Kométa

Kométa alebo zastarano vlasatica je malý astronomický objekt podobný asteroidu, ale zložený predovšetkým z ľadu. Kométy sa typicky pohybujú po veľmi eliptických obežných dráhach, ktorých odslnie (afélium) môže byť oveľa vzdialenejšie ako obežná dráha Pluta. Veľmi často sú opisované ako „špinavé snehové gule“, hoci podľa najnovších výskumom sa toto vzťahuje len na povrch jadra kométy a z veľkej časti ich tvorí zmrznutý oxid uhličitý, metán a voda s primiešaným prachom a rôznymi minerálnymi agregátmi. Tieto agregáty držia spolu len vďaka vlastnej gravitácii.

Kométa sa tradične skladá z jadra, komy a 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 pásu), veľkosťou, alebo zložením (kentauri). Donedávna sa všeobecne predpokladalo, že kométy pochádzajú z Oortovho oblaku vo veľkých vzdialenostiach od Slnka skladajúcom sa z trosiek, ktoré zostali po kondenzácii slnečnej hmloviny; vonkajšie okraje takýchto hmlovín sú dosť chladné na to, aby voda mohla existovať v pevnom (a nie plynnom) skupenstve. Asteroidy vznikajú iným procesom, no veľmi staré kométy, ktoré stratili všetku svoju prchavú hmotu, sa môžu podobať na asteroidy.

Fyzikálne vlastnosti a štruktúra

Vznik 
Predpokladá sa, že kométy vznikli vo vzdialenom oblaku známom ako Oortov oblak, pomenovanom podľa holandského astronóma Jana Hendrika Oorta, ktorý vyslovil hypotézu o jeho existencii. Oortov oblak mal podľa starších teórií pôvod v protoplanetárnom disku, z ktorého sa sformovala celá slnečná sústava. Podľa novej teórie, ktorú vypracovali astronómovia pod vedením vedcov zo Southwest Research Institute v roku 2010 sa však mohli niektoré kométy utvoriť na obežnej dráhe iných hviezd, ako je Slnko. Zachytenie týchto telies Slnkom sa mohlo odohrať v čase, keď bolo Slnko ešte členom svojej rodnej hviezdokopy (pretože hviezdy vznikajú v skupinách) pomerne blízko susedných hviezd. Tento nový pohľad na vznik Oortovho mraku komét vznikol potom, čo podrobnejší prieskum ukázal, že Oortov oblak utvorený len ako pozostatok protoplanetárneho disku by mal byť oveľa redší. Podľa Hala Levisona až 90 % komét Oortovho mraku môže mať pôvod mimo slnečnej sústavy.

Kométy obiehajú v Oortovom mraku po veľmi vzdialených obežných dráhach blízkych kružnici. Niekedy sa však stáva, že kométu „vyrušia“ (perturbujú) z jej vzdialenej obežnej dráhy gravitačné interakcie, a potom nabehne na extrémne eliptickú obežnú dráhu, ktorá ju dostane veľmi blízko k 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 , koma môže byť väčšia ako Slnko a chvosty môžu dosiahnuť dĺžku 150 miliónov km (1 astronomická jednotka) alebo viac.
Väčšina komét je bez pomoci teleskopu príliš slabo viditeľná, ale niekoľko ich je počas desaťročia dostatočne jasných na to, aby boli viditeľné voľným okom. Pred vynálezom teleskopu sa kométy zdanlivo z ničoho nič zjavovali na oblohe a postupne mizli z dohľadu. Zvyčajne boli považované za zlé znamenia smrti kráľov alebo šľachticov, prípadne blížiacich sa katastrof. Zo starovekých prameňov, ako napríklad čínskych kostí pre predpovedanie budúcnosti, je známe, že ich výskyty boli pozorované ľuďmi tisícročia. Jedným z najznámejších starých záznamov je zobrazenie Halleyho kométy na Bayeuxovom gobelíne, ktorý zaznamenáva Normanský zábor (dobytie) Anglicka v roku 1066.

Jadro 

Vo veľkých vzdialenostiach od Slnka kométy existujú iba v podobe kometárneho jadra, ktoré je zložené zo zmrznutej vody, metánu a amoniaku s čiastočkami meteoritického prachu a minerálov (napr. silikáty, niklové minerály). Prekvapením je, že kometárne jadrá patria medzi najčernejšie známe objekty, o ktorých vieme, že existujú v Slnečnej sústave. Sonda Giotto zistila, že jadro Halleyho kométy odráža približne 4% svetla, ktoré naňho dopadá, a Deep Space 1 objavila, že povrch Borrellyho kométy odráža iba od 2,4 % do 3 % svetla, ktoré naň dopadne; pre porovnanie, asfalt odráža 7 % naň dopadajúceho svetla. Všeobecne sa zastáva názor, že touto tmavou povrchovou látkou sú komplexné organické zlúčeniny. Teplo zo Slnka odháňa prchavé zložky, pričom zanecháva ťažké organické zlúčeniny s dlhým reťazcom, ktoré zvyknú byť veľmi tmavé, ako napríklad decht či ropa. Veľmi tmavý povrch komét im dovoľuje absorbovať teplo potrebné na pohon ich odplyňovania.

