů v rozměrech částic v paprscích na obrázcích 5 a 6 je patrné z obrázku 7.

Obrázek 7. Sublimační teplo částic prachu v paprscích ve chvostu komety ISON vynesené jako funkce heliocentrické vzdálenosti v době jejich vypuštění z jádra komety. Řešení, jež splňuje podmínku konstantního sublimačního tepla (šedá vodorovná čára), vyžaduje přítomnost jednak milimetrových zrn, vypuštěných ve vzdálenostech kolem 9,5 AU od Slunce (ze snímků před přísluním; jasný paprsek) a jednak oblázků o rozměrech několika centimetrů, vypuštěných v heliocentrických vzdálenostech kolem 115 AU (ze snímků po přísluní; slabší paprsek). Sublimační teplo materiálu obnáší přibližně 91 000 cal/mol, blízké sublimačnímu teplu atomárního železa.

Obrázek 7. Sublimační teplo částic prachu v paprscích ve chvostu komety ISON vynesené jako funkce heliocentrické vzdálenosti v době jejich vypuštění z jádra komety. Řešení, jež splňuje podmínku konstantního sublimačního tepla (šedá vodorovná čára), vyžaduje přítomnost jednak milimetrových zrn, vypuštěných ve vzdálenostech kolem 9,5 AU od Slunce (ze snímků před přísluním; jasný paprsek) a jednak oblázků o rozměrech několika centimetrů, vypuštěných v heliocentrických vzdálenostech kolem 115 AU (ze snímků po přísluní; slabší paprsek). Sublimační teplo materiálu obnáší přibližně 91 000 cal/mol, blízké sublimačnímu teplu atomárního železa.

Výsledek výpočtů je na první pohled neuvěřitelný: podmínka téhož sublimačního tepla pro částice v obou paprscích vede k závěru, že (a) jasný paprsek obsahoval převážně milimetrová zrna, jež byla vypuštěna z komety kolem 9,5 AU před přísluním, tedy někdy v roce 2011, včetně doby kolem prvního známého pozorování komety (a 1 rok před vlastním objevem); a (b) slabý paprsek obsahoval mnohem větší kusy, oblázky o rozměrech několika centimetrů, jež byly vypuštěny ve vzdálenostech kolem 115 AU od Slunce, tedy před zhruba sto lety!

Hyperaktivní vlasatice

Hyperaktivita ve vzdálenostech větších než cca 5 AU na cestě ke Slunci je všeobecně známá vlastnost dynamicky nových komet, poprvé přicházejících z oblasti Oortova oblaku vzdáleného několik desítek tisíc AU od Slunce. Následkem toho jsou časné předpovědi jasnosti těchto komet v přísluní až nesmyslně optimistické – přesně případ komety ISON. Čím je hyperaktivita způsobena, však bylo dlouho záhadou a teprve teoretické a laboratorní výzkumy z poslední doby vedly k určité shodě.

Vnější vrstvy jader těchto komet jsou v Oortově oblaku vystaveny kosmickému záření a obsahují volné radikály a jiné chemicky aktivní látky. Experimentálně se dá dokázat, že vodní led ukládaný na přijímač (receptor) při velmi nízké teplotě (≤10 K) a tlaku je v amorfním stavu, v němž je schopen absorbovat velká množství těkavých látek (např. oxid uhelnatý) a že případný exces se ukládá přímo na povrchu nebo velmi blízko k němu. Už při poměrně malém ohřevu, na teplotu 37 K (-236 °C), dochází k prudkému uvolnění nejtěkavějších látek, jež s sebou strhávají chomáče prachových zrn v procesu zvaném žíhání. 6 Při údajné poloze rotační osy jádra komety ISON směřující ke Slunci 7, dosáhla část ozářeného povrchu teploty 37 K v heliocentrických vzdálenostech kolem 100-120 AU, v pozoruhodné shodě s výsledkem plynoucím ze studia slabého paprsku z obrázku 6.

Z laboratorních experimentů je známo, že žíhání probíhá nespojitě i při určitých teplotách vyšších než 37 K až do doby bouřlivé krystalizace amorfního ledu v led s krychlovou strukturou. K transformaci tohoto druhu sice dochází za všech teplot, ale exponenciálně, takže proces má vzhledem ke své exotermní povaze charakter exploze – způsobující vyvržení velkého množství prachu – v čase, kdy povrch jádra dosáhne teplot kolem 125-130 K (zhruba -145 °C). V případě komety ISON začala nejintenzivnější fáze krystalizace mezi 800 a 900 dny před přísluním (zhruba v polovině roku 2011), ve vzdálenosti přibližně 9,5 AU od Slunce. Je pravděpodobné, že transformace amorfního ledu v metastabilní kubický led probíhala ještě v době prvních snímků komety z roku 2011 (téměř rok před objevem). V každém případě lze sotva popřít zřejmou časovou souvislost mezi prachem vyvrženým z jádra následkem exotermní krystalizace amorfního ledu a existencí jasného paprsku ve chvostu komety (viz obrázky 5 a 7). Původ obou paprsků, zdánlivě nepochopitelný, je tak racionálně vysvětlen.

