kométa

Text hesla

kométa [gr.] — menšie aktívne teleso zložené z ľadu (vodného ľadu a zmrznutých plynov) a prachových častíc, obiehajúce okolo Slnka. Názov pochádza z gréčtiny a je odvodený od vzhľadu kométy (kométés = vlasatá); odtiaľ starší názov vlasatica. Každá kométa dostáva po svojom objavení označenie skladajúce sa z roka objavu, veľkého písmena udávajúceho polmesiac objavu v danom roku (napr. D označuje druhú polovicu februára) a z číslice vyjadrujúcej poradie objavu v tomto polmesiaci. Okrem toho sa pred rok objavu pridáva veľké písmeno špecifikujúce kométu: A – asteroid, ktorý bol pôvodne chybne považovaný za kométu, P – periodická kométa, C – neperiodická kométa, X – kométa, pri ktorej sa nedá vypočítať zmysluplná dráha, D – kométa, ktorá zanikla alebo sa pokladá za zmiznutú. Ak ide o ďalší návrat periodickej kométy, pred označenie P sa uvedie číslo poradia návratu. Kométa je zvyčajne nazvaná aj podľa svojho objaviteľa (povolené je uviesť mená najviac troch prvých objaviteľov), prípadne astronóma, ktorý vypočítal jej dráhu a predpovedal jej návrat (napr. Halleyho kométa), alebo podľa prístroja, pomocou ktorého bola objavená, a pod.

Kométy sa skladajú z jadra kométy (tvorí ho 20 % prachových častí a 80 % ľadu), komy (plynovo-prachovej obálky jadra), okolo viditeľnej časti ktorej sa rozprestiera neviditeľné vodíkové halo, a z chvosta kométy vybiehajúceho z jadra. Jadro kométy a plynovo-prachová koma spolu tvoria hlavu kométy.

Kométy sa pohybujú v gravitačnom poli Slnka, ich dráhy sú kužeľosečky, väčšinou elipsy. Gravitačné pôsobenie veľkých planét v slnečnej sústave však spôsobuje odchýlky od pohybu komét po elipse, časť eliptických dráh s veľkou excentricitou sa môže zmeniť na hyperbolické a kométy na takýchto dráhach po prelete okolo Slnka navždy opustia slnečnú sústavu. Keďže neboli pozorované žiadne kométy približujúce sa k Slnku po hyperbolických dráhach (resp. po dráhach významne sa líšiacich od paraboly), usudzuje sa, že všetky kométy majú pôvod vnútri slnečnej sústavy. Pohyb komét ovplyvňujú aj negravitačné sily, napr. plyny unikajúce z kometárneho jadra vplývajú na jadro raketovým efektom.

Kométy sa rozdeľujú podľa parametrov dráhy na kométy Oortovho oblaku komét (kométy doteraz v ňom zotrvávajúce), dlhoperiodické kométy (obežná doba viac ako 200 rokov) a krátkoperiodické kométy. Dlhoperiodické kométy sa v zmysle Oortovej hypotézy rozdeľujú na nové (prichádzajú z Oortovho oblaku prvýkrát do blízkosti Slnka) a staré, krátkoperiodické kométy na krátkoperiodické kométy typu Halleyho kométy a kométy patriace do Jupiterovej rodiny komét. Na základe parametrov dráhy je vymedzená aj Kreutzova skupina komét, ktoré majú malú vzdialenosť perihélií a prelietajú cez slnečnú korónu.

Je všeobecne známe, že kométy vykazujú značné zmeny pozorovanej jasnosti. Odhady jasnosti komét boli okrem výpočtu dráh až do polovice 19. stor. jedinou metódou ich výskumu. Potom sa stalo dôležitou metódou zaznamenávanie a vyhodnocovanie ich spektra, ktorého hlavnými znakmi sú prítomnosť emisných pásov, málo emisných spektrálnych čiar patriacich atómom a v spojitom spektre prítomnosť Fraunhoferových čiar. Pozoruje sa spektrum zložitej štruktúry (elektrónovo-vibračno-rotačné spektrum), pretože sú v ňom zaznamenané prechody medzi rotačnými a vibračnými stavmi molekúl i prechody elektrónov v elektrónových obaloch atómov z vyššej energetickej hladiny na nižšiu; napr. v spektre molekuly C2 je až 42 pásov (tzv. Swanove pásy). Všeobecne platí, že intenzita čiar v každom páse smerom k menším vlnovým dĺžkam postupne klesá, pretože prechody medzi vyššími vibračnými hladinami a rotačnými hladinami molekúl sú menej pravdepodobné. Pri dlhovlnnom okraji pása v spektre sú čiary najintenzívnejšie – vzniká pomerne ostrá hrana pása. Hlavnými zložkami kometárneho spektra sú spektrálne čiary a pásy CN, C2, C3, OH, NH, NH2 a Na.