Keďže sa pri pozorovaniach komy zistilo, že len malá časť jadra je odplyňovaná, podľa nových predstáv je povrch kometárneho jadra tvorený kamennou sutinou, ktorá je zložená z úlomkov príliš ťažkých na prekonanie gravitačnej príťažlivosti jadra. Sonda Giotto objavila tiež maličké čiastočky, ktoré sú bohaté na prvky uhlík (C), vodík (H), kyslík (O) a dusík (N), a sú preto nazývané tiež ako CHON čiastočky. Tieto čiastočky by mohli pochádzať z tenkej vrstvy sadzí, ktorá pokrýva jadro a to by tiež vysvetľovalo kometárne albedo. Bližšie informácie by mala priniesť misia sondy Rosetta.

Špeciálnu zásluhu na objavoch štruktúry komét mal Fred Whipple.

Koma 
Hlavný článok: Koma

V momente, keď sa kométa priblíži k Slnku a vo vzdialenosti približne 5 AU prekročí dráhu Jupitera, vytvorí sa koma, ktorá má v blízkosti jadra radiačné vlastnosti. Je vytváraná 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 ionizácii a disociácii zväčšuje a nakoniec sa koma stane uvoľňovanými iónmi a radikálmi viditeľnou. Toto sa deje v obklopení 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 atmosféry je neprechodná pre UV žiarenie, môže byť UV koma pozorovaná iba cez satelity.

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 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 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.
 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 µm. Tieto čiastočky sa pohybujú v dlhšom časovom horizonte rovnako ako ostatný medziplanetárny prach, po špirálovitých dráhach od Slnka (Poyntingov-Robertsonov efekt).
 veľmi málo, a len pri špeciálnych závislostiach dráhy je viditeľný tiež protichodný chvost (typu III). Tu však nejde o nezávislý chvost, ale iba o geometrický projekčný efekt: v prípade, že sa Zem dostane medzi Slnko a kométu, časť prachového chvosta, vďaka svojmu zakriveniu, presiahne za hlavu (jadro+koma) kométy.

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.

V roku 1996 bolo objavené, že kométy vyžarujú röntgenové žiarenie. 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 ióny prelietajú cez atmosféru kométy, narážajú na kometárne atómy a molekuly. V týchto zrážkach ióny zachytia jeden alebo viac elektrónov, čo vedie k emisii röntgenového žiarenia a vysoko ultrafialových fotónov.

Aktívna vs. spiaca kométa
Aktívna kométa má povrch, ktorý uvoľňuje materiál (prchá). Spiaca kométa má neaktívny povrch (neprchá) a to v ktorejkoľvek vzdialenosti od hviezdy.

Obehové vlastnosti 

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 parabolické a 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. 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 hviezdam pri tom, ako sa Slnko pohybuje po svojej obežnej dráhe Galaxiou; pôsobenie Nemesis – hypotetického sprievodca Slnka; alebo pôsobenie neznámej Planéty X.

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 obrích planét, pričom Jupiterova skupina komét je zo všetkých najväčšia. Je zrejmé, že obežné dráhy komét prichádzajúcich z Oortovho oblaku často ovplyvňuje gravitácia obrích planét v dôsledku blízkych preletov okolo týchto planét. Jupiter je najväčším zdrojov takýchto perturbácií, pretože je zďaleka planétou s najväčšou hmotnosťou v Slnečnej sústave.

Pre gravitačné interakcie sa stratilo množstvo periodických komét objavených v minulých desaťročiach alebo v minulých storočiach, pretože ich obežné dráhy nikdy neboli dostatočne známe na to, aby sme vedeli, kde a kedy hľadať ich budúce priblíženie. Vďaka tomu sa niekedy stáva, že je novoobjavená kométa po vypočítaní jej dráhy v skutočnosti starou „stratenou“ kométou. Príkladom je kométa 11P/Tempel-Swift-LINEAR, ktorá bola objavená v roku 1869, ale po roku 1908 sa stala v dôsledku perturbácií Jupitera nepozorovateľnou, a náhodou bola znovu objavená až pozorovaniami v programe LINEAR v roku 2001.

