KOMÉTA
malé nebeské teleso pohybujúce sa v medziplanetárnom priestore a pri približovaní sa k Slnku hojne uvoľňujúce plyn. S kométami sú spojené rôzne fyzikálne procesy, od sublimácie (suché vyparovanie) ľadu až po plazmové javy. Kométy sú pozostatky formovania Slnečnej sústavy, prechodného štádia k medzihviezdnej hmote. Pozorovanie komét a dokonca aj ich objavovanie často vykonávajú amatérski astronómovia. Niekedy sú kométy také jasné, že upútajú pozornosť každého. V minulosti vzhľad jasných komét vyvolával medzi ľuďmi strach a slúžil ako zdroj inšpirácie pre umelcov a karikaturistov.
Pohyb a priestorové rozloženie. Všetky alebo takmer všetky kométy sú súčasťou slnečnej sústavy. Rovnako ako planéty dodržiavajú zákony gravitácie, ale pohybujú sa veľmi jedinečným spôsobom. Všetky planéty obiehajú okolo Slnka v rovnakom smere (ktorý sa nazýva „dopredu“ na rozdiel od „reverzného“) po takmer kruhových dráhach ležiacich približne v rovnakej rovine (ekliptika) a kométy sa pohybujú vpred aj vzad pozdĺž predĺžené (excentrické) dráhy sklonené pod rôznymi uhlami k ekliptike. Je to povaha pohybu, ktorá okamžite prezradí kométu. Dlhoperiodické kométy (s obežnými dobami dlhšími ako 200 rokov) pochádzajú z oblastí tisíckrát vzdialených od najvzdialenejších planét a ich dráhy sú naklonené v najrôznejších uhloch. Krátkoperiodické kométy (periódy kratšie ako 200 rokov) pochádzajú z oblasti vonkajších planét a pohybujú sa smerom dopredu po dráhach ležiacich blízko ekliptiky. Ďaleko od Slnka kométy zvyčajne nemajú „chvosty“, ale niekedy majú sotva viditeľnú „kómu“ obklopujúcu „jadro“; spolu sa nazývajú "hlava" kométy. Keď sa priblíži k Slnku, hlava sa zväčší a objaví sa chvost.
Štruktúra. V strede kómy je jadro - pevné teleso alebo konglomerát telies s priemerom niekoľkých kilometrov. Takmer všetka hmota kométy je sústredená v jej jadre; táto hmotnosť je miliardy krát menšia ako zemská. Podľa modelu F. Whipplea tvorí jadro kométy zmes rôznych ľadov, hlavne vodného ľadu s prímesou zamrznutého oxidu uhličitého, amoniaku a prachu. Tento model potvrdzujú astronomické pozorovania aj priame merania z kozmických lodí v blízkosti jadier komét Halley a Giacobini-Zinner v rokoch 1985-1986. Keď sa kométa priblíži k Slnku, jej jadro sa zohreje a ľad sublimuje, t.j. odparovať bez roztavenia. Výsledný plyn sa od jadra rozptyľuje všetkými smermi, pričom so sebou berie prachové častice a vytvára kómu. Molekuly vody zničené slnečným žiarením vytvárajú okolo jadra kométy obrovskú vodíkovú korónu. Na riedku hmotu kométy okrem slnečnej príťažlivosti pôsobia aj odpudivé sily, vďaka ktorým vzniká chvost. Neutrálne molekuly, atómy a prachové častice sú ovplyvnené tlakom slnečného žiarenia, zatiaľ čo ionizované molekuly a atómy sú silnejšie ovplyvnené tlakom slnečného vetra. Správanie častíc, ktoré tvoria chvost, sa stalo oveľa jasnejším po priamom štúdiu komét v rokoch 1985-1986. Plazmový chvost pozostávajúci z nabitých častíc má zložitú magnetickú štruktúru s dvoma oblasťami rôznej polarity. Na strane kómy privrátenej k Slnku sa vytvára čelná rázová vlna, ktorá vykazuje vysokú aktivitu plazmy.

Hoci chvost a kóma obsahujú menej ako jednu milióntinu hmotnosti kométy, 99,9 % svetla pochádza z týchto plynových formácií a iba 0,1 % z jadra. Faktom je, že jadro je veľmi kompaktné a má aj nízky koeficient odrazu (albedo). Častice stratené kométou sa pohybujú na svojich dráhach a vstupom do atmosféry planét spôsobujú vznik meteorov ("padajúcich hviezd"). Väčšina meteorov, ktoré pozorujeme, je spojená s kometárnymi časticami. Niekedy je zničenie komét katastrofálnejšie. Kométa Bijela, objavená v roku 1826, sa v roku 1845 pred očami pozorovateľov rozdelila na dve časti. Keď bola táto kométa naposledy videná v roku 1852, časti jej jadra boli od seba vzdialené milióny kilometrov. Jadrové štiepenie zvyčajne predznamenáva úplný rozpad kométy. V rokoch 1872 a 1885, keď by Bijelova kométa, keby sa jej nič nestalo, prekročila obežnú dráhu Zeme, boli pozorované nezvyčajne silné meteorické roje.
pozri tiež
METEOR ;
METEORIT. Niekedy sú kométy zničené, keď sa priblížia k planétam. 24. marca 1993 na observatóriu Mount Palomar v Kalifornii astronómovia K. a Y. Shoemakerovci spolu s D. Levym objavili v blízkosti Jupitera kométu s už zničeným jadrom. Výpočty ukázali, že 9. júla 1992 kométa Shoemaker-Levy-9 (ide o deviatu kométu, ktorú objavili) prešla blízko Jupitera vo vzdialenosti polovice polomeru planéty od jeho povrchu a bola roztrhnutá svojou gravitáciou na viac ako 20 dielov. Pred zničením bol polomer jeho jadra cca. 20 km.

