Kométa: Rozdiel medzi revíziami
Smazaný obsah Přidaný obsah
d →Iné projekty: |wikt=kométa |
d Wikilinky |
||
Riadok 13:
| vydavateľ = Kozmos
| jazyk = česky
}}</ref> a z veľkej časti ich tvorí zmrznutý [[oxid uhličitý]], [[metán]] a [[voda]] s primiešaným [[
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 – to sú napríklad [[kométy hlavného pá]]su), veľkosťou, alebo zložením ([[Kentaur (planétka)|kentauri]]). Donedávna sa všeobecne predpokladalo, že kométy pochádzajú z Oortovho oblaku vo veľkých vzdialenostiach od [[Slnko|Slnka]] skladajúcom sa z trosiek, ktoré zostali po [[kondenzácia (astronómia)|kondenzácii]] [[slnečná hmlovina|slnečnej hmloviny]]; vonkajšie okraje takýchto hmlovín sú dosť chladné na to, aby [[voda]] mohla existovať v pevnom (a nie [[plyn]]nom) skupenstve. [[Asteroid]]y vznikajú iným procesom, no veľmi staré kométy, ktoré stratili všetku svoju prchavú hmotu, sa môžu podobať na asteroidy.
Riadok 31:
Kométy obiehajú v Oortovom mraku po veľmi vzdialených obežných dráhach blízkych kružnici. Niekedy sa však stáva, že kométu „vyrušia“ ([[porucha obežnej dráhy|perturbujú]]) z jej vzdialenej obežnej dráhy gravitačné interakcie, a potom nabehne na extrémne eliptickú obežnú dráhu, ktorá ju dostane veľmi blízko k [[Slnko|Slnku]]. Kométa sa dá rozdeliť na hlavu, tvorenú pevným telesom (nazývané ''jadro'') a komou (žiariacou plazmou) a na kometárny chvost, presnejšie chvosty. Kým jadro má vo všeobecnosti priemer menší ako {{km|50|m}}, koma môže byť väčšia ako Slnko a chvosty môžu dosiahnuť dĺžku 150 miliónov km (1 [[astronomická jednotka]]) alebo viac.
Väčšina komét je bez pomoci [[
=== Jadro ===
Riadok 104:
V momente, keď sa kométa priblíži k Slnku a vo vzdialenosti približne 5 [[Astronomická jednotka|AU]] prekročí dráhu Jupitera, vytvorí sa ''koma'', ktorá má v blízkosti jadra radiačné vlastnosti. Je vytváraná [[Sublimácia (pevná látka)|sublimáciou]] ľahko vyprchávajúcich látok na strane privrátenej k Slnku a vychádza z ľadom obalených prachových čiastočiek.
Pozorovania sondou Giotto zistili, že vyparovanie sa dotýka približne 10 až 15 % povrchu kométy a že vyprchávajúca hmota uniká z krehkých miest čiernej kôry. Z týchto miest unikajúce molekuly tvoria vnútornú komu. Tá sa pri ďalšom zahrievaní vďaka [[ionizácia|ionizácii]] a [[disociácia (chémia)|disociácii]] zväčšuje a nakoniec sa koma stane uvoľňovanými iónmi a radikálmi viditeľnou. Toto sa deje v obklopení [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialového]] žiarenia atomárneho vodíku, a táto koma je známa tiež ako UV koma a bola pozorovaná pri kométe Hale-Bopp v roku 1997, kde dosiahla priemer 150 miliónov kilometrov. Pretože [[ozónová vrstva]] [[
=== Chvost ===
Približne pri prekročení obežnej dráhy Marsu začnú čiastočky komy pôsobením radiačného tlaku a slnečného vetra formovať kometárny chvost, presnejšie dva chvosty:
* Úzky dlhý chvost (typu I), ktorý pozostáva z molekulárnych [[ión (častica)|iónov]] a je tiež nazývaný ''plynný''. Pre vysvetlenie javu tohto chvosta nestačí radiačný tlak, a preto v roku [[1951]] [[Ludwig Biermann]] navrhol ako vysvetlenie zo Slnka vychádzajúci prúd častíc, ktoré dnes nazývame ako [[slnečný vietor]]. V dnešnej dobe sa vychádza z toho, že kometárne ióny sa vzájomnou interakciou miešajú so [[slnečné magnetické pole|slnečným magnetickým poľom]] a potom sú odnášané nabitými časticami slnečného vetra.
* 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 od veľkosti častíc. Toto vedie k relatívne silnému prúdeniu prachového chvosta v porovnaní s plunovým.
Riadok 128:
| miesto =
| jazyk = po anglicky
}}</ref>. Toto röntgenové žiarenie prekvapilo vedcov, pretože sa nepredpokladalo, že ho kométy vyžarujú. Röntgenové lúče sú pravdepodobne generované interakciou medzi kométami a slnečným vetrom: keď vysoko nabité [[ión (častica)|ióny]]
=== Aktívna vs. spiaca kométa===
| |||