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 – 500 dní, iba 3% komét má parabolické dráhy. Teda elipsy pravdepodobne dosť jednoznačne prevládajú.

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 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 roku…', v ktorom sa zjavila.

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).

Do roku 1994, systematické pomenovanie komét znamenalo najprv nazvanie kométy provizórnym označením roku jej objavenia nasledovaným malým písmenom vyjadrujúcim jej poradie objavu v danom roku (napr. Kométa Bennet 1969 i bola deviatou objavenou kométou v roku 1969). Keď sa vypočítala obežná dráha, kométa dostala stále označenie roku svojho perihélia, nasledovaným rímskym číslom, a teda z „Kométa Bennet 1969 i“ sa stala „Kométa Bennet 1970 II“.

Zvyšujúci počet objavených komét sťažil spracovanie tejto procedúry a v roku 1994 Medzinárodná astronomická únia schválila nový pomenovací systém. Kométy sú dnes označované rokom ich objavu nasledovaným písmenom vyjadrujúcim polovicu mesiaca v čase objavu a číslom vyjadrujúcim poradie objavu, takže štvrtá kométa objavená v druhej polovici februára 2006 by mala označenie 2006 D4. Takisto sa (po vypočítaní obežnej dráhy, prípadne neskôr) k označeniu pridáva jeden z prefixov:

Periodické kométy majú takisto číslo označujúce poradie ich objavu. Teda Halleyho kométa, ako prvá identifikovaná periodická kométa, má systematický názov 1P/1682 Q1. Kométa Hale-Bopp má systematické označenie C/1995 O1 a kométa Hyakutake nesie názov C/1996 B2.

História štúdia komét

Prvé pozorovania a názory 

V minulosti boli kométy považované za nešťastné znamenia alebo boli dokonca vykladané ako útok nebeských bytostí proti pozemským obyvateľom. Niektoré autority interpretujú zmienky „padajúcich hviezd“ v Gilgamešovi, Zjavení Jána (Apokalypse) a Knihe Enochovej ako zmienky o kométach, prípadne o bolidoch.

V prvej knihe zo svojej Meteorologica navrhol Aristoteles pohľad na kométy, ktorý ovládol západné myslenie skoro po dve tisícky rokov. Odmietol názory niekoľkých skorších filozofov, že kométy sú planéty alebo aspoň javy podobné planétam, z toho dôvod, že kým planéty majú obmedzený pohyb okolo zvieratníka, kométy sa môžu zjaviť v ktorejkoľvek časti oblohy. Aristoteles naopak opísal kométy ako javy vrchnej atmosféry, kde sa príležitostne horúce a suché exhaláty spájajú a vybuchujú v plameňoch. Aristoteles považuje tento mechanizmus za zodpovedný nielen za kométy, ale aj meteory, polárnu žiaru, ba dokonca aj za Mliečnu cestu.

Neskôr niekoľko klasických filozofov spochybnilo jeho názor na kométy. Seneca vo svojich Prírodovedeckých otázkach pozoroval, že kométy sa pohybujú pravidelne po oblohe a nie sú rušené vetrom, čo je správanie typickejšie pre nebeské než pre atmosférické javy. Pripustil, že iné planéty sa neobjavujú mimo zvieratníka, nevidel však žiadny dôvod, prečo by sa planétam príbuzné objekty nemohli objavovať v ktorejkoľvek časti oblohy, keďže ľudské vedomosti o nebeských veciach boli veľmi obmedzené. Napriek tomu sa Aristotelovský názor ukázal ako vplyvnejší a až v 16. storočia sa dokázalo, že kométy musia existovať mimo atmosféry Zeme.

V roku 1577 bola niekoľko mesiacov viditeľná jasná kométa. Dánsky astronóm Tycho Brahe použil merania polohy kométy, ktoré vykonal sám a ďalší, geograficky oddelení pozorovatelia, aby zistil, že kométa nemá žiadnu merateľnú paralaxu. V rámci presnosti týchto meraní toto zistenie znamenalo, že kométa musí byť aspoň štyrikrát ďalej od Zeme ako Mesiac.

Štúdium obežnej dráhy (orbity) 

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 eliptických obežných dráhach, zdráhal sa uveriť, že zákony, ktorými sa riadia pohyby planét ovplyvňujú aj pohyb ostatných objektov – domnieval sa, že kométy sa pohybujú medzi planétami po priamych dráhach. Galileo Galilei, hoci bol oddaným stúpencom Kopernika, odmietol Tychove paralaktické pozorovania a držal sa Aristotelovskej predstavy pohybu po priamkach cez vrchnú atmosféru.