Jadrá komét sú pri priblížení k Slnku zahalené komou, takže ich priamy výskum zo Zeme je ťažký, vhodný je výskum sondami z bezprostrednej blízkosti. Prvou úspešnou kometárnou sondou bola sonda International Cometary Explorer (ICE), ktorá 11. septembra 1985 preletela chvostom periodickej kométy 21P/Giacobini-Zinner. Japonské sondy Sakigake a Suisei preleteli 8., resp. 11. marca 1986 vo vzdialenosti 151-tis. km, resp. 7 mil. km od jadra Halleyho kométy. Sovietske sondy Vega 1 a Vega 2 sa 6., resp. 9. marca 1986 priblížili k jej jadru na vzdialenosť 39 000, resp. 8 030 km. Sonda Giotto preletela 13. marca 1986 vo vzdialenosti 608 km od jej jadra a získala pozorovací materiál, ktorý okrem iného potvrdil teóriu ľadového jadra F. L. Whippla a na základe ktorého sa začalo usudzovať na podstatne väčšie lineárne rozmery kometárnych jadier, než aké sa dovtedy predpokladali. Dňa 1. januára 2004 sonda Stardust získala vzorku prachových častíc jadra periodickej kométy 81P/Wild (Wild 2), 15. januára 2006 sa puzdro so vzorkami vrátilo späť na Zem. Projektil sondy Deep Impact s hmotnosťou 360 kg narazil 4. júla 2005 rýchlosťou 10,2 km/s na povrch jadra periodickej kométy 9P/Tempel 1 a vytvoril kráter s hĺbkou 35 m. Pri hľadaní komét je veľmi úspešná slnečná sonda SOHO, ktorá do 5. júla 2016 našla pomocou koronografu 3 168 komét. Pri získavaní pozorovacieho materiálu mimoriadnej kvality sú úspešné aj Hubblov vesmírny ďalekohľad, Spitzerov vesmírny ďalekohľad a mnohé družice pracujúce v ultrafialovej oblasti spektra.

Podľa kritérií miesta a času vzniku komét sa teórie vzniku komét rozdeľujú na teórie vzniku komét vnútri slnečnej sústavy a mimo nej a na teórie vzniku komét v dávnej minulosti a ako procesu prebiehajúceho i v súčasnosti. Na základe spresňujúcich pozorovaní sa v minulosti postupne presadila predstava, že kométy sú súčasťou slnečnej sústavy, pričom vznikli v prvých fázach jej vývoja a tento proces je už ukončený. Súčasné pozorovania umožňujúce detailné štúdium okolia najbližších hviezd zistili existenciu podobných štruktúr, ako je Oortov oblak komét v našej slnečnej sústave, aj pri iných hviezdach a potvrdili, že vznik populácie komét je prirodzenou súčasťou vývoja hviezd a ich planetárnych sústav. Kométy môžu zotrvať v Oortovom oblaku milióny rokov, len čo sú však nejakou gravitačnou poruchou (prechod blízkej hviezdy, galaktické slapy) posunuté na dráhu smerom k Slnku, začína sa ich postupný zánik. Pri každom blízkom prechode popri Slnku produkujú prach a plyn, ktoré pre svoju malú príťažlivosť už nezískajú. Kométy môžu zaniknúť niekoľkými spôsobmi: jadro môže postupne stratiť všetky prchavé látky, rozpadnúť sa na menšie kusy a celkom sa dezintegrovať; jadro sa úplne pokryje minerálnou kôrou, čím sa kométa premení na spiace kometárne jadro, neprejavuje žiadnu aktivitu a zvonka sa javí ako asteroid; blízkym prechodom kométy popri niektorej planéte sa jej dráha zmení tak, že navždy opustí slnečnú sústavu, fyzicky síce nezanikne, ale už nie je pozorovateľná.