Stôl 1.
HLAVNÉ PLYNOVÉ ZLOŽKY KOMÉT

Úlomky kométy, ktoré sa natiahli v reťazi, sa po predĺženej dráhe vzdialili od Jupitera a potom sa k nej v júli 1994 opäť priblížili a zrazili sa s oblačným povrchom Jupitera.
Pôvod. Jadrá komét sú zvyškami primárnej hmoty Slnečnej sústavy, ktorá tvorila protoplanetárny disk. Preto ich štúdium pomáha obnoviť obraz o formovaní planét vrátane Zeme. V princípe by k nám z medzihviezdneho priestoru mohli priletieť nejaké kométy, no zatiaľ sa nepodarilo spoľahlivo identifikovať ani jednu takúto kométu.
Zloženie plynu. V tabuľke V tabuľke 1 sú uvedené hlavné zložky plynu komét v zostupnom poradí podľa ich obsahu. Pohyb plynu v chvostoch komét ukazuje, že je silne ovplyvnený negravitačnými silami. Žiara plynu je vzrušená slnečným žiarením.
OBEŽNÉ OBEHY A KLASIFIKÁCIA
Ak chcete lepšie porozumieť tejto časti, odporúčame vám prečítať si nasledujúce články:
NEBESKá MECHANIKA;
KUŽEĽOVÉ SEKCIE;
ORBIT;
SLNEČNÁ SÚSTAVA .
Obežná dráha a rýchlosť. Pohyb jadra kométy je úplne určený príťažlivosťou Slnka. Tvar obežnej dráhy kométy, ako každého iného telesa v Slnečnej sústave, závisí od jej rýchlosti a vzdialenosti od Slnka. Priemerná rýchlosť telesa je nepriamo úmerná druhej odmocnine jeho priemernej vzdialenosti od Slnka (a). Ak je rýchlosť vždy kolmá na vektor polomeru smerujúceho zo Slnka k telesu, potom je obežná dráha kruhová a rýchlosť sa nazýva kruhová rýchlosť (vc) vo vzdialenosti a. Rýchlosť úniku z gravitačného poľa Slnka po parabolickej dráhe (vp) je krát väčšia ako kruhová rýchlosť v tejto vzdialenosti. Ak je rýchlosť kométy menšia ako vp, potom sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe a nikdy neopustí slnečnú sústavu. Ale ak rýchlosť prekročí vp, potom sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe a nikdy neopustí slnečnú sústavu. Ak však rýchlosť prekročí vp, potom kométa raz prejde okolo Slnka a navždy ho opustí, pričom sa pohybuje po hyperbolickej dráhe. Obrázok ukazuje eliptické dráhy dvoch komét, ako aj takmer kruhové dráhy planét a parabolickú dráhu. Vo vzdialenosti, ktorá oddeľuje Zem od Slnka, je kruhová rýchlosť 29,8 km/s a parabolická rýchlosť je 42,2 km/s. V blízkosti Zeme je rýchlosť kométy Encke 37,1 km/s a rýchlosť Halleyovej kométy je 41,6 km/s; To je dôvod, prečo kométa Halley ide oveľa ďalej od Slnka ako kométa Encke.

Klasifikácia dráh komét. Väčšina komét má eliptické dráhy, takže patria do Slnečnej sústavy. Pravda, pre mnohé kométy sú to veľmi pretiahnuté elipsy, blízko paraboly; pozdĺž nich sa kométy vzďaľujú od Slnka veľmi ďaleko a na dlhý čas. Je zvykom rozdeliť eliptické dráhy komét na dva hlavné typy: krátkoperiodické a dlhoperiodické (takmer parabolické). Doba obehu sa považuje za 200 rokov.
PRIESTOROVÉ ROZDELENIE A VZNIK
Takmer parabolické kométy. Mnoho komét patrí do tejto triedy. Keďže ich obežné doby sú milióny rokov, v blízkosti Slnka sa v priebehu storočia objaví len jedna desaťtisícina z nich. V 20. storočí pozorované cca. 250 takýchto komét; celkovo sú ich teda milióny. Okrem toho nie všetky kométy sa približujú dostatočne blízko k Slnku, aby boli viditeľné: ak perihélium (bod najbližšie k Slnku) obežnej dráhy kométy leží za obežnou dráhou Jupitera, je takmer nemožné si ho všimnúť. Berúc toto do úvahy, v roku 1950 Jan Oort navrhol, aby bol priestor okolo Slnka vo vzdialenosti 20-100 tisíc AU. (astronomické jednotky: 1 AU = 150 miliónov km, vzdialenosť od Zeme k Slnku) je vyplnená jadrami komét, ktorých počet sa odhaduje na 1012 a celková hmotnosť je 1-100 hmotností Zeme. Vonkajšia hranica Oortovho „kométového oblaku“ je určená skutočnosťou, že v tejto vzdialenosti od Slnka je pohyb komét výrazne ovplyvnený príťažlivosťou susedných hviezd a iných hmotných objektov (pozri nižšie). Hviezdy sa pohybujú vzhľadom na Slnko, mení sa ich rušivý vplyv na kométy a to vedie k vývoju dráh komét. Náhodou sa teda môže stať, že kométa skončí na dráhe prechádzajúcej blízko Slnka, no pri ďalšej revolúcii sa jej dráha mierne zmení a kométa od Slnka prejde. Namiesto neho však budú z Oortovho oblaku do blízkosti Slnka neustále padať „nové“ kométy.
Krátkoperiodické kométy. Keď kométa prejde blízko Slnka, jej jadro sa zohreje a ľad sa vyparí, čím vznikne plynová kóma a chvost. Po niekoľkých stovkách či tisíckach takýchto letov v jadre nezostanú žiadne taviteľné látky a prestane byť viditeľné. Pre krátkoperiodické kométy, ktoré sa pravidelne približujú k Slnku, to znamená, že ich populácie by sa mali stať neviditeľnými za menej ako milión rokov. Ale pozorujeme ich, preto doplnenie z „čerstvých“ komét neustále prichádza. K doplneniu krátkoperiodických komét dochádza v dôsledku ich „zachytenia“ planétami, najmä Jupiterom. Predtým sa predpokladalo, že boli zachytené dlhoperiodické kométy pochádzajúce z Oortovho oblaku, ale teraz sa verí, že ich zdrojom je kometárny disk nazývaný „vnútorný Oortov oblak“. Myšlienka Oortovho oblaku sa v zásade nezmenila, ale výpočty ukázali, že slapový vplyv Galaxie a vplyv masívnych oblakov medzihviezdneho plynu by ju mali pomerne rýchlo zničiť. Je potrebný zdroj doplnenia. Za takýto zdroj sa dnes považuje vnútorný Oortov oblak, ktorý je oveľa odolnejší voči slapovým vplyvom a obsahuje rádovo viac komét ako vonkajší oblak predpovedaný Oortom. Po každom priblížení Slnečnej sústavy k masívnemu medzihviezdnemu oblaku sa kométy z vonkajšieho Oortovho oblaku rozptýlia do medzihviezdneho priestoru a sú nahradené kométami z vnútorného oblaku. K prechodu kométy z takmer parabolickej dráhy na krátkoperiodickú dochádza vtedy, keď planétu dobieha zozadu. Zachytenie kométy na novú obežnú dráhu si zvyčajne vyžaduje niekoľko prechodov cez planetárny systém. Výsledná dráha kométy má zvyčajne nízky sklon a veľkú excentricitu. Kométa sa po nej pohybuje smerom dopredu a afélium jej obežnej dráhy (bod najvzdialenejší od Slnka) leží blízko obežnej dráhy planéty, ktorá ju zachytila. Tieto teoretické úvahy plne potvrdzuje štatistika dráh komét.
Negravitačné sily. Produkty plynnej sublimácie vyvíjajú reaktívny tlak na jadro kométy (podobný spätnému rázu dela pri výstrele), čo vedie k vývoju obežnej dráhy. Najaktívnejší výstup plynu nastáva z vyhrievanej „popoludňajšej“ strany jadra. Preto sa smer tlakovej sily na jadro nezhoduje so smerom slnečných lúčov a slnečnej gravitácie. Ak sa axiálna rotácia jadra a jeho orbitálna rotácia vyskytujú v rovnakom smere, potom tlak plynu ako celku urýchľuje pohyb jadra, čo vedie k zvýšeniu obežnej dráhy. Ak rotácia a cirkulácia prebiehajú v opačných smeroch, pohyb kométy sa spomalí a obežná dráha sa skráti. Ak bola takáto kométa pôvodne zachytená Jupiterom, po určitom čase je jej dráha úplne v oblasti vnútorných planét. Toto sa pravdepodobne stalo kométe Encke.
Kométy dotýkajúce sa Slnka.Špeciálnu skupinu krátkoperiodických komét tvoria kométy, ktoré „pasú“ Slnko. Pravdepodobne vznikli pred tisíckami rokov v dôsledku slapovej deštrukcie veľkého jadra s priemerom najmenej 100 km. Po prvom katastrofickom priblížení k Slnku fragmenty jadra urobili cca. 150 otáčok, ktoré sa ďalej rozpadávajú. Dvanásť členov tejto rodiny Kreutzových komét bolo pozorovaných v rokoch 1843 až 1984. Ich pôvod môže súvisieť s veľkou kométou, ktorú videl Aristoteles v roku 371 pred Kristom.