Prvý návrh, že Keplerove zákony planetárnych pohybov by mali platiť aj pre kométy, predložil Williamom Lowerom v roku 1610. V nasledujúcich desaťročiach ďalší astronómovia, vrátane Pierra Petita, Giovanni Borelliho, Adriena Auzouta, Roberta Hookeho a Jean-Dominique Cassiniho, 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.

Záležitosť vyriešila jasná kométa, ktorú objavil Gottfried Kirch 14. novembra 1680. Astronómovia v celej Európe sledovali jej polohu počas niekoľkých mesiacov. Vo svojich Principia Mathematica z roku 1687 Isaac Newton dokázal, že objekt pohybujúci sa podľa jeho zákona o úbytku gravitácie so štvorcom vzdialenosti musí opisovať obežnú dráhu tvaru jednej z kužeľosečiek a demonštroval, ako napasovať dráhu kométy po oblohe na 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 – kométy z rokov 1531, 1607 a 1682 – majú veľmi podobné dráhové elementy a bol ďalej schopný zdôvodniť malé rozdiely v ich obežných dráhach na základe gravitačných perturbácií Jupitera a Saturnu. V presvedčení, že tieto tri úkazy boli tri výskyty tej istej kométy, predpovedal, že sa objaví znova niekedy v rokoch 1758 – 9. (Ešte predtým Robert Hooke stotožnil kométu z roku 1664 s ďalšou z roku 1618 a Jean-Dominique Cassini vyslovil podozrenie o totožnosti komét z rokov 1577, 1665 a 1680. Obaja sa mýlili.)
Halleyho predpoveď o dátume návratu bola neskôr upresnená tímom troch 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 teleskopov. Druhá kométa, u ktorej bola objavená periodická obežná dráha, bola kométa Encke (oficiálne označenie 2P/Encke). Medzi rokmi 1819 – 1821 nemecký matematik a fyzik Johann Franz Encke vypočítal obežné dráhy série kometárnych výskytov pozorovaných v rokoch 1786, 1795, 1805 a 1818, vyvodil, že ide o tú istú kométu a úspešne predpovedal jej návrat v roku 1822. Do roku 1900 bol pri sedemnástich kométach bol pozorovaný viac ako jeden prechod perihéliom a boli uznané za periodické kométy. Do januára 2005 bol priznaný tento štatút 164 kométam, hoci niektoré z nich boli medzitým zničené alebo sa stratili.

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 reaktívne sily vyparujúcej sa hmoty by mohli byť dostatočne veľké na to, aby podstatne zmenili obežnú dráhu kométy, a tvrdil, že negravitačné pohyby kométy Encke vyplývajú z tohoto mechanizmu.

Ďalší objav týkajúci sa komét však zatienil tieto idey na takmer jedno storočie. V období 1864 – 1866 taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli vypočítal obežnú dráhu meteorického roja Perzeíd a na základe podobnosti obežných dráh vyslovil správnu hypotézu, že Perzeidy sú fragmenty kométy Swift-Tuttle. Súvislosť medzi kométami a meteorickými rojmi dramaticky podčiarkol výskyt veľmi veľkého meteorického roja z dráhy kométy Biela v roku 1872, pri ktorej bol pozorovaný jej rozpad na dve časti počas návratu v roku 1846, a ktorá už nebola nikdy pozorovaná po roku 1852. Vznikol model „štrkového brehu/násypu“ (gravel bank) kometárnej štruktúry, podľa ktorého sa kométy skladajú zo sypkých hromád malých skalnatých objektov obalených ľadovou vrstvou.

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 Európskej vesmírnej agentúry Giotto a 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 kométy Borrelly 21. septembra 2001 a potvrdila, že charakteristika Halleyho kométy je rovnaká aj pre ďalšie kométy.

Budúce vesmírne misie pridajú ďalšie detaily k našej predstave o zložení komét. Sonda Stardust, ktorá odštartovala vo februári 1999 už zozbierala čiastočky komy kométy Wild 2 v januári 2004 a pristála so vzorkami na Zemi v januári 2006. V roku 2005 sonda Deep Impact vypustila projektil, ktorý narazil do kométy Tempel 1. Impaktor vysielal údaje snímky približujúcej sa kométy až do okamihu tersne pred dopadom. Pri náraze na povrch kométy vytvoril kráter, ktorý skúmala samotná sonda, kozmické ďalekohľady ako aj observatóriá na Zemi. V roku 2014 európska sonda Rosetta prekríži obežnú dráhu kométy Churyumov-Gerasimenko a umiestni malý pristávací modul na jej povrch.