Pred rokom 1577 sa kométy pokladali za nebeské výstrahy a nespájali sa s astronomickými javmi. Najstaršie záznamy o nich pochádzajú z obdobia okolo 1000 pred n. l. z Číny, ako aj od Chaldejcov obývajúcich južnú Babyloniu (dnešný Irak), od ktorých pochádza aj prvý názor na podstatu komét. Podľa neho je kométa vzduchový vír rotujúci vo výške v zemskej atmosfére, kde sa trením zapáli. Aristoteles v diele Meteorológia (Meteorologica, asi 330 pred n. l.) hovorí o kométach ako o suchých a horúcich exhalátoch vo vysokej atmosfére; tento názor pretrval vďaka jeho autorite až do 16. stor. Napr. Ptolemaios v diele Almagest kométy vôbec nespomína, keďže ich nepovažoval za nebeské telesá. Významní myslitelia svojej doby, napr. Tomáš Akvinský, R. Bacon a Paolo Toscanelli (*1397, †1482), však vyjadrili pochybnosti o pozemskej podstate komét. Kométy boli zaradené medzi nebeské telesá až po pozorovaní jasnej kométy z roku 1577, ktorú T. Brahe a T. Hájek z Hájku pozorovali z navzájom vzdialených miest na Zemi, pričom sa na oblohe ukazovala medzi tými istými hviezdami, z čoho správne usúdili, že je v priestore ďalej ako Mesiac. I. Newton v diele Matematické princípy prírodnej filozofie (Philosophiae naturalis principia mathematica, 1687) aplikoval svoj gravitačný zákon na pohyb kométy z roku 1680 a zistil, že sa pohybuje po eliptickej dráhe málo odlišnej od paraboly a nad povrchom Slnka prešla vo vzdialenosti len 0,001 6 AU. E. Halley v roku 1705 počítal dráhy všetkých komét pozorovaných v minulosti na dostatočne dlhom oblúku. Objavil prvú periodickú kométu (neskôr nazvanú podľa neho Halleyho kométa) a predpovedal jej návrat na rok 1758. V roku 1835 sa s ďalším návratom Halleyho kométy začala éra fyzikálneho výskumu komét. F. W. Bessel na základe pozorovaní nepravidelného rozloženia svietiacej hmoty v kome Halleyho kométy sformuloval predpoklad o možnosti negravitačných efektov usmerneného úniku hmoty z kometárneho jadra a vytvoril aj tzv. fontánovú teóriu kometárnych chvostov, v ktorej správne opisuje vznik chvosta kométy ako výsledok úniku častíc z jadra kométy smerom k Slnku a ich následné vypudenie neznámou silou v protismere (teóriu dopracoval 1910 A. S. Eddington, keď 1900 S. A. Arrhenius navrhol ako možnú repulzívnu silu tlak slnečného žiarenia). V roku 1867 G. V. Schiaparelli zistil, že dráha meteorického roja Perzeíd je veľmi podobná dráhe kométy P/Swift-Tuttle (1862 III) a dráha meteorického roja Leoníd dráhe kométy P/Tempel-Tuttle (1866 I). Predpoklad o súvise komét a meteorických rojov bol potvrdený na Bielovej kométe, keď po jej rozdelení (1845) na dve časti (pozorované opätovne 1852) tieto časom zanikli a 1872 a 1885 bol v dráhe Bielovej kométy pozorovaný meteorický roj Andromedíd (Bielíd). V roku 1858 bola urobená prvá fotografia kométy, 1864 bolo získané prvé spektrum kométy a 1868 W. Huggins identifikoval v spektre kométy Swanove pásy uhlíka (C2, C3). V roku 1911 K. Schwarzschild a Erich Kron (*1881, †1917) navrhli ako možný mechanizmus žiarenia komét fluorescenciu vyvolanú slnečným svetlom, čo sa neskôr aj potvrdilo. V roku 1950 navrhol F. L. Whipple model jadra komét ako konglomerátu ľadov plynov a meteorického prachu v pomere 4 : 1. Z ľadov plynov sa sublimáciou uvoľňujú plyny tvoriace komu, pričom intenzita sublimácie s približovaním sa kométy k Slnku vzrastá, a prúdiace plyny unášajú meteorický prach. Model bol potvrdený v roku 1986 pri priamom meraní jadra Halleyho kométy sondou Giotto. Molekuly unikajúceho plynu sú však schopné udeliť potrebnú hybnosť na únik z jadra kométy len malým prachovým zrnám. Väčšie prachové zlepence ostávajú na povrchu jadra kométy a postupne sa spájajú do škvŕn. Po niekoľkých priblíženiach k Slnku može byť veľká časť povrchu jadra pokrytá takouto minerálnou kôrou nazývanou aj plášť kométy. Podľa merania sondy Giotto vo februári 1986 je až 90 % povrchu jadra kométy 1P/Halley pokrytých kôrou a aktivitu kométy spôsobuje len 10 % aktívneho povrchu. Nedávne merania sondy Rosetta ukázali, že povrch jadra kométy 67P/Čuriumov-Gerasimenko je pokrytý minerálnou kôrou hrúbky 10 – 20 cm. Táto kôra je taká pevná, že nielen znemožnila prichytenie pristávacieho modulu Philae, ktorý sa mal skrutkami v nohách modulu zavŕtať do povrchovej vrstvy, ale odolala aj búšeniu pneumatického kladiva, ktoré z nej odlúpilo len niekoľkocentimetrové úlomky. V roku 1950 J. H. Oort na základe kinematických štúdií zistil existenciu vzdialeného rezervoáru komét nazvaného Oortov oblak komét, ktorý sa pokladá za zdroj neperiodických komét. V roku 1951 nemecký astronóm Ludwig Biermann (*1907, †1986) vysvetlil pohyby v plazmových chvostoch komét interakciou so slnečným vetrom, ktorého existenciu predpokladal (priame meranie slnečného vetra uskutočnili 1959 sondy Lunik I a Lunik II).

