Komety XXXVII aneb „Deset let komety století“

Věřím, že všem zájemcům o astronomii, kterým je v současnosti alespoň kolem dvaceti let, nemusím dlouho vyprávět, o čem bude řeč. Vzhledem k tomu, že je zde ale spousta takových, kteří neměli to štěstí ji spatřit na vlastní oči, jen krátce naznačím. Dne 1. dubna 2007 uplynulo již plných deset let od průchodu přísluním jedné z nejkrásnějších komet 20. století – komety C/1995 O1 (Hale-Bopp). Komety, kterou bylo možné pozorovat na ještě nesetmělé obloze pouhým okem s komou o průměru Měsíce v úplňku, komety s nádhernou dvojicí dlouhých ohonů, komety s největším dosud známým jádrem,… a těch výjimečností by se našla ještě celá řada. Postupujme ale chronologicky.

Obr. 1 až 3: Snímky prachových struktur kolem jádra komety Hale-Bopp pořízené v březnu 1997 na Hvězdárně Vsetín. Expozice 10 sekund přes hlavní dalekohled refraktor 150/3000. Na základě podobných fotografií byla stanovena rotační perioda jádra. Foto: Emil Březina

Obr. 4: Snímek komety Hale-Bopp z 23. března 1997 pořízený na Hvězdárně Vsetín. Expozice 7 minut přes hlavní dalekohled refraktor 150/3000. Nápadné jsou jednotlivé jety či proudy materiálu opouštějící vnitřní komu. Foto: Emil Březina

Obr. 5: Snímek komety Hale-Bopp ze dne 3. dubna 1997 pořízený na "Janišovském vrchu". Expozice 20 minut přes základní objektiv Helios 2/58 mm. Vlevo od plazmatického ohonu přeletěl během expozice meteor. Foto: Miroslav Jedlička

Obr. 6: Snímek komety Hale-Bopp ze dne 30. března 1997 pořízený na Hvězdárně Vsetín. Expozice 10 minut přes teleobjektiv Jupiter 4/200 mm. Patrné jsou dvě části mohutného ohonu – modrá plazmatická a žlutá prachová. Foto: Emil Březina

Obr. 7: Snímek komety Hale-Bopp ze dne 6. března 1997 pořízený na Hvězdárně Vsetín. Expozice 10 minut přes základní objektiv Helios 2/58 mm. Patrný je až 10° dlouhý plazmatický ohon. Vpravo nahoře pod koncem ohonu se nachází světle červená mlhovina NGC 7000 Severní Amerika. Foto: Miroslav Jedlička

Obr. 8: Návštěvnost večerních pozorování v období 1. března až 30. dubna 1997. Červenými linkami je vyznačena akce každodenních pozorování komety Hale-Bopp pro veřejnost mezi 10. březnem a 20. dubnem 1997. Během sledovaného období kometu shlédlo přes 1660 návštěvníků, 1500 v průběhu speciálních pozorování. Uskutečnilo se také 14 akcí astrofotosekce, při kterých byly získány výše uvedené snímky a mnohé další [3].

Kometa C/1995 O1 byla snad symbolicky nalezena po několik měsíců trvajícím půstu při objevování nových komet v polovině roku 1995. Nezávisle na sobě ji 23. července poprvé spatřili dva pozorovatelé – slavný lovec komet Alan Hale (Cloudcroft, New Mexico, USA) a v podstatě náhodný pozorovatel Thomas Bopp (Stanfield, Arizona, USA). Kometa se nacházela v souhvězdí Střelce, nedaleko jasné kulové hvězdokupy M 70 (kterou oba v okamžiku objevu komety pozorovali) a byla difúzním objektem o jasnosti asi +10,5 mag. Kometa se tou dobou nacházela ve vzdálenosti plných 7,1 AU od Slunce a od první chvíle bylo tedy jasné, že se jedná o „něco velkého“. Postupně bylo nalezeno několik předobjevových snímků, jeden z nich dokonce z 29. května 1993 – který byl pořízen na Anglo-Australian Observatory, Austrálie a nalezl jej R. H. McNaught. Už na tomto snímku měla kometa komu o  průměru 0,4' při vzdálenosti od Slunce 13 AU.

Další důkazy budoucí velikosti komety na sebe nenechaly dlouho čekat. Při pozorování Schmidtovým teleskopem na observatoři La Silla byla již v srpnu 1995, tedy 19 měsíců před průchodem přísluním, zaznamenána protažená koma o velikosti 9' x 6', což je velmi mnoho na kometu ve vzdálenosti 6,2 AU, její fyzický průměr byl totiž již v tomto okamžiku plných 2,5 x 1,6 milionu km. Po konjunkci se Sluncem byla kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) opět spatřena v lednu 1996, jako objekt vějířovitého tvaru s jasností kolem +9 mag, aby na krátkou dobu ustoupila do pozadí zájmu, který na sebe na jaře 1996 poutala jiná jasná vlasatice C/1996 B2 (Hyakutake). V polovině května 1996, tedy 10 měsíců před průchodem přísluním, byla Hale-Boppova kometa poprvé pozorována pouhým okem s komou o velikosti až 15'. Toto pozorování provedl Australan Terry Lovejoy.

