Kométa: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
d r2.6.4) (robot Zmenil: kk:Комета |
d clean up |
||
Riadok 15:
}}</ref> a z veľkej časti ich tvorí zmrznutý [[oxid uhličitý]], [[metán]] a [[voda]] s primiešaným [[prach]]om a rôznymi [[nerast]]nými agregátmi. Tieto agregáty držia spolu len vďaka vlastnej [[gravitácia|gravitácii]].
Kométa sa tradične skladá z [[jadro kométy|jadra]], [[Koma (astronómia)|komy]] a [[chvost kométy|chvosta]]. Koma a chvost sú síce najcharakteristickejšie vlastnosti kométy, vďaka ktorým ju možno takmer určite rozoznať od iných telies, ale väčšina komét na väčšine svojej dráhy tieto zložky nemá. Kóma a chvost sa totiž utvárajú len v blízkosti Slnka pod vplyvom jeho žiarenia. Ďaleko od Slnka tvorí kométu len jadro, niekoľkokilometrové teleso tvorené čiastočne ľadom. V posledných rokoch sa objavilo množstvo telies, ktoré majú hraničné postavenie medzi kométami a inými útvarmi, najčastejšie asteroidmi, či už svojou dráhou (nezvyčajnou na kométu
== Fyzikálne vlastnosti a štruktúra ==
Riadok 44:
| CO || 20
|-
| CO<sub>2</sub> || 6
|-
| H<sub>2</sub>CO || 1
Riadok 50:
| CH<sub>3</sub>OH || 2
|-
| NH<sub>3</sub> || 0,7
|-
| CH<sub>4</sub> || 0,6
Riadok 70:
| HCOOCH<sub>3</sub> || 0,06
|-
| HNCO || 0,06
|-
| NH<sub>2</sub>CHO || 0,01
Riadok 88:
| H<sub>2</sub>CS || 0,02
|-
| SO || 0,2
|-
| SO<sub>2</sub> || 0,1
Riadok 111:
* Difúzny zatočený chvost (typu II), ktorý sa často nazýva tiež ''prachový''. Malé častice prachu, ktoré vytvárajú tento chvost sú ovplyvnené radiačným tlakom Slnka, ktorý sa dá vysvetliť rozdelením na dve zložky:
** Radiálna zložka, ktorá smeruje proti gravitácii a znižuje sa so štvorcom vzdialenosti od Slnka. Funguje to ako efektívny odber gravitačnej sily Slnka, a preto sa prachové častice sa pohybujú po pseudokeplerovských dráhach, ktoré sa líšia pre čiastočky rôznych veľkostí, pretože radiačný tlak je závislý na veľkosti častíc. Toto vedie k relatívne silnému prúdeniu prachového chvosta v porovnaní s plunovým.
** Druhou zložkou radiačného tlaku je protichodná pohybu prachových zložiek a vedie k spomaľovaniu častíc, ktoré sú väčšie ako vlnová dĺžka svetla, t. j. väčšie ako 0,5
* ''veľmi málo, a len pri špeciálnych závislostiach dráhy je viditeľný tiež protichodný chvost (typu III). Tu
[[Súbor:Cometorbit.sk.png|thumb|Kométy majú značne eliptické obežné dráhy. Všimnite si dva samostatné chvosty.]]
Úbytok kometárneho materiálu je pre „nové“ kométy, ktoré sa k Slnku priblížia prvýkrát, približne 10 až 50 ton za sekundu, pri opakovaných preletoch sa úbytok hmoty zmenší na menej než 0,1 t/s. Tieto malé množstvá od maximálne 0,03 do 0,2 percent kometárnej hmoty na jeden prechod okolo Slnka znamenajú, že chvost je veľmi riedky. Ohromná jasnosť chvostov sa vysvetľuje práve v prípade prachového chvostu veľkým povrchom mikroskopických prachových čiastočiek a v prípade plynného chvostu príspevkom dokonca každého atómu a molekuly k svetelnosti. Toto priamo vedie k porovnávaniu veľkostí kometárnych jadier so zväčšovaním svetelností a zaraďovaním do rôznych stupníc.