Na Slovensku patrí výskum komét, ktorý sa uskutočňuje v Astronomickom ústave SAV (s pozorovaniami na Skalnatom plese) a v Astronomicko-geofyzikálnom observatóriu UK v Modre, viac ako 60 rokov k najúspešnejším oblastiam astronómie. Medzi výsledky Astronomického ústavu SAV významné aj vo svetovom meradle patrí objav 18 nových komét, účasť na medzinárodnom programe výskumu Halleyho kométy a vytvorenie vedeckej školy profesora Kresáka zameranej na vývoj komét a vzájomné interakcie medziplanetárnej hmoty. Astronomicko-geofyzikálne observatórium UK v Modre dosiahlo významné výsledky pri štúdiu rozpadu jadier niekoľkých komét a pri analýze prachovej komy Halovej-Boppovej kométy (C/1995 O1 Hale-Bopp, pozorovaná 1995 – 99), pri ktorej bola z vlastných, v tom čase unikátnych CCD snímok observatória vypočítaná rýchlosť rozpínania prachového materiálu v tvare oblúkov smerom od jadra.

Tab. Kométy objavené na Slovensku

Staré označenie Názov Nové označenie Dátum objavu Jasnosť pri objave v magnitúdach
1946 II Pajdušáková – Rotbar – Weber C/1946 K1 30. 5. 1946* 7
1947 III Bečvář C/1947 F2 27. 3. 1947* 9
1948 II Mrkos C/1947 Y1 20. 12. 1947* 9,5
1948 V Pajdušáková – Mrkos C/1948 E1 15. 2. 1948* 10
1948 XII P/Honda – Mrkos – Pajdušáková 45P 3. 12. 1948* 9
1951 II Pajdušáková C/1951 C1 4. 2. 1951* 8,5
1951 IV P/Tuttle – Giacobini – Kresák 41P 24. 4. 1951* 10,5
1952 V Mrkos C/1952 H1 27. 4. 1952* 10
1953 II Mrkos C/1952 W1 28. 11. 1952* 10
1953 III Mrkos – Honda C/1953 G1 12. 4. 1953* 9
1954 II Pajdušáková C/1953 X1 3. 12. 1953* 11
1954 VIII Vozárová C/1954 O1 28. 7. 1954* 9
1954 XII Kresák – Peltier C/1954 M2 26. 6. 1954* 10
1955 III Mrkos C/1955 L1 12. 6. 1955* 3,5
1955 VII P/Perrine – Mrkos 18D 19. 10. 1955* 9
1956 III Mrkos C/1956 E1 12. 3. 1956* 9
1957 V Mrkos C/1957 P1 29. 7. 1957* 3
1959 IX Mrkos C/1959 X1 3. 12. 1959* 8
Vorobjov P/2012 T7 15. 10. 2012** 20

Pozn.: * sú označené kométy objavené v astronomických observatóriách na Skalnatom plese a na Lomnickom štíte

** je označená kométa P/2012 T7 objavená Tomášom Vorobjovom (*1984) na snímke získanej v observatóriu Mount Lemmon Sky Center v Arizone, USA