Kometa Ison na snímku z 14. 11. 2013 (Foto: Bruce Gary and Toni Scarmato)

Kometa Ison na animovaném snímku ze 14. listopadu 2013 (Foto: Bruce Gary and Toni Scarmato)

Kočka nectí zákony

Aktivita ovlivňovala i jiné vlastnosti komety, o nichž v tomto souhrnu zmínka nepadla. Příkladem je pohyb ve dráze, který se řídil čistě gravitačním zákonem pouze ve vzdálenostech větších než cca 5 AU od Slunce. Odchylky od gravitačního zákona byly zejména výrazné a snadno měřitelné v posledních dnech před zánikem komety, během postupného rozpadu jádra. Zavedením oprav do pohybových rovnic pomocí různých negravitačních zákonů se sice podařilo nalézt řešení schopná srovnat tyto odchylky, ale extrapolovaný čas průchodu přísluním šlo určit jen velmi přibližně, s přesností kolem ±5 minut.

ISON názorně ukázala, proč jsou komety často eufemisticky srovnávány s kočkami: mají ocas a dělají si, co se jim zlíbí. Navíc ale předvedla, že některé komety si rovněž rády hrají na furianty: plýtvají svými prostředky, i když na to záhy šeredně doplatí. Před zraky všech provedla ISON svůj poslední trik tak obratně, že alespoň na čas zmátla celou řadu odborníků. Především však byla kometou prožitá havárie spojená s nanejvýš zajímavou a poučnou podívanou!

 

Mohlo by vás zajímat

Server věnovaný výzkumu komety ISONy

 

Autor: Zdeněk Sekanina (*1936) je vynikající teoretický fyzik. Ačkoli je formálně v důchodu, stále aktivně pracuje v Laboratoři pro tryskový pohon Kalifornského technologického ústavu v Pasadeně. Podílel se na projektu Stardust, který vypravil sondu ke kometě Wild 2. Sonda později kometární prach v kapsuli dopravila na Zemi. Zdeněk Sekanina je jedním z celosvětově nejcitovanějších kometárních fyziků.

(Omlouváme se za technické potíže se správou autorů v redakčním systému, které nám v současnosti neumožňují autorovu vizitku publikovat na obvyklém místě pod článkem. Na odstranění závady pracujeme.)

 

Titulní snímek: Kometa ISON dne 14. listopadu. 2013 (Foto: B. Gary, Zpracování: T. Scamato)

Print Friendly

Notes:

  1. Navíc byla kometa nalezena na řadě snímků, pořízených za jinými účely, už od konce září 2011.
  2. Analogicky: máme-li kouli o průměru 10 cm, její průřez je 78,5 cm2. Uděláme-li z ní 10 stejně velkých koulí, bude mít každá průměr 4,64 cm a průřez 16,9 cm2. Celkový průřez těchto 10 koulí je 169 cm2, tedy více než dvakrát větší než průřez původní 10 centimetrové koule. Drobení materiálu tedy způsobuje zvětšení průřezu při stejné hmotnosti. Jsou-li původní koule i její úlomky ozářeny stejným zdrojem, bude ona skupina úlomků jasnější.
  3. Výjimkou jsou částice menší než cca 100 nanometrů, na něž tlak záření má vliv zanedbatelné malý.
  4. Nově uveřejněné výsledky zpracování snímků pořízených Hubbleovým teleskopem 9. října 2013 ukazují, že 50 dní před přísluním byl průměr jádra ISON asi 1,3 km.
  5. Rozuměno: produkce vodní páry sublimací ledu z jádra komety. Protože se molekula vody brzy po sublimaci rozpadá fotodisocací nebo fotoionizací na různé produkty, především H2O  → H + OH; ale též H2O → H2 + O; a dokonce i H2O → H2O+ O + e-; a dále OH → H + O a H2 → H + H, lze v kometární fyzice užít řady metod ke zkoumání a stanovení produkce vody. Nejčastější a poměrně nejspolehlivější jsou založeny na pozorování: (1) přímo emisních pásů H2O v blízkém infračerveném spektru mezi 2 a 5 mikrony, vč. tzv. horkých pásů; (2) pásu OH (hydroxylu), fotodisociačního produktu, v blízkém ultrafialovém spektru u 309 nanometrů; (3) signálu hydroxylu v radiovém oboru na vlnové délce 18 cm; a (4) čáry Lyman alfa atomárního vodíku, fotodisociačního produktu, v dalekém ultrafialovém spektru u 122 nanometrů. Další metody, založené např. na pozorování (5) radiového signálu vody na 1,35 cm, (6) tzv. zakázané čáry atomárního kyslíku u 630 nanometrů, (7) pásů ionizované vody, H2O+, v červené části spektra, atd., jsou méně spolehlivé a uveřejněné výsledky týkající se komety ISON na nich nespočívají.
  6. Angl.: annealing.
  7. Závěr založený na podrobném studiu snímků komety ve vzdálenosti 4,15 AU od Slunce, pořízených Hubbleovým vesmírným teleskopem.