Riadok 144:
| miesto =
| jazyk = po anglicky
}}</ref> Kométy sú klasifikované podľa ich obežných dôb (periód). ''Krátkoperiodické kométy'' majú obežné doby dlhé menej ako 200 rokov, kým ''dlhoperiodické kométy'' majú dlhšie obežné doby, pričom ale stále zostávajú gravitačne viazané k Slnku. ''Jednonávratové kométy'' majú [[parabolický|parabolické]] a [[hyperbolický|hyperbolické]] obežné dráhy, ktoré ich vynesú navždy mimo Slnečnú sústavu po jednom prechode popri Slnku. Opačným extrémom je krátkoperiodická [[kométa Encke]], ktorá má obežnú dráhu, ktorá jej nedovolí vzdialiť sa od Slnka ďalej ako planéta [[Jupiter (planéta)|Jupiter]]. Za miesto vzniku krátkoperiodických komét sa považuje [[Kuiperov pás]], zatiaľ čo zdrojom dlhoperiodických je zrejme [[Oortov oblak]]. Množstvo rôznych modelov bolo navrhnutých na vysvetlenie, prečo sú kométy „vyrušené“ do veľmi eliptických dráh. Patria medzi ne priblíženie sa k iným [[hviezda]]m pri tom, ako sa Slnko pohybuje po svojej obežnej dráhe [[Galaxia (Mliečna cesta)|Galaxiou]]; pôsobenie [[Nemesis (hviezda)|Nemesis]]
Pre svoju malú hmotnosť a eliptické obežné dráhy, ktoré ich privádzajú do blízkosti veľkých planét, sú obežné dráhy komét často rušené (perturbované). Pri krátkoperiodických kométach badať veľkú tendenciu k zhode ich afélia s polomerom obežnej dráhy obrých planét, pričom Jupiterova skupina komét je zo všetkých najväčšia. Je zrejmé, že obežné dráhy komét prichádzajúcich z Oortovho oblaku často ovplyvňuje gravitácia obrých planét v dôsledku blízkych preletov okolo týchto planét. Jupiter je najväčším zdrojov takýchto perturbácií, pretože je zďaleka planétou s najväčšou hmotnosťou v Slnečnej sústave.
Riadok 152:
=== Vypočítavanie obežných dráh ===
Pri novoobjavených kométach sú známe iba krátke pozorované úseky obežných dráh, preto sa najprv počítajú možné parabolické kurzy. So zväčšujúcou sa dobou pozorovania je možné rozhodnúť, či je dráha v skutočnosti eliptická, či prípadne hyperbolická. Z približne 660 skúmaných komét je známe nasledovné rozdelenie obežných dráh komét: 43% parabol, 25% dlhoperiodických elíps, 17% krátkoperiodických elíps a 15% hyperbol. Veľké pomerné množstvo parabol je však pravdepodobne skreslené príliš krátkou pozorovacou dobou. Pri napozorovanom období okolo 240
== Názvy komét ==
Pomenovania pre kométy sa menili v ostatných dvoch storočiach podľa viacerých rôznych konvencií. Teda predtým než sa ustálilo systematické pomenovanie, kométy boli pomenované rôznymi spôsobmi. [[Halleyho kométa]] nesie názov po [[Edmund Halley|Edmundovi Halley]], ktorý prvý vypočítal jej obežnú dráhu. Podobne aj druhá známa periodická kométa bola pomenovaná po astronómovi, ktorý vypočítal jej obežnú dráhu a nie po objaviteľovi kométy. Väčšina jasných komét boli označované ako 'Veľká kométa z
Na začiatku 20. storočia, bolo bežne používanou konvenciou pomenovanie komét podľa ich objaviteľov a takto zostalo aj do dnešných čias. Kométa je pomenovaná podľa prvých troch jej nezávislých objaviteľov. V posledných rokoch bolo mnoho komét objavených prístrojmi ovládanými veľkými tímami astronómov a v takom prípade môžu byť kométy pomenované podľa prístroja (napríklad kométa IRAS-Araki-Alcock bola nezávisle objavená [[IRAS]] satelitom a amatérskymi astronómami Genichim Arakim a Georgeom Alcockom).
Riadok 205:
[[Súbor:Newton Comet1680.jpg|left|thumbnail|Obežná dráha kométy z roku 1680, v [[parabola|parabole]], načrtnuté v [[Isaac Newton|Newtonovej]] ''[[Philosophiae Naturalis Principia Mathematica|Principia]]''.]]