Text hesla

kométa [gr.] — menšie aktívne teleso zložené z ľadu (vodného ľadu a zmrznutých plynov) a prachových častíc, obiehajúce okolo Slnka. Názov pochádza z gréčtiny a je odvodený od vzhľadu kométy (kométés = vlasatá); odtiaľ starší názov vlasatica. Každá kométa dostáva po svojom objavení označenie skladajúce sa z roka objavu, veľkého písmena udávajúceho polmesiac objavu v danom roku (napr. D označuje druhú polovicu februára) a z číslice vyjadrujúcej poradie objavu v tomto polmesiaci. Okrem toho sa pred rok objavu pridáva veľké písmeno špecifikujúce kométu: A – asteroid, ktorý bol pôvodne chybne považovaný za kométu, P – periodická kométa, C – neperiodická kométa, X – kométa, pri ktorej sa nedá vypočítať zmysluplná dráha, D – kométa, ktorá zanikla alebo sa pokladá za zmiznutú. Ak ide o ďalší návrat periodickej kométy, pred označenie P sa uvedie číslo poradia návratu. Kométa je zvyčajne nazvaná aj podľa svojho objaviteľa (povolené je uviesť mená najviac troch prvých objaviteľov), prípadne astronóma, ktorý vypočítal jej dráhu a predpovedal jej návrat (napr. Halleyho kométa), alebo podľa prístroja, pomocou ktorého bola objavená, a pod.

Kométy sa skladajú z jadra kométy (tvorí ho 20 % prachových častí a 80 % ľadu), komy (plynovo-prachovej obálky jadra), okolo viditeľnej časti ktorej sa rozprestiera neviditeľné vodíkové halo, a z chvosta kométy vybiehajúceho z jadra. Jadro kométy a plynovo-prachová koma spolu tvoria hlavu kométy.

Kométy sa pohybujú v gravitačnom poli Slnka, ich dráhy sú kužeľosečky, väčšinou elipsy. Gravitačné pôsobenie veľkých planét v slnečnej sústave však spôsobuje odchýlky od pohybu komét po elipse, časť eliptických dráh s veľkou excentricitou sa môže zmeniť na hyperbolické a kométy na takýchto dráhach po prelete okolo Slnka navždy opustia slnečnú sústavu. Keďže neboli pozorované žiadne kométy približujúce sa k Slnku po hyperbolických dráhach (resp. po dráhach významne sa líšiacich od paraboly), usudzuje sa, že všetky kométy majú pôvod vnútri slnečnej sústavy. Pohyb komét ovplyvňujú aj negravitačné sily, napr. plyny unikajúce z kometárneho jadra vplývajú na jadro raketovým efektom.

Kométy sa rozdeľujú podľa parametrov dráhy na kométy Oortovho oblaku komét (kométy doteraz v ňom zotrvávajúce), dlhoperiodické kométy (obežná doba viac ako 200 rokov) a krátkoperiodické kométy. Dlhoperiodické kométy sa v zmysle Oortovej hypotézy rozdeľujú na nové (prichádzajú z Oortovho oblaku prvýkrát do blízkosti Slnka) a staré, krátkoperiodické kométy na krátkoperiodické kométy typu Halleyho kométy a kométy patriace do Jupiterovej rodiny komét. Na základe parametrov dráhy je vymedzená aj Kreutzova skupina komét, ktoré majú malú vzdialenosť perihélií a prelietajú cez slnečnú korónu.

Je všeobecne známe, že kométy vykazujú značné zmeny pozorovanej jasnosti. Odhady jasnosti komét boli okrem výpočtu dráh až do polovice 19. stor. jedinou metódou ich výskumu. Potom sa stalo dôležitou metódou zaznamenávanie a vyhodnocovanie ich spektra, ktorého hlavnými znakmi sú prítomnosť emisných pásov, málo emisných spektrálnych čiar patriacich atómom a v spojitom spektre prítomnosť Fraunhoferových čiar. Pozoruje sa spektrum zložitej štruktúry (elektrónovo-vibračno-rotačné spektrum), pretože sú v ňom zaznamenané prechody medzi rotačnými a vibračnými stavmi molekúl i prechody elektrónov v elektrónových obaloch atómov z vyššej energetickej hladiny na nižšiu; napr. v spektre molekuly C2 je až 42 pásov (tzv. Swanove pásy). Všeobecne platí, že intenzita čiar v každom páse smerom k menším vlnovým dĺžkam postupne klesá, pretože prechody medzi vyššími vibračnými hladinami a rotačnými hladinami molekúl sú menej pravdepodobné. Pri dlhovlnnom okraji pása v spektre sú čiary najintenzívnejšie – vzniká pomerne ostrá hrana pása. Hlavnými zložkami kometárneho spektra sú spektrálne čiary a pásy CN, C2, C3, OH, NH, NH2 a Na.