Halleyho kométa. Toto je najznámejšia zo všetkých komét. Od roku 239 pred Kristom bol pozorovaný 30-krát. Pomenovaný na počesť E. Halleyho, ktorý po objavení sa kométy v roku 1682 vypočítal jej dráhu a predpovedal jej návrat v roku 1758. Doba obehu Halleyovej kométy je 76 rokov; naposledy sa objavil v roku 1986 a najbližšie bude pozorovaný v roku 2061. V roku 1986 ho zblízka študovalo 5 medziplanetárnych sond - dve japonské (Sakigake a Suisei), dve sovietske (Vega-1 a Vega-1). 2") a jeden Európan ("Giotto"). Ukázalo sa, že jadro kométy má tvar zemiaka, cca. 15 km a šírka cca. 8 km a jeho povrch je „čiernejší ako uhlie.“ Môže byť pokrytý vrstvou organických zlúčenín, ako je napríklad polymerizovaný formaldehyd. Množstvo prachu v blízkosti jadra sa ukázalo byť oveľa vyššie, ako sa očakávalo. Pozri tiež HALLEY, EDMUND.

Kométa Encke. Táto slabá kométa bola prvá zaradená do rodiny komét Jupiter. Jeho perióda 3,29 roka je najkratšia spomedzi komét. Dráhu prvýkrát vypočítal v roku 1819 nemecký astronóm I. Encke (1791-1865), ktorý ju stotožnil s kométami pozorovanými v rokoch 1786, 1795 a 1805. Kométa Encke je zodpovedná za meteorický roj Taurid, pozorovaný každoročne v októbri a novembri .

