O kometách poněkud nápadných

Keplerův výrok, že komet je ve vesmíru jako ryb v moři, platí více než doslovně - alespoň pro naši sluneční soustavu.Podle zcela střízlivých odhadů obíhá kolem Slunce po nejrůznějších drahách asi 100 miliard komet. Ale počet skutečně pozorovaných a registrovaných komet je nepoměrně menší. Nejnovější katalog kometárních drah zaznamenává za období dvou tisíc let něco kolem tisíce komet. Z toho je v současné době jen 125 těch, které se pohybují na drahách s oběžnou dobou kratší než 200 let a byly pozorovány více než jednou v době jejich průchodu přísluním. Příčinou této nepříznivé bilance je skutečnost, že vlastní kometární těleso, tedy to, co označujeme jako jádro komety a v čem je soustředěna veškerá její hmota, je z astronomického hlediska objekt velmi malý. Rozměry kometárních jader jen výjimečně překročí desítku kilometrů a celková hmotnost veškeré kometární populace ve sluneční soustavě sotva dosahuje desetinásobku hmotnosti Země. Kromě toho se naprostá většina těchto těles pohybuje po velmi protáhlých drahách a převážnou dobu své existence stráví v poměrně velkých vzdálenostech od Slunce na periferii sluneční soustavy, kde jsou mimo dosah i té dnes nejdokonalejší pozorovací techniky. Výjimkou je několik komet pohybujících se na již dobře určených periodických drahách s oběžnou dobou několika let, které mohou být sledovány po celé své dráze.Typická kometa se stane pozorovatelnou teprve tehdy, když se přiblíží ke Slunci natolik, že v důsledku zvýšené povrchové teploty vrchních vrstev jádra dojde k sublimaci plynu a k uvolňování prachových částic do celého okolního prostoru. Tím se kolem jádra vytvoří nesmírně řídká, ale rozsáhlá koma o průměru až několika set tisíc kilometrů, popřípadě chvost dosahující délek desítek až sta kilometrů. Koma i chvost září jak rozptýleným slunečním světlem na prachových částicích, tak i fluorescencí molekul vybuzenou slunečním zářením v plynu. Tento proces sice může probíhat v heliocentrických vzdálenostech 5 až 6 astronomických jednotek (1 astronomická jednotka [1 AU] = vzdálenost Slunce-Země = 149 600 000 km), ale u většiny komet produkce množství plynu a prachu v dostatečném množství nastává v menších vzdálenostech nepřesahujících 2 až 3 AU.

V jádrech komet jsou uchovány zbytky původní sluneční mlhoviny, a proto má jejich výzkum značný význam pro hlubší poznání prvotních procesů provázejících vznik sluneční soustavy. Dosavadní výzkumy nasvědčují tomu, že jádra komet vznikala za poměrně nízkých teplot. Nepřekvapuje tedy, že v jádře je vedle prachových částic - převážně silikátů - velké množství zmrzlého plynu. Chemické složení uvolňovaných plynů velmi připomíná chemické složení temných chladných mezihvězdných mračen. Hlavní složkou je sice voda s příměsí oxidu uhelnatého v poměru asi 5 : 1. Bývá zde i amoniak, formaldehyd a další molekulární vazby, složené především z lehkých prvků, tedy vodíku, dusíku a kyslíku. Není sporu o tom, že v kometách je zašifrována prehistorie naší sluneční soustavy.

Astronomové stále nejsou tak daleko, aby zaznamenali každý jev, jenž není předem očekáván, např. dosud neznámou kometu. Objev nové komety profesionálními astronomy je spíše náhodný vedlejší produkt nějakého systematického pozorovacího programu. Proto hledání a objevování nových komet je činnost, ve které se stále uplatňují astronomové-amatéři (M.Plavec, Vesmír 75, 197, 1996/4). Podle optimistického odhadu připadá na jednu nově objevenou kometu nejméně 400 hodin pozorovacího času. Počet nově nalezených a dříve nepozorovaných komet je až několik desítek za rok a velký rozdíl na tom mají právě amatéři. Jejich jedinou odměnou je, že kometa kromě označení vyjadřujícího pořadí objevu v tom kterém roce nese jméno nebo jména prvních dvou nezávislých objevitelů.

Hale-Bopp: kometa C/1995 O1

V jarních měsících 1997 se velmi pravděpodobně dočkáme pohledu na kosmický objekt mnohem zajímavější. Je to kometa C/1995 O1 nesoucí jména dvou nezávislých amatérských astronomů Allana Haleho a Thomase Boppa. V noci z 22. na 23. července 1995 přibližně ve stejném čase obdivovali Hale v Novém Mexiku a Bopp v Arizoně pomocí svých dalekohledů kulovou hvězdokupu v souhvězdí Střelce. Oba zjistili, že v blízkosti této velmi známé hvězdokupy je mlhavý objekt, který by tam podle hvězdných map neměl být. Zjistili také, že se objekt nepatrně, ale zcela zřetelně pohybuje.