Jadrá komét sú pri priblížení k Slnku zahalené komou, takže ich priamy výskum zo Zeme je ťažký, vhodný je výskum sondami z bezprostrednej blízkosti. Prvou úspešnou kometárnou sondou bola sonda International Cometary Explorer (ICE), ktorá 11. septembra 1985 preletela chvostom periodickej kométy 21P/Giacobini-Zinner. Japonské sondy Sakigake a Suisei preleteli 8., resp. 11. marca 1986 vo vzdialenosti 151-tis. km, resp. 7 mil. km od jadra Halleyho kométy. Sovietske sondy Vega 1 a Vega 2 sa 6., resp. 9. marca 1986 priblížili k jej jadru na vzdialenosť 39 000, resp. 8 030 km. Sonda Giotto preletela 13. marca 1986 vo vzdialenosti 608 km od jej jadra a získala pozorovací materiál, ktorý okrem iného potvrdil teóriu ľadového jadra F. L. Whippla a na základe ktorého sa začalo usudzovať na podstatne väčšie lineárne rozmery kometárnych jadier, než aké sa dovtedy predpokladali. Dňa 1. januára 2004 sonda Stardust získala vzorku prachových častíc jadra periodickej kométy 81P/Wild (Wild 2), 15. januára 2006 sa puzdro so vzorkami vrátilo späť na Zem. Projektil sondy Deep Impact s hmotnosťou 360 kg narazil 4. júla 2005 rýchlosťou 10,2 km/s na povrch jadra periodickej kométy 9P/Tempel 1 a vytvoril kráter s hĺbkou 35 m. Pri hľadaní komét je veľmi úspešná slnečná sonda SOHO, ktorá do 5. júla 2016 našla pomocou koronografu 3 168 komét. Pri získavaní pozorovacieho materiálu mimoriadnej kvality sú úspešné aj Hubblov vesmírny ďalekohľad, Spitzerov vesmírny ďalekohľad a mnohé družice pracujúce v ultrafialovej oblasti spektra.

Podľa kritérií miesta a času vzniku komét sa teórie vzniku komét rozdeľujú na teórie vzniku komét vnútri slnečnej sústavy a mimo nej a na teórie vzniku komét v dávnej minulosti a ako procesu prebiehajúceho i v súčasnosti. Na základe spresňujúcich pozorovaní sa v minulosti postupne presadila predstava, že kométy sú súčasťou slnečnej sústavy, pričom vznikli v prvých fázach jej vývoja a tento proces je už ukončený. Súčasné pozorovania umožňujúce detailné štúdium okolia najbližších hviezd zistili existenciu podobných štruktúr, ako je Oortov oblak komét v našej slnečnej sústave, aj pri iných hviezdach a potvrdili, že vznik populácie komét je prirodzenou súčasťou vývoja hviezd a ich planetárnych sústav. Kométy môžu zotrvať v Oortovom oblaku milióny rokov, len čo sú však nejakou gravitačnou poruchou (prechod blízkej hviezdy, galaktické slapy) posunuté na dráhu smerom k Slnku, začína sa ich postupný zánik. Pri každom blízkom prechode popri Slnku produkujú prach a plyn, ktoré pre svoju malú príťažlivosť už nezískajú. Kométy môžu zaniknúť niekoľkými spôsobmi: jadro môže postupne stratiť všetky prchavé látky, rozpadnúť sa na menšie kusy a celkom sa dezintegrovať; jadro sa úplne pokryje minerálnou kôrou, čím sa kométa premení na spiace kometárne jadro, neprejavuje žiadnu aktivitu a zvonka sa javí ako asteroid; blízkym prechodom kométy popri niektorej planéte sa jej dráha zmení tak, že navždy opustí slnečnú sústavu, fyzicky síce nezanikne, ale už nie je pozorovateľná.