Kométa Giacobini-Zinner. Túto kométu objavil M. Giacobini v roku 1900 a znovuobjavil ju E. Zinner v roku 1913. Jej perióda je 6,59 roka. Práve s ňou sa 11. septembra 1985 prvýkrát priblížila vesmírna sonda „International Cometary Explorer“, ktorá prešla chvostom kométy vo vzdialenosti 7800 km od jadra, vďaka čomu sa získali údaje o zložke plazmy chvosta. Táto kométa je spojená s meteorickým rojom Jacobinids (Draconids).
FYZIKA KOMÉT
Jadro. Všetky prejavy kométy sú nejakým spôsobom spojené s jadrom. Whipple navrhol, že jadrom kométy je pevné teleso pozostávajúce hlavne z vodného ľadu s prachovými časticami. Tento model „špinavej snehovej gule“ ľahko vysvetľuje viacnásobné prechody komét v blízkosti Slnka: pri každom prechode sa tenká povrchová vrstva (0,1-1% celkovej hmotnosti) odparí a vnútorná časť jadra sa zachová. Možno je jadro konglomerátom niekoľkých „kometesimálov“, z ktorých každá nemá priemer väčší ako kilometer. Takáto štruktúra by mohla vysvetliť rozpad jadier, ako bol pozorovaný pri kométe Biela v roku 1845 alebo kométe West v roku 1976.
Lesknite sa. Pozorovaná jasnosť nebeského telesa osvetleného Slnkom s konštantným povrchom sa mení nepriamo úmerne k štvorcom jeho vzdialeností od pozorovateľa a od Slnka. Slnečné svetlo je však rozptyľované hlavne plynovým a prachovým obalom kométy, ktorých efektívna plocha závisí od rýchlosti sublimácie ľadu, a to zase od tepelného toku dopadajúceho na jadro, ktorý sa sám mení nepriamo s štvorec vzdialenosti od Slnka. Jasnosť kométy by sa preto mala meniť v nepriamom pomere k štvrtej mocnine vzdialenosti k Slnku, čo potvrdzujú pozorovania.
Veľkosť jadra. Veľkosť jadra kométy sa dá odhadnúť z pozorovaní v čase, keď je ďaleko od Slnka a nie je zahalená v plynovej a prachovej škrupine. V tomto prípade sa svetlo odráža len pevným povrchom jadra a jeho zdanlivá jasnosť závisí od plochy prierezu a odrazivosti (albedo). Albedo jadra Halleyovej kométy sa ukázalo ako veľmi nízke – cca. 3 %. Ak je to typické pre iné jadrá, potom priemery väčšiny z nich ležia v rozmedzí od 0,5 do 25 km.
Sublimácia. Pre fyziku komét je dôležitý prechod hmoty z pevného do plynného skupenstva. Merania jasnosti a emisných spektier komét ukázali, že topenie hlavných ľadov sa začína vo vzdialenosti 2,5-3,0 AU, ako by to malo byť, ak je ľadom hlavne voda. Potvrdilo to štúdium komét Halley a Giacobini-Zinner. Plyny pozorované ako prvé, keď sa kométa približuje k Slnku (CN, C2), sú pravdepodobne rozpustené vo vodnom ľade a tvoria plynové hydráty (klatráty). Ako bude tento „zložený“ ľad sublimovať, závisí vo veľkej miere od termodynamických vlastností vodného ľadu. Sublimácia zmesi prachu a ľadu prebieha v niekoľkých fázach. Prúdy plynu a nimi zachytené malé a nadýchané prachové častice opúšťajú jadro, pretože príťažlivosť na jeho povrchu je extrémne slabá. Prúd plynu však neodnáša husté alebo prepojené ťažké prachové častice a vytvára sa prachová kôra. Potom slnečné lúče zohrejú vrstvu prachu, teplo prejde dovnútra, ľad sublimuje a prúdy plynu prerazia, čím sa rozbije prachová kôra. Tieto efekty sa prejavili počas pozorovania Halleyovej kométy v roku 1986: sublimácia a únik plynu sa vyskytli len v niekoľkých oblastiach jadra kométy osvetlených Slnkom. Je pravdepodobné, že v týchto oblastiach bol odkrytý ľad, zatiaľ čo zvyšok povrchu bol pokrytý kôrou. Uvoľnený plyn a prach tvoria pozorovateľné štruktúry okolo jadra kométy.
Kóma. Prachové zrná a plyn neutrálnych molekúl (tabuľka 1) tvoria takmer guľovú kómu kométy. Zvyčajne sa kóma tiahne od 100 tisíc do 1 milióna km od jadra. Ľahký tlak môže zdeformovať kómu a natiahnuť ju v protislnečnom smere.
Vodíková koróna. Keďže jadrom ľadu je hlavne voda, kóma obsahuje hlavne molekuly H2O. Fotodisociácia rozkladá H2O na H a OH a potom OH na O a H. Rýchlo sa pohybujúce atómy vodíka lietajú ďaleko od jadra, kým sa ionizujú, a vytvárajú korónu, ktorej zdanlivá veľkosť často presahuje slnečný disk.
Chvost a súvisiace javy. Chvost kométy môže pozostávať z molekulárnej plazmy alebo prachu. Niektoré kométy majú oba typy chvostov. Prachový chvost je zvyčajne jednotný a tiahne sa milióny a desiatky miliónov kilometrov. Tvoria ho prachové zrnká odvrhnuté od jadra v antisolárnom smere tlakom slnečného žiarenia a má žltkastú farbu, pretože prachové zrná jednoducho rozptyľujú slnečné svetlo. Štruktúry prachového chvosta možno vysvetliť nerovnomernou erupciou prachu z jadra alebo deštrukciou prachových zŕn. Plazmový chvost dlhý desiatky či dokonca stovky miliónov kilometrov je viditeľným prejavom komplexnej interakcie medzi kométou a slnečným vetrom. Niektoré molekuly, ktoré opúšťajú jadro, sú ionizované slnečným žiarením, pričom vznikajú molekulárne ióny (H2O+, OH+, CO+, CO2+) a elektróny. Táto plazma bráni pohybu slnečného vetra, ktorý je preniknutý magnetickým poľom. Keď kométa zasiahne kométu, siločiary sa omotajú okolo nej, získajú tvar vlásenky a vytvoria dve oblasti s opačnou polaritou. Molekulové ióny sú zachytené v tejto magnetickej štruktúre a tvoria viditeľný chvost plazmy v jej centrálnej, najhustejšej časti, ktorá má modrú farbu v dôsledku spektrálnych pásov CO+. Úlohu slnečného vetra pri tvorbe plazmových chvostov stanovili L. Bierman a H. Alfven v 50. rokoch 20. storočia. Ich výpočty potvrdili merania z kozmickej lode, ktorá preletela cez chvosty komét Giacobini-Zinner a Halley v rokoch 1985 a 1986. Ďalšie javy interakcie so slnečným vetrom, ktorý dopadá na kométu rýchlosťou cca. 400 km/s a vytvára pred ňou rázovú vlnu, v ktorej sa hmota vetra a hlavy kométy zhutňuje. Proces „zachytenia“ zohráva zásadnú úlohu; jej podstatou je, že neutrálne molekuly kométy voľne prenikajú prúdením slnečného vetra, no ihneď po ionizácii začnú aktívne interagovať s magnetickým poľom a sú urýchľované na významné energie. Pravda, niekedy sú pozorované veľmi energetické molekulárne ióny, ktoré sú z hľadiska naznačeného mechanizmu nevysvetliteľné. Proces zachytávania tiež excituje plazmové vlny v obrovskom objeme priestoru okolo jadra. Pozorovanie týchto javov je základným záujmom fyziky plazmy. „Zlomenie chvosta“ je nádherný pohľad. Ako je známe, v normálnom stave je chvost plazmy spojený s hlavou kométy magnetickým poľom. Často sa však chvost odtrhne od hlavy a zaostáva a na jeho mieste sa vytvorí nový. K tomu dochádza, keď kométa prechádza cez hranicu oblastí slnečného vetra s opačne orientovaným magnetickým poľom. V tomto momente je magnetická štruktúra chvosta preusporiadaná, čo vyzerá ako zlomenie a vytvorenie nového chvosta. Zložitá topológia magnetického poľa vedie k zrýchleniu nabitých častíc; To môže vysvetliť vzhľad rýchlych iónov uvedených vyššie.
Kolízie v Slnečnej sústave. Z pozorovaného počtu a orbitálnych parametrov komét vypočítal E. Epic pravdepodobnosť zrážok s jadrami komét rôznych veľkostí (tab. 2). V priemere raz za 1,5 miliardy rokov má Zem šancu zraziť sa s jadrom s priemerom 17 km a to môže úplne zničiť život v oblasti rovnajúcej sa oblasti Severnej Ameriky. Počas 4,5 miliardy rokov histórie Zeme sa to mohlo stať viackrát. Menšie katastrofy sú oveľa bežnejšie: v roku 1908 sa jadro malej kométy pravdepodobne dostalo do atmosféry a vybuchlo nad Sibírom, čo spôsobilo poliehanie lesov na veľkej ploche.

Ľudia, ktorí sledujú padajúcu hviezdu na oblohe, sa môžu čudovať, čo je to kométa? Toto slovo preložené z gréčtiny znamená „dlhosrstý“. Keď sa asteroid priblíži k Slnku, začne sa zahrievať a nadobudne efektný vzhľad: prach a plyn začnú odlietavať z povrchu kométy a vytvárajú krásny jasný chvost.

Vzhľad komét

Vzhľad komét je takmer nemožné predpovedať. Vedci a amatéri im venovali pozornosť už od staroveku. Veľké nebeské telesá len zriedka preletia okolo Zeme a takýto pohľad je fascinujúci a desivý. História obsahuje informácie o takých jasných telesách, ktoré sa lesknú v oblakoch a svojou žiarou zatmia aj Mesiac. S objavením sa prvého takéhoto telesa (v roku 1577) sa začalo štúdium pohybu komét. Prvým vedcom sa podarilo objaviť desiatky rôznych asteroidov: ich priblíženie k obežnej dráhe Jupitera začína žiarou ich chvosta a čím bližšie je teleso k našej planéte, tým jasnejšie horí.

Je známe, že kométy sú telesá, ktoré sa pohybujú po určitých trajektóriách. Zvyčajne má pretiahnutý tvar a je charakterizovaný svojou polohou voči Slnku.

Najneobvyklejšia môže byť dráha kométy. Z času na čas sa niektorí z nich vrátia na Slnko. Vedci tvrdia, že takéto kométy sú periodické: po určitom čase lietajú blízko planét.

Kométy

Od staroveku ľudia nazývali každé svietiace teleso hviezdou a tie, ktoré mali za sebou chvost, sa nazývali kométy. Neskôr astronómovia zistili, že kométy sú obrovské pevné telesá pozostávajúce z veľkých úlomkov ľadu zmiešaných s prachom a kameňmi. Pochádzajú z hlbokého vesmíru a môžu preletieť okolo Slnka alebo ho obiehať, pričom sa pravidelne objavujú na našej oblohe. Je známe, že takéto kométy sa pohybujú po eliptických dráhach rôznych veľkostí: niektoré sa vracajú raz za dvadsať rokov, zatiaľ čo iné sa objavujú raz za stovky rokov.