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 – takéto kométy sú často označované ako veľké kométy. V minulosti jasné kométy spôsobovali paniku a hystériu medzi verejnosťou, ich zjavenia boli interpretované ako zlé znamenia. V nedávnej minulosti, počas príchodu Halleyho kométy v roku 1910, Zem prechádzala cez chvost kométy a noviny v tom čase mylne podnietili paniku, že dikyán obsiahnutý v chvoste by mohol otráviť milióny ľudí, no a príchod Hale-Boppovej kométy v roku 1997 spustil masovú samovraždu kultu Nebeská brána. Väčšina ľudí však považuje veľké kométy iba za krásny výjav.

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 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 – kométa Hyakutake v roku 1996, nasledovaná Hale-Boppovou kométou, ktorá dosiahla maximum jasnosti v roku 1997, aj keď bola objavená dva roky pred tým. Návrat Halleyovej kométy sa očakáva v roku 2061. Až dodnes, 21. storočie ešte nevidelo príchod žiadnej z veľkých komét.

Zvláštne kométy 

Z tisícov známych komét sú niektoré nezvyčajné. Kométa Encke má orbitu medzi obežnými dráhami Jupitera a Merkúra, zatiaľ čo kométa 29P/Schwassmann-Wachmann má nestálu obežnú dráhu celú však medzi Jupiterom a Saturnom. Kométa 2060 Chiron, ktorej nestabilná orbita sa drží medzi Saturnom a Uránom, bola sprvu klasifikovaná ako asteroid, až kým bola zaznamenaná jej slabá koma. Podobne aj kométa Shoemaker-Levy 2 bola sprvu označená ako asteroid 1990 UL3. Niektoré blízkozemné asteroidy sú považované za vyhasnuté jadrá komét, z ktorých sa už neuvoľňujú plyny.

Pri niektorých kométach bol pozorovaný rozpad. Kométa Biela bola významným príkladom rozlomenia na dve časti počas jej prechodu perihéliom v roku 1846. Dve novovzniknuté kométy boli videné nezávisle v roku 1852, ale nikdy viac potom. Namiesto toho boli v rokoch 1872 a 1885 pozorované veľkolepé meteorické roje, v časoch, keď mala byť kométa viditeľná. Slabý meteorický roj, Andromedidy, ktorý je možné pozorovať každoročne v novembri, je vyvolaný tým, že Zem prechádza pôvodnou obežnou dráhou kométy Biela.

Niekoľko ďalších komét bolo pozorovaných rozpadať sa v ich perihéliu, vrátane veľkej kométy West a kométy 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 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 vstúpili do atmosféry Jupitera. Prvýkrát mali astronómovia možnosť pozorovať kolíziu medzi dvoma objektmi v slnečnej sústave. Rovnako existuje hypotéza, že objekt zodpovedný za Tunguskú udalosť v roku 1908 by mohol byť jedným z fragmentov kométy Encke.

Kométy vo fikciách 

Kométy sú populárnym objektom pre autorov science fiction a tvorcov filmov, aj keď sú často zle vysvetľované ako horľavé objekty, namiesto ľadových.
 Jules Verne Na kométe (1877) je hlboko nepravdepodobná viktoriánska vízia cestovania Slnečnou sústavou na kométe.
 H. G. Wells In the Days of the Comet (1905) je úvaha ako výpary vo chvoste kométy spôsobia okamžitú celosvetovú utopickú spoločnosť.
 Tove Janssonová Comet in Moominland znázorňuje svet Moomin ohrozovaný planúcou kométou.
 Arthur C. Clarke román 2061: Odyssey Three (v češtine „2061: Třetí vesmírná odysea“) obsahuje detailný opis ľudskej misie na Halleyho kométu.
 V Heart of the Comet, román od Gregoryho Benforda a Davida Brina (1987), medzinárodný tím kolonizuje Halleyho kométu vytvorením príbytku v ľade.
 Lucifer's Hammer (v češtine „Luciferovo kladivo“), román Larryho Nivena, je apokalyptický príbeh o prežití po dopade kométy na Zem.
 Don't Look Up (doslova „Nepozeraj sa hore“), katastrofický komediálny film režiséra Adama McKaya o kométe rútiacej sa na Zem.

Referencie

Pozri aj 
 Zoznam periodických komét
 Zoznam neperiodických komét

Iné projekty

Externé odkazy 

 Kométy a medziplanetárna hmota 
 Cometography.com 
 Prehľad komét od Davida Jewitta 
 Harvard: Lists and Plots: Comets 
 Comets 

 
Slnečná sústava