Aj keď teraz bolo dokázané, že kométy patria na oblohu, o otázke, ako sa pohybujú po oblohe sa debatovalo väčšinu nasledujúceho storočia. Dokonca aj po tom, čo [[Johannes Kepler]] zistil v roku [[1609]], že planéty sa pohybujú okolo Slnka po [[elipsa|eliptických]] obežných dráhach, zdráhal sa uveriť, že [[Keplerove zákony|zákony, ktorými sa riadia pohyby planét]] ovplyvňujú aj pohyb ostatných objektov
Prvý návrh, že Keplerove zákony planetárnych pohybov by mali platiť aj pre kométy, predložil [[William Lower|Williamom Lowerom]] v roku [[1610]]. V nasledujúcich desaťročiach ďalší astronómovia, vrátane [[Pierre Petit|Pierra Petita]], [[Giovanni Borelli]]ho, [[Adrien Auzout|Adriena Auzouta]], [[Robert Hooke|Roberta Hookeho]] a [[Jean-Dominique Cassini]]ho, všetci argumentovali v prospech tvrdenia, že sa kométy okolo Slnka pohybujú buď po eliptických alebo parabolických dráhach, zatiaľ čo iní, ako napríklad [[Christian Huygens]] a [[Johannes Hevelius]], podporovali tvrdenie o lineárnom pohybe komét.
Riadok 211:
Záležitosť vyriešila [[C/1680 V1|jasná kométa]], ktorú objavil [[Gottfried Kirch]] [[14. november|14. novembra]] [[1680]]. Astronómovia v celej Európe sledovali jej polohu počas niekoľkých mesiacov. Vo svojich ''[[Philosophiae Naturalis Principia Mathematica|Principia Mathematica]]'' z roku [[1687]] [[Isaac Newton]] dokázal, že objekt pohybujúci sa podľa jeho zákona o úbytku [[univerzálna gravitácia|gravitácie]] so štvorcom vzdialenosti musí opisovať obežnú dráhu tvaru jednej z [[kuužeľosečka|kužeľosečiek]] a demonštroval, ako napasovať dráhu kométy po oblohe na [[parabola|parabolickú]] obežnú dráhu s použitím kométy z roku 1680 ako príkladu.
V roku [[1705]] [[Edmond Halley]] aplikoval Newtonovu metódu na 24 pozorovaní komét medzi rokmi 1337 a 1698. Zaznamenal, že tri z nich
Halleyho predpoveď o dátume návratu bola neskôr upresnená tímom troch [[Francúzsko|francúzskych]] matematikov: [[Alexis Clairaut]], [[Joseph Lalande]] a [[Nicole-Reine Lepaute]], ktorí predpovedali dátum perihélia kométy v roku 1759 s presnosťou na jeden mesiac. Keď sa kométa objavila podľa predpovedí, stala sa známou ako [[Halleyho kométa]] (jej oficiálne označenie je '''1P/Halley'''). Jej ďalší návrat sa očakáva v roku [[2061]].
Medzi kométami s dostatočne krátkymi periódami, ktoré boli pozorované niekoľkokrát v historických záznamoch, je Halleyho kométa unikátna tým, že je stále dostatočne jasná na to, aby ju bolo možné pozorovať voľným okom. Od potvrdenia periodicity Halleyho kométy bolo objavených veľa ďalších periodických komét pomocou [[teleskop]]ov. Druhá kométa, u ktorej bola objavená periodická obežná dráha, bola [[kométa Encke]] (oficiálne označenie '''2P/Encke'''). Medzi rokmi [[1819]]
=== Štúdium fyzikálnych charakteristík ===
Už na začiatku 18. storočia niektorí vedci navrhli správne hypotézy fyzikálneho zloženia komét. V roku [[1755]] [[Immanuel Kant]] vyslovil hypotézu, že kométy sú zložené z nejakej prchavej látky, ktorej vyparovanie spôsobuje ich žiarivý výzor v perihéliu. V roku 1836, nemecký matematik [[Friedrich Wilhelm Bessel]], po tom, čo pozoroval prúdy vyparovania pri výskyte Halleyho kométy v roku 1835, prišiel s myšlienkou, že [[reaktívna sila|reaktívne sily]] vyparujúcej sa hmoty by mohli byť dostatočne veľké na to, aby podstatne zmenili obežnú dráhu kométy, a tvrdil, že negravitačné pohyby [[Kométa Encke|kométy Encke]] vyplývajú z tohoto mechanizmu.