Periodické kométy

Vedci vedia veľa informácií o periodických kométach. Vypočítajú sa ich obežné dráhy a časy návratu. Vzhľad takýchto tiel nie je neočakávaný. Medzi nimi sú krátkodobé a dlhodobé.

Krátkoperiodické kométy zahŕňajú kométy, ktoré je možné vidieť na oblohe niekoľkokrát za život. Iné sa nemusia objaviť na oblohe po stáročia. Jednou z najznámejších krátkoperiodických komét je Halleyova kométa. V blízkosti Zeme sa objavuje raz za 76 rokov. Dĺžka chvosta tohto obra dosahuje niekoľko miliónov kilometrov. Letí tak ďaleko od nás, že vyzerá ako pruh na oblohe. Jej posledná návšteva bola zaznamenaná v roku 1986.

Pád komét

Vedci vedia o mnohých prípadoch pádu asteroidov na planéty, a to nielen na Zem. V roku 1992 sa gigant Shoemaker-Levy dostal veľmi blízko k Jupiteru a jeho gravitácia ho roztrhala na množstvo kúskov. Úlomky sa natiahli do reťaze a potom sa vzdialili od obežnej dráhy planéty. O dva roky neskôr sa reťaz asteroidov vrátila k Jupiteru a spadla naň.

Podľa niektorých vedcov, ak asteroid preletí v strede slnečnej sústavy, bude žiť mnoho tisíc rokov, kým sa nevyparí a opäť preletí blízko Slnka.

Kométa, asteroid, meteorit

Vedci identifikovali rozdiel vo význame asteroidov, komét a meteoritov. Obyčajní ľudia nazývajú týmito menami všetky telá, ktoré vidno na oblohe a majú chvosty, ale to nie je správne. Z vedeckého hľadiska sú asteroidy obrovské kamenné bloky plávajúce vo vesmíre na určitých dráhach.

Kométy sú podobné asteroidom, ale majú viac ľadu a iných prvkov. Keď sa kométy priblížia k Slnku, vyvinú sa chvost.

Meteority sú malé skaly a iné vesmírne odpadky s veľkosťou menej ako kilogram. Zvyčajne sú viditeľné v atmosfére ako padajúce hviezdy.

Slávne kométy

Najjasnejšou kométou dvadsiateho storočia bola kométa Hale-Bopp. Objavili ho v roku 1995 a o dva roky neskôr sa stal viditeľným na oblohe voľným okom. V nebeskom priestore ho bolo možné pozorovať viac ako rok. To je oveľa dlhšie ako vyžarovanie iných telies.

V roku 2012 vedci objavili kométu ISON. Podľa predpovedí sa mala stať najjasnejšou, ale pri priblížení k Slnku nemohla splniť očakávania astronómov. V médiách však dostala prezývku „kométa storočia“.

Najznámejšia je Halleyova kométa. Zohrala dôležitú úlohu v histórii astronómie, vrátane pomoci pri odvodení gravitačného zákona. Prvým vedcom, ktorý opísal nebeské telesá, bol Galileo. Jeho informácie sa viackrát spracovávali, robili sa zmeny, pridávali sa nové skutočnosti. Jedného dňa Halley upozornil na veľmi nezvyčajný vzor vzhľadu troch nebeských telies s intervalom 76 rokov a pohybujúcich sa takmer po rovnakej trajektórii. Dospel k záveru, že nejde o tri rôzne telá, ale o jedno. Newton neskôr použil svoje výpočty na zostavenie teórie gravitácie, ktorá sa nazývala teória univerzálnej gravitácie. Halleyova kométa bola naposledy videná na oblohe v roku 1986 a jej ďalší vzhľad bude v roku 2061.

V roku 2006 objavil Robert McNaught rovnomenné nebeské teleso. Podľa predpokladov nemala silno žiariť, no keď sa priblížila k Slnku, kométa začala rýchlo naberať na jasnosti. O rok neskôr začala žiariť jasnejšie ako Venuša. Nebeské teleso, ktoré lietalo v blízkosti Zeme, vytvorilo pre pozemšťanov skutočné divadlo: jeho chvost zakrivený na oblohe.

Kométy Slnečnej sústavy boli vždy predmetom záujmu vesmírnych výskumníkov. Otázka, čo sú tieto javy, znepokojuje aj ľudí, ktorí sú ďaleko od štúdia komét. Skúsme prísť na to, ako toto nebeské teleso vyzerá a či môže ovplyvniť život našej planéty.

Obsah článku:

Kométa je nebeské teleso sformované vo vesmíre, ktorého veľkosť dosahuje rozmery malého sídla. Zloženie komét (studené plyny, prach a úlomky hornín) robí tento jav skutočne jedinečným. Chvost kométy zanecháva stopu dlhú milióny kilometrov. Táto podívaná fascinuje svojou veľkoleposťou a zanecháva viac otázok ako odpovedí.

Koncept kométy ako prvku slnečnej sústavy

Aby sme pochopili tento koncept, mali by sme začať od dráh komét. Pomerne málo týchto kozmických telies prechádza cez Slnečnú sústavu.

Pozrime sa bližšie na vlastnosti komét:

• Kométy sú takzvané snehové gule, ktoré prechádzajú ich obežnou dráhou a obsahujú prachové, skalnaté a plynné nahromadenia.
• Nebeské teleso sa zohrieva v období priblíženia sa k hlavnej hviezde slnečnej sústavy.
• Kométy nemajú satelity, ktoré sú charakteristické pre planéty.
• Pre kométy nie sú typické ani formačné systémy vo forme prstencov.
• Je ťažké a niekedy nereálne určiť veľkosť týchto nebeských telies.
• Kométy nepodporujú život. Ich zloženie však môže slúžiť ako určitý stavebný materiál.

Všetky vyššie uvedené skutočnosti naznačujú, že tento jav sa skúma. Svedčí o tom aj prítomnosť dvadsiatich misií na štúdium predmetov. Doteraz sa pozorovanie obmedzovalo najmä na štúdium prostredníctvom ultravýkonných ďalekohľadov, no vyhliadky na objavy v tejto oblasti sú veľmi pôsobivé.

Vlastnosti štruktúry komét

Opis kométy možno rozdeliť na charakteristiky jadra, kómy a chvosta objektu. To naznačuje, že skúmané nebeské telo nemožno nazvať jednoduchou štruktúrou.

Jadro kométy

Takmer celá hmotnosť kométy je obsiahnutá v jadre, ktoré je najťažším objektom na štúdium. Dôvodom je, že jadro je skryté aj pred najvýkonnejšími ďalekohľadmi hmotou svetelnej roviny.