V létě 1996 se však stalo něco neočekávaného, jasnost komety začala stagnovat a dokonce se objevila některá pozorování, která naznačovala možné slábnutí. V tom okamžiku mnohým astronomům jistě proběhla hlavou veškerá zklamání, která s kometami a především s předpověďmi jejich jasnosti zažili. C/1995 O1 (Hale-Bopp) naštěstí začala opět rychle zjasňovat a koncem září byla již +5 mag. Na základě pozdějších analýz získaných pozorování se podařilo ukázat, že nezvyklé chování bylo způsobeno postupným ohříváním povrchu a změnami v množství i ve složení uvolňovaného materiálu. To je u komet naprosto normální chování, problém byl však v tom, že nikdy předtím nebyla tak důkladně a nejrůznějšími prostředky sledována kometa v tak velké vzdálenosti od Slunce, a pozorovatelé prostě tento jev neočekávali.

Koncem roku 1996 kometa překročila hranici jasnosti +4 mag a zároveň se přiblížila na 2 AU od Slunce. Vzhledem k poloze komety na „opačné straně“ sluneční soustavy však její pozorování v té době bylo velmi obtížné, nakolik se na obloze nacházela ve vzdálenosti jen kolem 25° od Slunce.

S příchodem nového roku se pozorovací podmínky zlepšovaly jen mírně. Vzdálenost komety od Slunce na obloze postupně rostla a začalo přibývat vizuálních pozorování. Koncem ledna 1997 se jasnost komety pohybovala kolem +3 mag a pozorovatelé udávali velikost komy nejčastěji 15' až 25'. Jak se kometa postupně stávala nočním objektem, nebylo možné ji na nebi přehlédnout a tato situace trvala plné čtyři měsíce. To neplatilo jen pro astronomy, ale i pro širokou veřejnost. Kometě byla také věnována náležitá pozornost ve sdělovacích prostředcích, což samozřejmě vedlo k rekordním návštěvám na hvězdárnách po celém světě – a Vsetín nebyl výjimkou (viz dále).

Počátkem února byla kometa asi +2 mag a o měsíc později již +0 mag, tedy srovnatelná s nejjasnějšími hvězdami na obloze. Postupně začala narůstat také zdánlivá délka ohonu – během stejného období to bylo asi 5 x z 2° na 10°.

V polovině března 1997 odhadovala většina pozorovatelů její jasnost na -0,5 mag, čímž kometa mírně překročila původní odhady konečné jasnosti. Maxima nakonec dosáhla koncem března s jasností -0,8 mag a zařadila se tak na na čtvrté místo tabulky nejjasnějších komet pozorovatelných za uplynulých 75 let. Dne 1. dubna prošla periheliem a její ohon tou dobou dosahoval na obloze délky až 20°, začala však pomalu slábnout, přesto pozorovatelé z celého světa hlásili jasnost v negativních hodnotách až do 25. dubna. Tou dobou bylo možné pozorovat takřka v reálném čase vývoj obou ohonů – jak plazmatického tak prachového. Na snímcích, ale i vizuálně malými dalekohledy, byly sledovány struktury v okolí jádra komety a jednotlivé proudy v plazmatickém ohonu.

Na vsetínské hvězdárně byla především v březnu a dubnu 1997 tomuto tělesu věnována náležitá pozornost. Pro sledování komety byl vyhlášen speciální program pozorování pro veřejnost každý den, který trval od 10. března do 20. dubna 1997. Pozorování uspořádaných v rámci této speciální akce se zúčastnilo na 1500 zájemců, což je v běžných letech téměř čtvrtina roční návštěvnosti Hvězdárny Vsetín. Nejvíce zájemců se na kometu přišlo podívat 22. a 23. března, kdy se jejich počet blížil dvěma stům (187 respektive 184). Kometa byla sledována vždy několika přístroji – z hlavní kopule a dvěma až třemi binary ze zahrady hvězdárny, které byly vesměs obsluhovány členy astronomických kroužků. Při ohlédnutí do minulosti je třeba poznamenat, že jsme asi měli v roce 1997 poměrně velké štěstí na jarní počasí, které je jinak na Vsetínsku velmi vrtošivé. Zároveň s pozorováním pro veřejnost se také uskutečnil rekordní počet 14 akcí pod hlavičkou astrofotosekce, které vyprodukovaly řadu unikátních snímků dokumentujících změny vzhledu komety.