Tento zcela náhodný objev by nebyl nijak vzrušující, kdyby se v několika následujících dnech neukázalo, že jde v tomto případě o cosi mimořádného. Jasnost komety C/1995 O1 Hale-Bopp, vyjádřená ve hvězdných magnitudách, byla v době objevu 11 magnitud, což odpovídá asi jednomu procentu toku viditelného záření hvězd, které jsou na hranici viditelnosti prostým okem (6 magnitud). Tak jasné bývají komety ve vzdálenosti 1,5 až 2 AU. Jenže v tomto případě byla kometa vzdálena od Slunce 7,1 AU, tedy asi 1 miliardu kilometrů. V těchto heliocentrických vzdálenostech se povrchová teplota jader komet pohybuje kolem 105 K (-168 °C) a sublimace ledu, který je hlavní složkou zmrzlých plynů v jádrech komet, je zanedbatelná. Proto se ani nevytváří koma. Samotné jádro o průměru několika kilometrů je v těchto vzdálenostech ještě téměř nepozorovatelné. Skutečnost, že v poměrně velké heliocentrické vzdálenosti byl pozorovatelný poměrně jasný kometární objekt, lze vysvětlit tím, že se z jádra uvolňovaly v poměrně velkém množství plyny sublimující již za nízkých teplot. Nejpravděpodobnější kandidátem v tomto případě je oxid uhelnatý CO. Plyn expanduje z jádra do okolního prostoru a strhává prachové částice a tím vytvoří poměrně rozsáhlou a dostatečně jasnou komu.Ve vzdálenosti 7 AU od Slunce z jednoho čtverečního metru plochy na povrchu jádra pokrytého tuhým CO a vystaveného slunečnímu záření může sublimovat za jednu hodinu přibližně 0,3 g tohoto plynu. Z intenzity molekulárních pásů ve spektru komety je možné určit celkové množství plynu vyprodukovaného z jádra komety v dané vzdálenosti a také odhadnout i minimální rozměr jádra. Spektroskopická pozorování komety Hale-Bopp potvrdila hojnou přítomnost CO v kromě a kdyby jádro bylo zcela pokryto zmrzlým CO, jeho průměr by byl necelé 3 km. V mnohých případech je jen deset procent (popř. i méně) celkového povrchu jádra zdrojem sublimujícího plynu. Kromě tohoto CO je zastoupen v kometárním ledu jen asi 10%. To znamená, že odhad průměru jádra je možno zvětšit o řád, tedy nad 25 až 30 km. V takovém případě by jádro komety mělo být pozorovatelné i ve větších vzdálenostech. A skutečně: při novém prohlížení fotografického snímku, pořízeného 27. dubna 1993 na anglo - australské observatoři v Austrálii, byla tato koma nalezena ve vzdálenosti 13 AU od Slunce a 12,7 AU od Země. Jevila se jako velmi bodový objekt 18,6 magnitudy. V takových vzdálenostech je možno předpokládat, že objekt září jen slunečním světlem odraženým od vlastního jádra komety. Z toho lze odvodit velikost jádra mnohem spolehlivěji, a to asi 40 km, pokud by byl povrch jádra dokonale bílý. Ale je nutno vzít v úvahu skutečnost, že povrch jader komet bývá velmi tmavý a odráží jen 4 až 5 procent slunečního světla ve viditelném oboru spektra. Jsou to nejtmavší tělesa ve sluneční soustavě. Z toho plyne, že v daných vzdálenostech i tak slabě zářící objekt by musel mít mít průměr asi 180 km. Je to kometární obr? Jádro Halleyovy komety má přibližně tvar elipsoidu s osami 15,4, 7,5 a 8 km. Kometa C/1995 O1 Hale-Bopp by mohla být při přiblížení ke Slunci až 1 000 násobně (!) jasnější, než byla Halleyova kometa r. 1986, v době své maximální jasnosti. Takových případů není mnoho. Maximální průměr jádra komety z r.1729 se odhaduje na 1200 km a hmotnost na 4.10¹⁷ kg. Současně největší pozorovatelnou kometou je 95P/Chiron, původně klasifikována jako planetka (2060). Před několika lety bylo zjištěno, že vykazuje typickou kometární aktivitu. Její jádro má průměr kolem 160 km a hmotnost řádově 10¹⁸ kg.