Existujú 3 teórie, ktoré zvažujú štruktúru jadier komét odlišne:

1. Teória „špinavej snehovej gule“.. Tento predpoklad je najbežnejší a patrí americkému vedcovi Fredovi Lawrenceovi Whippleovi. Podľa tejto teórie nie je pevná časť kométy ničím iným ako kombináciou ľadu a úlomkov meteoritovej hmoty. Podľa tohto špecialistu sa rozlišujú staré kométy a telesá mladšej formácie. Ich štruktúra je odlišná vďaka tomu, že sa k Slnku opakovane približovali zrelšie nebeské telesá, ktoré roztavili ich pôvodné zloženie.
2. Jadro pozostáva z prašného materiálu. Teória bola oznámená začiatkom 21. storočia vďaka štúdiu fenoménu americkou vesmírnou stanicou. Údaje z tohto prieskumu naznačujú, že jadro je prašný materiál veľmi drobivého charakteru s pórmi, ktoré zaberajú väčšinu jeho povrchu.
3. Jadro nemôže byť monolitická konštrukcia. Ďalšie hypotézy sa rozchádzajú: predpokladajú štruktúru vo forme snehového roja, blokov akumulácie skaly a ľadu a akumulácie meteoritov v dôsledku vplyvu planetárnej gravitácie.

Všetky teórie majú právo byť spochybnené alebo podporované vedcami praktizujúcimi v tejto oblasti. Veda nestojí na mieste, a tak objavy v skúmaní štruktúry komét nadlho ohromia svojimi nečakanými zisteniami.

Kométa kóma

Spolu s jadrom tvorí hlavu kométy kóma, čo je hmlistá škrupina svetlej farby. Stopa takejto zložky kométy sa tiahne na pomerne veľkú vzdialenosť: od stotisíc do takmer jeden a pol milióna kilometrov od základne objektu.

Možno definovať tri úrovne kómy, ktoré vyzerajú takto:

• Interiérové ​​chemické, molekulárne a fotochemické zloženie. Jeho štruktúra je určená skutočnosťou, že hlavné zmeny vyskytujúce sa s kométou sú sústredené a najviac aktivované v tejto oblasti. Chemické reakcie, rozpad a ionizácia neutrálne nabitých častíc - to všetko charakterizuje procesy, ktoré sa vyskytujú vo vnútornej kóme.
• Kóma radikálov. Pozostáva z molekúl, ktoré sú svojou chemickou povahou aktívne. V tejto oblasti nedochádza k zvýšenej aktivite látok, ktorá je taká charakteristická pre vnútornú kómu. Avšak aj tu proces rozpadu a excitácie opísaných molekúl pokračuje v pokojnejšom a plynulejšom režime.
• Kóma atómového zloženia. Nazýva sa aj ultrafialové. Táto oblasť atmosféry kométy je pozorovaná vo vodíkovej Lyman-alfa čiare vo vzdialenej ultrafialovej spektrálnej oblasti.

Štúdium všetkých týchto úrovní je dôležité pre hlbšie štúdium takého javu, akým sú kométy Slnečnej sústavy.

Chvost kométy

Chvost kométy je jedinečnou podívanou vo svojej kráse a účinnosti. Zvyčajne je nasmerovaný zo Slnka a vyzerá ako predĺžený oblak plynu a prachu. Takéto chvosty nemajú jasné hranice a môžeme povedať, že ich farebný rozsah je blízko úplnej transparentnosti.

Fedor Bredikhin navrhol klasifikovať šumivé pery do nasledujúcich poddruhov:

1. Rovný a úzky formát chvostov. Tieto zložky kométy sú nasmerované z hlavnej hviezdy slnečnej sústavy.
2. Mierne deformované a širokoformátové chvosty. Tieto chocholy sa vyhýbajú Slnku.
3. Krátke a silne deformované chvosty. Táto zmena je spôsobená výraznou odchýlkou ​​od hlavnej hviezdy našej sústavy.

Chvosty komét možno rozlíšiť aj podľa dôvodu ich vzniku, ktorý vyzerá takto:

• Prachový chvost. Charakteristickým vizuálnym znakom tohto prvku je, že jeho žiara má charakteristický červenkastý odtieň. Vlečka tohto formátu je vo svojej štruktúre homogénna, tiahne sa milión, ba až desiatky miliónov kilometrov. Vznikla vďaka početným časticiam prachu, ktoré energia Slnka vrhla do veľkej vzdialenosti. Žltý odtieň chvosta je spôsobený rozptýlením prachových častíc slnečným žiarením.
• Chvost štruktúry plazmy. Tento oblak je oveľa rozsiahlejší ako prachová stopa, pretože jeho dĺžka je desiatky a niekedy aj stovky miliónov kilometrov. Kométa interaguje so slnečným vetrom, čo spôsobuje podobný jav. Ako je známe, slnečné vírové prúdy sú preniknuté veľkým počtom polí magnetickej povahy. Tie sa zase zrážajú s plazmou kométy, čo vedie k vytvoreniu dvojice oblastí s diametrálne odlišnou polaritou. Občas sa tento chvost veľkolepo odlomí a vytvorí sa nový, ktorý vyzerá veľmi pôsobivo.
• Anti-chvost. Objavuje sa podľa iného vzoru. Dôvodom je, že je nasmerovaný na slnečnú stranu. Vplyv slnečného vetra na takýto jav je extrémne malý, pretože oblak obsahuje veľké prachové častice. Takýto protichvost je možné pozorovať iba vtedy, keď Zem prekročí obežnú rovinu kométy. Diskovitý útvar obklopuje nebeské teleso takmer zo všetkých strán.

Ostáva veľa otázok týkajúcich sa takého konceptu, akým je chvost kométy, ktorý umožňuje hlbšie študovať toto nebeské teleso.

Hlavné typy komét

Typy komét možno rozlíšiť podľa času ich obehu okolo Slnka:

1. Krátkoperiodické kométy. Doba obehu takejto kométy nepresahuje 200 rokov. Vo svojej maximálnej vzdialenosti od Slnka nemajú chvosty, ale iba jemnú kómu. Pri pravidelnom približovaní sa k hlavnému svietidlu sa objaví oblak. Bolo zaznamenaných viac ako štyristo takýchto komét, medzi ktorými sú krátkoperiodické nebeské telesá s revolúciou okolo Slnka 3-10 rokov.
2. Kométy s dlhými obežnými dobami. Oortov oblak podľa vedcov pravidelne zásobuje takýchto kozmických hostí. Orbitálny termín týchto javov presahuje dvestoročnú hranicu, čo robí štúdium takýchto objektov problematickejším. Dvestopäťdesiat takýchto mimozemšťanov dáva dôvod domnievať sa, že v skutočnosti sú ich milióny. Nie všetci sú tak blízko hlavnej hviezdy systému, aby bolo možné pozorovať ich aktivity.

Štúdium tejto problematiky vždy pritiahne odborníkov, ktorí chcú pochopiť tajomstvá nekonečného vesmíru.

