komety: historie komet meteoricke roje popis komet jasnejsi komety do konce roku 2007 podivne komety a planetky meteoricky roj Geminidy kometa Holmes meteoricky roj Leonidy kometa C/2007 F1 kometa P/2007 R5 kometa Utsunomiya kometa Hale-Bopp kometa C/1999 S4 clanky: --- 2kk --- 2k1 --- 2k2 --- --- 2k3 --- 2k4 --- 2k5 --- --- 2k6 --- 2k7 --- 2k8 --- --- 2k9 --- teorie: ... informace: kuiperuv pas oortuv oblak slunce - - - ... fotky: ...

vznik komet kometarni jadra pravdepodobne vznikaji behem gravitacniho smrstovani z ledovych planetesimal na periferii soustavy. potvrzuje to objev prachovych disku kolem blizkych hvezd hlavni posloupnosti, ucineny druzici IRAS ve strednim a dalekem infracervenem oboru spektra. protoplanetarni disk ve slunecni soustave mel o rad vyssi hmotnost, nez kolik cini soucasna celkova hmotnost planet a komet. to znamena, ze vetsi cast puvodniho materialu jiz ze slunecni soustavy unikla. kometarni jadra vznikala kondenzaci uhlikatych a kremicitych latek na periferii systemu planet. na tuhe castecky namrzala voda. prumerna hmotnost jader cini "10-na trinactou" kg, hustota 50 % hustoty vody v pozemskych podminkach. zmena vzhledu komet dokud jsou jadra daleko od Slunce, prakticky se nevyvijeji. situace se zmeni, kdyz se jadro vlivem poruch dostane na drahu do nitra slunecni soustavy. kolem zmrzleho jadra se vytvori prachova a plynna koma o prumeru desitek az stovek tisic km. komy dosahuji nejvetsich rozmeru obvykle ve vzdalenosti 1,4 AU od Slunce. soucasne se vytvari vodikove halo o prumeru az 10 milionu km a prachovy i plazmovy chvost. chvosty mohou dosahnout delky radu sto milionu km. hustota castic v kome dosahuje maximalne "10-na patou" castic v krychlovem centimetru, tj. "10-na minus jedenactou" hustoty zemske atmosfery. v chvostu je maximalne 100 castic v krychlovem centimetru. hmotnost komy cini nanejvys "10-na devatou" kg, z toho plyn tvori asi 1 %. pro castice v chvostu mensi nez "10-na minus sedmou" m prevazuje tlak zareni nad gravitaci, takze prave tyto castice tvori prachovy chvost. obcas pozorovane protichvosty jsou vzdy z prachu. plazmove chvosty odnasi od Slunce slunecni vitr, takze reaguji na slunecni cinnost. zmeny vzhledu komety na draze kolem Slunce komety takto fakticky ztraceji hmotu, napr. Halleyova kometa ztraci v okoli prisluni za sekundu asi 5 tun prachu a 15 tun plynu, za cely oblet pak asi "10-na dvanactou" kg, tj. asi 0,5 % celkove hmotnosti. odtud je patrne, ze kratkoperiodicke komety maji jen omezenou zivotnost radu stovek tisic let. aktivita jader ovsem silne klesa ve vzdalenosti pres 6 AU od Slunce, nebot v teto vzdalenosti již vodni led prestava sublimovat. nicmene bezne pozorujeme aktivitu jadra az do vzdalenosti 10 AU. zde je asi hlavnim pricinou uvolneni energie pri premene amorfniho ledu na krystalicky. rozpady kometarnich jader o krehkosti kometarnich jader svedci pomerne caste pripady, kdy se komety rozpadly na vice casti obvykle brzo po pruchodu perihelem. k rozpadu doslo i u komety Shoemaker-Levy 9, ovsem ne pri pruchodu perihelem. kometa byla 8. cervence 1992 roztrhana slapovymi silami Jupiteru pri pruletu ve vzdalenosti 91 000 km od centra planety, hluboko uvnitr Rochova