Pred rokom 1577 sa kométy pokladali za nebeské výstrahy a nespájali sa s astronomickými javmi. Najstaršie záznamy o nich pochádzajú z obdobia okolo 1000 pred n. l. z Číny, ako aj od Chaldejcov obývajúcich južnú Babyloniu (dnešný Irak), od ktorých pochádza aj prvý názor na podstatu komét. Podľa neho je kométa vzduchový vír rotujúci vo výške v zemskej atmosfére, kde sa trením zapáli. Aristoteles v diele Meteorológia (Meteorologica, asi 330 pred n. l.) hovorí o kométach ako o suchých a horúcich exhalátoch vo vysokej atmosfére; tento názor pretrval vďaka jeho autorite až do 16. stor. Napr. Ptolemaios v diele Almagest kométy vôbec nespomína, keďže ich nepovažoval za nebeské telesá. Významní myslitelia svojej doby, napr. Tomáš Akvinský, R. Bacon a Paolo Toscanelli (*1397, †1482), však vyjadrili pochybnosti o pozemskej podstate komét. Kométy boli zaradené medzi nebeské telesá až po pozorovaní jasnej kométy z roku 1577, ktorú T. Brahe a T. Hájek z Hájku pozorovali z navzájom vzdialených miest na Zemi, pričom sa na oblohe ukazovala medzi tými istými hviezdami, z čoho správne usúdili, že je v priestore ďalej ako Mesiac. I. Newton v diele Matematické princípy prírodnej filozofie (Philosophiae naturalis principia mathematica, 1687) aplikoval svoj gravitačný zákon na pohyb kométy z roku 1680 a zistil, že sa pohybuje po eliptickej dráhe málo odlišnej od paraboly a nad povrchom Slnka prešla vo vzdialenosti len 0,001 6 AU. E. Halley v roku 1705 počítal dráhy všetkých komét pozorovaných v minulosti na dostatočne dlhom oblúku. Objavil prvú periodickú kométu (neskôr nazvanú podľa neho Halleyho kométa) a predpovedal jej návrat na rok 1758. V roku 1835 sa s ďalším návratom Halleyho kométy začala éra fyzikálneho výskumu komét. F. W. Bessel na základe pozorovaní nepravidelného rozloženia svietiacej hmoty v kome Halleyho kométy sformuloval predpoklad o možnosti negravitačných efektov usmerneného úniku hmoty z kometárneho jadra a vytvoril aj tzv. fontánovú teóriu kometárnych chvostov, v ktorej správne opisuje vznik chvosta kométy ako výsledok úniku častíc z jadra kométy smerom k Slnku a ich následné vypudenie neznámou silou v protismere (teóriu dopracoval 1910 A. S. Eddington, keď 1900 S. A. Arrhenius navrhol ako možnú repulzívnu silu tlak slnečného žiarenia). V roku 1867 G. V. Schiaparelli zistil, že dráha meteorického roja Perzeíd je veľmi podobná dráhe kométy P/Swift-Tuttle (1862 III) a dráha meteorického roja Leoníd dráhe kométy P/Tempel-Tuttle (1866 I). Predpoklad o súvise komét a meteorických rojov bol potvrdený na Bielovej kométe, keď po jej rozdelení (1845) na dve časti (pozorované opätovne 1852) tieto časom zanikli a 1872 a 1885 bol v dráhe Bielovej kométy pozorovaný meteorický roj Andromedíd (Bielíd). V roku 1858 bola urobená prvá fotografia kométy, 1864 bolo získané prvé spektrum kométy a 1868 W. Huggins identifikoval v spektre kométy Swanove pásy uhlíka (C2, C3). V roku 1911 K. Schwarzschild a Erich Kron (*1881, †1917) navrhli ako možný mechanizmus žiarenia komét fluorescenciu vyvolanú slnečným svetlom, čo sa neskôr aj potvrdilo. V roku 1950 navrhol F. L. Whipple model jadra komét ako konglomerátu ľadov plynov a meteorického prachu v pomere 4 : 1. Z ľadov plynov sa sublimáciou uvoľňujú plyny tvoriace komu, pričom intenzita sublimácie s približovaním sa kométy k Slnku vzrastá, a prúdiace plyny unášajú meteorický prach. Model bol potvrdený v roku 1986 pri priamom meraní jadra Halleyho kométy sondou Giotto. Molekuly unikajúceho plynu sú však schopné udeliť potrebnú hybnosť na únik z jadra kométy len malým prachovým zrnám. Väčšie prachové zlepence ostávajú na povrchu jadra kométy a postupne sa spájajú do škvŕn. Po niekoľkých priblíženiach k Slnku može byť veľká časť povrchu jadra pokrytá takouto minerálnou kôrou nazývanou aj plášť kométy. Podľa merania sondy Giotto vo februári 1986 je až 90 % povrchu jadra kométy 1P/Halley pokrytých kôrou a aktivitu kométy spôsobuje len 10 % aktívneho povrchu. Nedávne merania sondy Rosetta ukázali, že povrch jadra kométy 67P/Čuriumov-Gerasimenko je pokrytý minerálnou kôrou hrúbky 10 – 20 cm. Táto kôra je taká pevná, že nielen znemožnila prichytenie pristávacieho modulu Philae, ktorý sa mal skrutkami v nohách modulu zavŕtať do povrchovej vrstvy, ale odolala aj búšeniu pneumatického kladiva, ktoré z nej odlúpilo len niekoľkocentimetrové úlomky. V roku 1950 J. H. Oort na základe kinematických štúdií zistil existenciu vzdialeného rezervoáru komét nazvaného Oortov oblak komét, ktorý sa pokladá za zdroj neperiodických komét. V roku 1951 nemecký astronóm Ludwig Biermann (*1907, †1986) vysvetlil pohyby v plazmových chvostoch komét interakciou so slnečným vetrom, ktorého existenciu predpokladal (priame meranie slnečného vetra uskutočnili 1959 sondy Lunik I a Lunik II).