Najznámejšie kométy slnečnej sústavy

Slnečnou sústavou prechádza veľké množstvo komét. Sú tu ale najznámejšie vesmírne telesá, ktoré stoja za reč.

Halleyho kométa

Halleyova kométa sa do povedomia dostala vďaka jej pozorovaniam od známeho bádateľa, po ktorom dostala svoje meno. Možno ho klasifikovať ako krátkodobé teleso, pretože jeho návrat do hlavného svietidla sa počíta na obdobie 75 rokov. Za povšimnutie stojí zmena tohto ukazovateľa smerom k parametrom, ktoré kolíšu medzi 74-79 rokmi. Jeho sláva spočíva v tom, že ide o prvé nebeské teleso tohto typu, ktorého dráha bola vypočítaná.

Samozrejme, niektoré dlhoperiodické kométy sú efektnejšie, ale 1P/Halley možno pozorovať aj voľným okom. Tento faktor robí tento fenomén jedinečným a populárnym. Takmer tridsať zaznamenaných výskytov tejto kométy potešilo vonkajších pozorovateľov. Ich frekvencia priamo závisí od gravitačného vplyvu veľkých planét na životnú aktivitu popisovaného objektu.

Rýchlosť Halleyovej kométy vo vzťahu k našej planéte je úžasná, pretože prevyšuje všetky ukazovatele aktivity nebeských telies Slnečnej sústavy. Približovanie sa zemskej orbitálnej sústavy k obežnej dráhe kométy možno pozorovať v dvoch bodoch. Výsledkom sú dve prašné formácie, ktoré zase tvoria meteoritové roje nazývané Aquaridy a Oreanidy.

Ak vezmeme do úvahy štruktúru takéhoto telesa, veľmi sa nelíši od iných komét. Pri približovaní sa k Slnku je pozorovaný vznik iskrivej stopy. Jadro kométy je relatívne malé, čo môže naznačovať hromadu trosiek ako stavebného materiálu pre základňu objektu.

Mimoriadnu podívanú na prechod Halleyovej kométy si budete môcť vychutnať v lete 2061. Sľubuje lepšiu viditeľnosť grandiózneho fenoménu v porovnaní s viac ako skromnou návštevou v roku 1986.

Ide o pomerne nový objav, ktorý sa uskutočnil v júli 1995. Dvaja vesmírni prieskumníci objavili túto kométu. Okrem toho títo vedci vykonali samostatné vyhľadávania. Na opísané teleso existuje veľa rôznych názorov, no odborníci sa zhodujú, že ide o jednu z najjasnejších komét minulého storočia.

Fenomenálnosť tohto objavu spočíva v tom, že koncom 90. rokov bola kométa pozorovaná bez špeciálneho vybavenia desať mesiacov, čo samo osebe nemôže len prekvapiť.

Plášť pevného jadra nebeského telesa je dosť heterogénny. Zľadovatené plochy nepremiešaných plynov sa spájajú s oxidom uhoľnatým a ďalšími prírodnými prvkami. Objav minerálov, ktoré sú charakteristické pre štruktúru zemskej kôry a niektoré meteoritové formácie opäť potvrdzujú, že kométa Hale-Bop vznikla v našom systéme.

Vplyv komét na život planéty Zem

Existuje veľa hypotéz a predpokladov týkajúcich sa tohto vzťahu. Existuje niekoľko porovnaní, ktoré sú senzačné.

Islandská sopka Eyjafjallajökull začala svoju aktívnu a ničivú dvojročnú činnosť, ktorá prekvapila mnohých vtedajších vedcov. Stalo sa tak takmer okamžite po tom, čo slávny cisár Bonaparte uvidel kométu. Môže to byť náhoda, ale sú tu aj iné faktory, ktoré vás nútia čudovať sa.

Predtým opísaná kométa Halley podivne ovplyvnila činnosť takých sopiek ako Ruiz (Kolumbia), Taal (Filipíny), Katmai (Aljaška). Dopad tejto kométy pocítili ľudia žijúci v blízkosti sopky Cossuin (Nikaragua), ktorá začala jednu z najničivejších aktivít tisícročia.

Kométa Encke spôsobila silnú erupciu sopky Krakatoa. To všetko môže závisieť od slnečnej aktivity a aktivity komét, ktoré pri približovaní sa k našej planéte vyvolávajú nejaké jadrové reakcie.

Dopady komét sú pomerne zriedkavé. Niektorí odborníci sa však domnievajú, že tunguzský meteorit patrí práve k takýmto telesám. Ako argumenty uvádzajú tieto skutočnosti:

• Pár dní pred katastrofou sa pozoroval výskyt úsvitu, ktorý svojou rozmanitosťou naznačoval anomáliu.
• Vzhľad takého javu, ako sú biele noci na nezvyčajných miestach bezprostredne po páde nebeského telesa.
• Neprítomnosť takého indikátora meteoricity, ako je prítomnosť pevných látok danej konfigurácie.

Dnes už nie je pravdepodobné, že sa takáto zrážka zopakuje, ale nemali by sme zabúdať, že kométy sú objekty, ktorých trajektória sa môže meniť.

Ako vyzerá kométa - pozrite sa na video:

Kométy Slnečnej sústavy sú fascinujúcou témou, ktorá si vyžaduje ďalšie štúdium. Vedci z celého sveta, ktorí sa zaoberajú výskumom vesmíru, sa snažia odhaliť záhady, ktoré tieto nebeské telesá úžasnej krásy a sily nesú.

Dráhy komét sú však zvyčajne veľmi pretiahnuté.

Niektoré z ich obežných dráh ležia veľmi, veľmi ďaleko od Slnka a niektoré sú celkom blízko Slnka.

Niekedy sa im hovorí „špinavé snehové gule“, pretože sú to malé, nepravidelné útvary , a .

Keď sa kométa priblíži k Slnku, ľad sa začne topiť a vrieť a vyvrhovať prachové častice. Tieto častice sa spolu tvoria okolo jadra kométy, ktoré je tzv obal kométy.

Škrupina je osvetlená Slnkom. Slnečné svetlo je odpudzované a rozprestiera sa do dlhého a jasne osvetleného „chvosta“.

Kométy: chlpatí tuláci vesmírom

E. Halley predpovedal dátum ďalšieho objavenia sa tejto kométy a hoci sa tohto dňa už nedožil, predpoveď sa bravúrne naplnila.

Už v našej dobe sme v rôznych historických kronikách dokázali nájsť viac ako tridsať zmienok o vzhľade „bradatej hviezdy“, ktorá od 18. stor. začal nosiť „Halleyovu kométu“.

Čo sú kométy?

Halley zistil najdôležitejší fakt - kométy sú členmi slnečnej sústavy a otáčajú sa okolo Slnka.

Nemôžeme ich však pozorovať neustále, ako iné malé planéty, pretože majú úplne odlišné dráhy – tak predĺžené, že niektoré sa priblížia k Slnku ako , a potom sa vzdiali až do Kuiperovho pásu.