Ďalší objav týkajúci sa komét však zatienil tieto idey na takmer jedno storočie. V období [[1864]]
[[Súbor:HRIV Impact.gif|right|thumb|Explózia pri náraze impaktoru sondy [[Deep Impact]] do jadra kométy [[Tempel 1]]]]
Do polovice 20. storočia tento model už mal niekoľko nedostatkov: predovšetkým nedokázal vysvetliť, ako teleso, ktoré obsahovalo iba neveľké množstvo ľadu, mohlo mať žiarivé prejavy vyparujúcej sa pary po niekoľkých prechodoch perihéliom. V roku [[1950]] [[Fred Lawrence Whipple]] navrhol, že namiesto skalnatých objektov obsahujúcich málo ľadu, sú kométy ľadové objekty obsahujúce malé množstvo prachu a skaly. Tento model „špinavej snehovej gule“ bol rýchlo akceptovaný. Bol potvrdený, keď „armáda“ vesmírnych sond (vrátane sondy [[Európska vesmírna agentúra|Európskej vesmírnej agentúry]] [[Giotto (sonda)|Giotto]] a [[ZSSR|sovietske]] sondy [[Vega 1]] a [[Vega 2]]) preletela cez chvost Halleyho kométy v roku [[1986]], aby odfotografovala jadro a pozorovala prúdy vyparujúceho sa materiálu. Americká sonda [[Deep Space 1]] preletela popri jadre [[19P/Borrelly|kométy Borrelly]] [[21. september|21. septembra]] [[2001]] a potvrdila, že charakteristika Halleyho kométy je rovnaká aj pre ďalšie kométy.
Riadok 227:
== Veľké kométy ==
Zatiaľ čo stovky maličkých komét prelietajú vnútornou slnečnou sústavou každý rok, iba zopár komét však zapôsobí na verejnosť. Približne každú dekádu nejaká kométa sa stane dosť jasnou na to, aby bola pozorovateľná pre normálneho pozorovateľa
Predpovedanie, či sa nejaká kométa stane veľkou kométou, je obzvlášť ťažké, keďže veľa faktorov môže pôsobiť na jasnosť kométy a drasticky ju odchýliť od predpovedí. Všeobecne povedané, ak má kométa veľké a aktívne jadro, bude prechádzať blízko pri Slnku a nie je v zákryte za Slnkom pri pohľade zo Zeme v momente najväčšej jasnosti, má veľkú šancu zaradiť sa medzi veľké kométy. Napriek tomu, že kométa [[Kométa Kohoutek|Kohoutek]] v roku [[1973]] splňovala všetky tieto kritéria a bol očakávaný veľký výjav, opak bol pravdou. [[Kométa West]], ktorá sa objavila o tri roky neskôr mala oveľa menšie očakávania (zrejme pretože vedci sa viac báli veľkých predpovedí po fiasku s kométou Kohoutek), stala sa však extrémne pôsobivou kométou.
Neskoré 20. storočie zažilo dlhú prestávku medzi objavením sa veľkých komét, nasledovanú príchodom hneď dvoch v rýchlom slede
== Zvláštne kométy ==
Riadok 253:
Niekoľko ďalších komét bolo pozorovaných rozpadať sa v ich perihéliu, vrátane veľkej kométy West a kométy [[Kométa Ikeya-Seki|Ikeya-Seki]]. Niektoré kométy ako napríklad [[kométy Kreutzovej skupiny]] sa pohybujú po obežných dráhach v skupinách a sú považované za časti jedného objektu, ktorý sa dávno rozpadol.
Ďalšie význačné pozorovanie kometárneho rozpadu bol rozpad kométy [[Kométa Shoemaker-Levy 9|Shoemaker-Levy 9]] pozorované v roku [[1993]]. V čase objavu bola dráha kométy v blízkosti Jupitera, ktorého gravitácia udržala kométu pri blízkom priblížení v roku [[1992]]. Toto priblíženie roztrhlo kométu na stovky častí a počas 6 dní v júli [[1994]], tieto kúsky udreli do atmosféry Jupitera
== Kométy vo fikciách ==
Riadok 294:
{{Link FA|th}}
{{Link FA|vi}}
[[af:Komeet]]
[[als:Komet]]
|