V průběhu května se kometa stala pro obyvatele severní polokoule nepozorovatelnou – přesunula se totiž na jižní oblohu, kde pokračovalo její slábnutí. Krátkou dobu ji bylo možné ze severní polokoule spatřit ještě na přelomu léta a podzimu, ale bylo to jen rozloučení za soumraku. Kometa byla pouhým okem pozorovatelná asi do konce října 1997. Během listopadu však prodělala krátký „outburst“, při kterém mírně zjasnila, to přispělo k tomu, že se začátkem prosince objevilo poslední pozorování pouhým okem, kometa měla jasnost +6,8 mag. Shodou okolností jej opět provedl již zmíněný Terry Lovejoy. Pro kometu Hale-Bopp to znamenalo, že byla pouhým okem odněkud ze Země pozorovatelná neuvěřitelných 569 dní, tedy 18 a půl měsíce. Předchozí rekord v tomto směru držela Velká kometa roku 1811, činil „pouhých“ 9 měsíců [1].

Na základě přesně stanovené dráhy komety bylo možné předpovědět, že při tomto průletu sluneční soustavou se perioda komety Hale-Bopp zkrátila z původních 4211 let téměř o 2000 let. Naši potomci tak můžou její návrat očekávat za 2392 let. Je pravděpodobné, že 7. června 2216 př. n. l. prošla kometa v těsné blízkosti planety Jupiter a byla uvedena na svou současnou dráhu, což mimo jiné znamená, že se blízko Slunci ve vnitřní části sluneční soustavy ocitla jen několikrát, a tomu nejspíš vděčíme za její mimořádnou aktivitu. Kometa byla totiž pravděpodobně velmi aktivní již pět let před objevem, na což lze usoudit sledováním jemných struktur na raných snímcích komety z roku 1995.

Pokud by kometa Hale-Bopp přiletěla ke Slunci jen o 4 měsíce dříve, proletěla by kolem Země ve velmi malé vzdálenosti (a ne na "druhé straně" sluneční soustavy, jako tomu bylo ve skutečnosti) srovnatelné například z již zmíněnou kometou Hyakutake, a stala by se tak ještě zajímavějším objektem.

Velikost jádra komety Hale-Bopp byla postupně určována nezávislými metodami, které nejčastěji určily jeho průměr v rozmezí 40 – 80 km (některé dokonce více), což je největší známé kometární jádro, pomineme-li některé objekty přechodných typů – kentaury. Velmi zajímavá byla radioteleskopická měření aparaturou VLA, která určila průměr na 50 km. Některá měření dokonce naznačují, že jádro není kulového, ale elipsoidálního tvaru. Objevily se dokonce „seriózní spekulace“ o přítomnosti průvodce hlavního jádra s cca poloviční velikostí, podpořené několika pozorováními renomovaných týmů velkých observatoří. Otázka však zůstala nevyřešena.

Na základě periodických změn jasnosti a struktury obálek v centrální komě komety Hale-Bopp bylo možné poměrně přesně stanovit také periodu rotace jádra, která se pohybuje kolem 11,3 hodiny.

Velká pozornost mohla být díky dlouhému období pozorovatelnosti věnována také studiu složení povrchových vrstev jádra komety. S tím, jak se kometa přibližovala ke Slunci, byly sledovány změny v produkci řady molekul. Pozorování ukázala, že sloučeniny se neuvolňují najednou a že zde existuje řada přesných přechodových period, během kterých lze pozorovat změny v jejich produkci. Například byl pozorován rapidní pokles produkce CO (který byl do té doby hlavním indikátorem aktivity jádra a strhával sebou velká množství prachu), jakmile byla nastartována produkce vody, což se stalo ve vzdálenosti kolem 3,5 AU od Slunce. Produkce méně zastoupených sloučenin se pak ukázala být velmi ostře závislá na heliocentrické vzdálenosti.

V komě komety Hale-Bopp bylo pozorováno mnoho sloučenin a atomů jak elektricky neutrálních tak iontů. Na základě rádiových pozorování byla objevena řada dosud u komet nepozorovaných molekul (SO, SO₂ , H₂CS, HC₃N, HNCO, NH₂CHO, HCOOH, CH₃OCHO). Pozorování izotopů a jejich sloučenin (mimo jiné poprvé DCN, HC¹⁵N a C³⁴S) potvrdila podobnost složení jádra s kometou Halley, a tedy, že Hale–Bopp s největší pravděpodobností také vznikla v naší sluneční soustavě. Naopak se ale ukázalo, že poměr HDO/H₂O byl asi dvojnásobný oproti pozemským oceánům a asi 10x vyšší než v protosolárním období.