Existujú kométy, ktoré strávia celý čas na jednej revolúcii a na pozemskej oblohe sa objavia iba raz na osobu.

Aké sú nebeské telesá, ktoré starí Gréci nazývali slovom „kométa“, čo v preklade znamená „chlpatý“?

Prevažná časť kométy je sústredená v malom hustom jadre, ktoré pozostáva z ľadu, amoniaku a metánu, poprepletaného malými pevnými časticami – prachovými zrnkami a zrnkami piesku.

Zatiaľ čo kométa je v chladných oblastiach slnečnej sústavy ďaleko od Slnka alebo dokonca za jeho hranicami, jadro vyzerá ako malé, obklopené svetlou, hmlistou škrupinou – nazýva sa to „kóma“.

Keď sa priblíži k našej hviezde, jadro sa začne zahrievať, ľad sa vyparí a z jadra sa vyvrhnú plyny, ktoré so sebou berú pevné častice.

Kométa tvorí chvost, alebo skôr dva chvosty - plyn a prach, ktoré sa pod vplyvom Slnka rozprestierajú v smere opačnom k ​​Slnku.

Niekedy nadobudnú chvosty plynu a prachu rôzne tvary – častice látok, z ktorých sú zložené, reagujú na slnečné žiarenie odlišne a dĺžka chvostov niekedy dosahuje 200 miliónov km a viac.

Chvosty komét nemajú ostré obrysy a sú takmer priehľadné – cez ne sú dobre viditeľné hviezdy. Plyn a drobné prachové častice v nich sú extrémne riedke a môžeme ich pozorovať len vďaka ich vlastnej žiare pod vplyvom ultrafialového žiarenia zo Slnka.

Ako poznamenal jeden astronóm, ide v podstate o „viditeľnú ničotu“.

Astronómovia dnes poznajú viac ako 400 komét s krátkymi obežnými dobami a 200 z nich bolo pozorovaných dvakrát alebo trikrát.

Moderný výskum komét

V roku 1986 vesmírne lode Vega-1 a Vega-2 a Giotto „navštívili“ Halleyovu kométu, preniesli snímky jej jadra na Zem a analyzovali chvostovú hmotu. Predpoklady vedcov o zložení kometárnych jadier sa potvrdili. Jadro kométy meria asi 10 km a otáča sa okolo svojej osi.

Hlavný biotop komét sa nachádza na najvzdialenejšom okraji slnečnej sústavy – v Oortovom oblaku. Tam trávia väčšinu svojho „života“.

Niekedy však pod vplyvom iných kozmických telies niektoré z nich zmenia svoje dráhy a začnú sa približovať k Slnku. Vtedy ich vidíme na nočnej alebo večernej oblohe.

Život kométy, ktorá sa rozhodne opustiť Oortov oblak, je však krátky – každým prechodom blízko Slnka totiž stráca časť hmoty. Po 10-15 tisíc rokoch sa kométy úplne vyparia.

Hmotnosť priemernej kométy je zanedbateľná - asi miliardkrát menšia ako hmotnosť Zeme a hustota hmoty z ich chvostov je takmer rovnaká. Preto „fúzaté hviezdy“ žiadnym spôsobom neovplyvňujú planéty slnečnej sústavy. Takže v máji 1910 Zem prešla chvostom Halleyovej kométy bez toho, aby to cítila.

Ale kolízia medzi jadrom veľkej kométy a našou planétou môže spôsobiť extrémne vážne následky pre zemskú magnetosféru. Príkladom takejto udalosti je pád trosiek z kométy Shoemaker-Levy, ktorú astronómovia z celého sveta pozorovali v júli 1994.

V roku 2005 americká kozmická loď Deep Impact išla ku kométe, aby... na ňu narazila. Na kométu spadol jeden špeciálny, ktorý sa zrazil s jadrom kométy.

S viac ako 10 000 tonami materiálu sa kométa zmenila na plyn a prach a prístroje určili zloženie materiálu, ktorý tvorí jej „hlavu“.

Každý rok 12. augusta meteority počas noci rýchlo lemujú oblohu jasnými ohnivými pruhmi, ktoré horia v stredných vrstvách atmosféry. Toto ohnivé zobrazenie sa nazýva meteorický roj Perseus. Zem sa pohybuje po obežnej dráhe a prechádza cez meteorický roj - stopu kométy, ktorá sa pohybuje okolo Slnka.

Čo sú kométy?

Kométy, podobne ako kamenné asteroidy, sú po vzniku Slnka, planét a ich satelitov takpovediac priemyselným odpadom. Kométy sú zložené prevažne z ľadu s inklúziami malých kameňov a prachu. Väčšinu svojho života sa kométy pasú na rozsiahlych púštnych pastvinách na okraji slnečnej sústavy.

Najvzdialenejšia planéta slnečnej sústavy, Pluto, sa nachádza 5,8 miliardy kilometrov od Slnka. Zhluk komét s názvom Kuyperov pás sa nachádza o 480 miliónov kilometrov ďalej ako Pluto. Ďalšia podobná kopa, Oortov oblak, je od Slnka vzdialená 160 miliárd kilometrov. V skutočnosti Oortov oblak nie je oblak, ale obrovská akumulácia biliónov komét, tieto kométy sa potulujú vesmírom rôznymi smermi ako kravy v pasúcom sa stáde. Predpokladá sa, že Oortov oblak obklopuje slnečnú sústavu ako obrovské halo.

Zaujímavý fakt: Kométy dokončia jednu revolúciu okolo Slnka v priemere každých jeden milión rokov.

Dôkazy o zhlukoch komét

Dokázanie existencie zhlukov komét je veľmi ťažké. A preto. Aj keď preletíte v rakete cez Oortov oblak, možno počas cesty nestretnete ani jednu kométu. Delia ich od seba milióny a miliardy kilometrov. Keďže kométy sú ďaleko od Slnka, sú veľmi slabo osvetlené a vyzerajú takmer rovnako tmavé ako vonkajší priestor, ktorý ich obklopuje. Kométy ďaleko od Slnka nemajú priradené chvosty. Ich farba je červeno-hnedá, ich veľkosť je asi dva kilometre. Jedným slovom vyzerajú ako veľké špinavé ľadovce.

Súvisiace materiály:

Čo je to kométa?

Cesta komét

Škaredá tvár kométy sa mení, keď opúšťa stádo a blíži sa k Slnku. V tomto momente kométa prechádza okamžitou premenou. Rozprestiera sa na nočnej oblohe v dlhom žiarivom pruhu, desí a teší ľudí. Aká sila vyháňa kométu z Oortovho oblaku? Prirodzene, gravitácia. Stáva sa to takto. Slnko rýchlo letí vesmírom a ťahá za sebou náruč planét, ich satelitov a komét. Dráha Slnka prebieha medzi hviezdami Mliečnej dráhy. Stádo komét, ktoré unáša Slnko, občas preletí blízko inej hviezdy. Sila jeho gravitácie spôsobuje v Oortovom oblaku poruchu a posúva kométy z ich obvyklých pozícií