Na Slovensku patrí výskum komét, ktorý sa uskutočňuje v Astronomickom ústave SAV (s pozorovaniami na Skalnatom plese) a v Astronomicko-geofyzikálnom observatóriu UK v Modre, viac ako 60 rokov k najúspešnejším oblastiam astronómie. Medzi výsledky Astronomického ústavu SAV významné aj vo svetovom meradle patrí objav 18 nových komét, účasť na medzinárodnom programe výskumu Halleyho kométy a vytvorenie vedeckej školy profesora Kresáka zameranej na vývoj komét a vzájomné interakcie medziplanetárnej hmoty. Astronomicko-geofyzikálne observatórium UK v Modre dosiahlo významné výsledky pri štúdiu rozpadu jadier niekoľkých komét a pri analýze prachovej komy Halovej-Boppovej kométy (C/1995 O1 Hale-Bopp, pozorovaná 1995 – 99), pri ktorej bola z vlastných, v tom čase unikátnych CCD snímok observatória vypočítaná rýchlosť rozpínania prachového materiálu v tvare oblúkov smerom od jadra.

Tab. Kométy objavené na Slovensku

Staré označenie Názov Nové označenie Dátum objavu Jasnosť pri objave v magnitúdach
1946 II Pajdušáková – Rotbar – Weber C/1946 K1 30. 5. 1946* 7
1947 III Bečvář C/1947 F2 27. 3. 1947* 9
1948 II Mrkos C/1947 Y1 20. 12. 1947* 9,5
1948 V Pajdušáková – Mrkos C/1948 E1 15. 2. 1948* 10
1948 XII P/Honda – Mrkos – Pajdušáková 45P 3. 12. 1948* 9
1951 II Pajdušáková C/1951 C1 4. 2. 1951* 8,5
1951 IV P/Tuttle – Giacobini – Kresák 41P 24. 4. 1951* 10,5
1952 V Mrkos C/1952 H1 27. 4. 1952* 10
1953 II Mrkos C/1952 W1 28. 11. 1952* 10
1953 III Mrkos – Honda C/1953 G1 12. 4. 1953* 9
1954 II Pajdušáková C/1953 X1 3. 12. 1953* 11
1954 VIII Vozárová C/1954 O1 28. 7. 1954* 9
1954 XII Kresák – Peltier C/1954 M2 26. 6. 1954* 10
1955 III Mrkos C/1955 L1 12. 6. 1955* 3,5
1955 VII P/Perrine – Mrkos 18D 19. 10. 1955* 9
1956 III Mrkos C/1956 E1 12. 3. 1956* 9
1957 V Mrkos C/1957 P1 29. 7. 1957* 3
1959 IX Mrkos C/1959 X1 3. 12. 1959* 8
Vorobjov P/2012 T7 15. 10. 2012** 20

Pozn.: * sú označené kométy objavené v astronomických observatóriách na Skalnatom plese a na Lomnickom štíte

** je označená kométa P/2012 T7 objavená Tomášom Vorobjovom (*1984) na snímke získanej v observatóriu Mount Lemmon Sky Center v Arizone, USA

Zverejnené 11. januára 2021.

Kométa [online]. Encyclopaedia Beliana, ISBN 978-80-89524-30-3. [cit. 2022-06-25]. Dostupné na internete: https://beliana.sav.sk/heslo/kometa