Díky novým technologickým možnostem byly vytvořeny detailní mapy rozložení jednotlivých molekul v komě a bylo možné sledovat extrémně komplexní chemii kometární atmosféry, což umožnilo stanovit, která z látek přichází z jádra samotného a která je pouze produktem další interakce se slunečním zářením.

U komety Hale-Bopp bylo zaznamenáno také dosud rekordní vodíkové halo, které měřilo v průměru 150 milionů km. Pozorování provedla sluneční observatoř SOHO.

První zmínku o kometárním ohonu tvořeném sodíkovými atomy nalezneme u komety C/1957 P1 (Mrkos). U komety C/1995 O1 (Hale-Bopp) se však jednalo o pravý ohon o délce 50 milionů km, zároveň bylo nalezeno správné vysvětlení tohoto jevu, kterým je urychlování sodíkových atomů uvolněných v komě za vyzařování světla. Zároveň však byla zjištěna přítomnost neutrálních sodíkových atomů v normálním prachovém ohonu, což ukazuje, že tyto atomy se uvolňují také z prachových zrn již přítomných v ohonu. Zatím však zůstává otázkou, kde se sodík v komě vlastně bere, hlavně proto, že v komě nebyly detekovány žádné jeho obvyklé sloučeniny (NaOH či NaCl), nezodopovězena zůstala také otázka jejich přítomnost v prachových zrnech.

Pokud jde o prachovou složku komety Hale-Bopp, bylo pomocí sledování barevných změn komy i ohonu a polarometrických měření zjištěno, že prachové částice této komety jsou mírně odlišné a jeví při vysokých fázových úhlech vyšší stupeň polarizace. Dále bylo dosaženo přelomových výsledků v dálkovém studiu mineralogie kometárních jader. Pozemní i kosmické observatoře odhalily na základě infračervených spekter s vysokým rozlišením řadu minerálů (krystalický olivín, na hořčík bohatý forsterit či minerály s vysokým obsahem pyroxenu). Navíc se zdá, že složení prachových zrn, pozorované u komety Hale-Bopp, je velmi podobné částicím meziplanetárního prachu.

Produkce prachových částic jádrem komety Hale-Bopp byla enormní, především v porovnání s jinými kometami. Oproti Halleyově kometě bylo prachových částic uvolněných za sekundu 100 krát více, když se v maximu jednalo o 400 tun/s. Vzhledem k neobvyklé velikosti jádra však kometa během tohoto návratu přišla jen asi o 0,1 % své hmotnosti. Velmi vysoký byl také podíl prach/plyn v obálce jádra, z většiny měření vyplynulo, že jeho hodnota byla asi 1:2 až 1:5.

Velmi zajímavé bylo také srovnání infračervených spekter komety Hale-Bopp a hvězd obklopených prachovými disky, existuje zde totiž řada schodných i odlišných vlastností. Například ve spektru hvězdy HD 100564 lze nalézt stejné typy minerálů nebo krystaly vody jako u komety, ale navíc jsou zde patrné pásy organických sloučenin na vlnové délce 3,5 mikrometru, které u komety Hale-Bopp chyběly. Tento výsledek naznačuje blízký vztah mezi kometami a prachovými disky kolem hvězd v raném stádiu vývoje a přináší nové informace o formování rezervoárů komet na okrajích soustav (Kuiperův pás a Oorthův oblak).

Velkým překvapením, které vzbudilo poměrně dlouhé diskuse, byla detekce a vysvětlení původu měkkého rentgenového záření pocházejícího z okolí jádra komety Hale-Bopp. Tyto emise byly dosud registrovány u pouhé desítky komet a existuje asi 5 přijatelných, ale nepotvrzených vysvětlení. Nejpravděpodobnějším vysvětlením je v současnosti dvojice procesů, které společně k tomuto jevu přispívají. Jednak by se mohlo jednat emisi záření doprovázející výměnu náboje mezi částicemi slunečního větru a lehkými atomy kometární atmosféry, u kterých dochází k excitaci vnitřních energetických hladin. Druhým možným vysvětlením, které je založeno na předpokladu přítomnosti extrémně malých prachových částic v komě, je odraz a rozptyl slunečního rentgenového záření na těchto částicích. K rozřešení této otázky je potřeba dalších pozorovaní. [2]

Jak je vidět, kometa Hale-Bopp byla velmi neobvyklým objektem. Jako zájemci o komety můžeme jen doufat, že ještě během svého života spatříme opět na obloze alespoň odlesk toho, co předvedla tato „Velká kometa 20. století“ – C/1995 O1 (Hale-Bopp).

| Autor: Jiří Srba | Vydáno dne 29. 05. 2007 | 7402 přečtení |