laloku. pred rozpadem mela prumer asi 2 km. ulomky, jez se v cervenci 1994 postupne s Jupiterem srazily, mely rozmery mensi nez 1 km, rozhodne vsak slo o kompaktni telesa. k podobnym srazkam komet s Jupiterem dochazi jednou za 1000 let. drahy a rodiny komet nova nomenklatura, zavedena od roku 1995, rozlisuje komety pismeny: C - kometa s urcenou drahou, P - kometa s dokazanou periodicitou (obvykle pod 200 let a jen zcela vzacne vyssi), X - kometa s neurcenou drahou, D - kometa, ktera zanikla (rozpadem nebo srazkou). v zasade vsak komety delime na kratkoperiodicke perioda mensi nez 200 let zasobarna Kuiperuv pas (~100 AU) rovina drahy svira s ekliptikou maly uhel (do 20°) dlouhoperiodicke perioda vetsi nez 200 let zasobarna Oortuv oblak (~10 000 AU) uhel sklonu drahy je libovolny zatim nebyly pozorovany zadne komety zretelne interstelarniho puvodu, ackoliv by v principu mely priletat tempem jedno teleso za 150 let. Oortovo mracno komet - zasobarna jader dlouhoperiodickych komet prvnim astronomem, jenz seriozne uvazoval o vzdalene zasobarne kometarnich jader na periferii slunecni soustavy, byl v r. 1932 e. opik. potvrdil to ve sve epochalni praci z roku 1950 j. oort, kdyz podal zasadni dukaz, ze prvotni komety k nam priletaji z kuloveho mracna komet o vnitrnim polomeru 20 000 AU a dosahujiciho do vzdalenosti az 100 000 AU od Slunce, na hranici jeho gravitacni sfery vlivu (0,5 pc). dnes se domnivame, ze v tomto prostoru se nachazi radove bilion kometarnich jader o uhrnne hmotnosti snad az stonasobek hmotnosti Zeme! obezne doby jader cini miliony let a jejich povrchy jsou "ohraty" na 20-50 K. jadra zde vsak ale nevznikla, puvodne se nalezala v disku mezi drahami dnesniho Uranu a Neptunu a do Oortova mracna se dostala vlivem poruch. stejnym zpusobem take mracno opousteji. poruchy drah pusobi blizka setkani Slunce s okolnimi hvezdami, dale pak slapove pusobeni okolnich obrich molekulovych mracen i centra Galaxie. vetsina takto porusenych komet smeruje po hyperbolach do mezihvezdneho prostoru - jen vzacne se jadro dostane do vnitrnich oblasti slunecni soustavy a tim se zmeni na nejprve dlouhoperiodickou a posleze vetsinou na kratkoperiodickou kometu. Oortuv oblak, zasobarna dlouhoperiodickych komet Kuiperuv pas - zasobarna jader kratkoperiodickych komet dalsi zasobarna kometarnich jader se naleza tesne za okrajem planetarniho systemu, tj. za drahou planety Neptun. na rozdil od Oortova mracna vsak neni tato spizirna kulove soumerna - spise ma tvar pomerne plocheho pasu s vnitrnim okrajem ve vzdalenosti 50 AU a vnejsim asi 500 AU. tvori ji vlastne ledove "kometesimaly" z obdobi vzniku slunecni soustavy v uhrnnem poctu radu 100 bilionu o celkove hmotnosti asi 170nasobku hmotnosti Zeme. tato telesa jsou prirozene ze Zeme nepozorovatelna, ale daji se neprimo odhalit prave z pozadavku, aby pritok novych komet ke Slunci byl staly. existenci Kuiperova pasu vyrazne posilil objev transneptunskych planetek, jez byly poprve rozpoznany po petiletem marnem hledani v roce 1992 d. jewittem a j. luuovou. dosud je objeveno nekolik set planetek s poloosami drah od 30 AU do 50 AU. soudi se dokonce, ze Pluto, Charon a Triton predstavuji extremni pripady teze tridy objektu.