Ve prospěch "komety století" mluví i to, že charakterem své dráhy je příbuzná (nikoli však totožná) z jasnou kometou z r. 1811, která byla viditelná prostým okem po řadu týdnů. Ale skutečnost je poněkud střízlivější. Kometa Hale-Bopp je výjimečná tím, že podle všech známek je poměrně značná část povrchu jádra nejen aktivní, ale obsahuje i vyšší procento oxidu uhelnatého, který snadněji sublimuje i při nízkých teplotách. Tím se vytvořila rozsáhlá koma i v poměrně velkých heliocentrických vzdálenostech. Taková aktivita je známa i u jiných komet, ale většinou jde jen o krátkodobý jev. Ani v případě komety Hale-Bopp nebylo zpočátku jisté, zda nejde jen o podobný náhodný proces provázen dočasným zjasněním. Ale v jarních a letních měsících 1996, kdy byla kometa opět na noční obloze, dosáhla jasnost komy 8 magnitud. Byla pozorovatelná malý,i amatérskými dalekohledy, což je u komety, která byla v té době heliocentrické i geocentrické vzdálenosti 4,8 AU, naprosto neobvyklé. Stále se zvyšující produkce molekul CO, a dokonce CN, které vznikají rozpadem složitějších molekul HCN, měla trvalý charakter. Přesto však vlastní jádro nemusí být mimořádně veliké. Podle podrobného rozboru snímků této komety, pořízených Hubbleovým dalekohledem, rozměr jejího jádra nepřesahuje 40 km. Avšak podle dosavadního průběhu vývoje jasnosti je velmi pravděpodobné, že Hale.Bopp skutečně bude nápadným jevem na ranní obloze v březnu až dubnu 1997. Jasnost komet se obvykle zvyšuje nepřímo úměrně se čtvrtou mocninou heliocentrické vzdálenosti a nepřímo úměrné s druhou mocninou geocentrické vzdálenosti. Jestliže se předpoklad čtvrté mocniny správný, pak budeme pozorovat na východní a později na severovýchodní ranní obloze před svítáním od počátku února až do konce března jasnou kometu s chvostem. V té době se přiblíží k Slunci na vzdálenost 1,2 až 0,9 AU a k Zemi na 1,7 až 1,3 AU a bude v příznivé poloze pro pozorování na sever od rovníku. Pozvolna se bude přesunovat ze souhvězdí Orla do souhvězdí Labutě. Koncem března se přesune na večerní oblohu, kde po západu Slunce bude nejdříve na severozápadě postupovat ze souhvězdí Kasiopeji do souhvězdí Persea. V posledním týdnu dubna by měla být snadno pozorovatelná po západu Slunce nad západním obzorem v souhvězdí Býka.

Zda C/1995 O1 Hale.Bopp bude mít nárok na titul "komety století", není zatím jisté. Ale i tak je z hlediska výzkumu sluneční soustavy objektem velmi významným. Není pochyb o tom, že komety při každém průchodu periheliem ztrácejí část své hmoty. Kromě toho nejsou vzácné rozpady komet, a konečně dochází i k tomu, že vlivem planetárních poruch jisté procento těchto těles sluneční soustavy opustí. Průměrná životní doba krátkoperiodické komety je řádově jen několik milionů let, tedy nepatrný zlomek doby, která uplynula od vzniku sluneční soustavy (4,5 miliardy roků). Je tedy zřejmé, že jestliže ještě dnes komety pozorujeme, musí zde být zdroj, ze kterého se populace pozorovatelných komet ve vnitřní sluneční soustavě doplňuje. Roku 1950 na základě statistiky drah tzv. nových komet dokázal holandský astronom J.H. Oort, že takovým zdrojem je oblak těchto těles obklopující Slunce ve vzdálenosti 10 000 AU. Ale Oortův oblak nevysvětluje zcela uspokojivě doplňování úbytků krátkoperiodických komet. Roku 1951 vyslovil americký astronom G. Kuiper hypotézu, že existuje přibližně v rovině ekliptiky ve vzdálenostech řádově 100 AU pás planetek tělese a komet. V posledních třech letech byla skutečně taková tělesa objevena (téměř tři desítky) a tím byla potvrzena i existence tohoto Kuiperova pásu. Vše nasvědčuje tomu, že jak C/1995 O1 Hale-Bopp, tak i C/1996 B2 Hyakutake a řada dalších komet, jako například "napoleonská" kometa z r. 1811, mají svá odsluní ve vzdálenostech 200 až 600 AU, čili "sídlí" na periferii Kuiperova pásu. Tato tělesa mají podle všech známek poněkud jiné složení než komety z Oortova oblaku, a jejich vznik je patrně mnohem těsněji spojen s počátečními fázemi vývoje sluneční soustavy. Lze očekávat, že se naše znalosti v tomto směru v dohledné době značně upřesní a rozšíří.