Komety

Kometa je malý astronomický objekt podobný planetce, obíhající většinou po velice výstředné (excentrické) eliptické trajektorii kolem Slunce. Většina komet se zdržuje za oběžnou dráhou Pluta, odkud občas nějaká přilétne do vnitřní části sluneční soustavy. V závislosti na gravitační interakci komety s planetami se dráha komet může změnit na hyperbolickou (a definitivně opustit sluneční soustavu) nebo na méně výstřednou.

KOMETA SE SKLÁDÁ Z TĚCHTO ČÁSTÍ:
Jádro - pevná část komety o velikosti v řádu kilometrů až desítek kilometrů
Koma - kulová obálka kolem jádra, složena především z plynů
Ohon - plyn a prachové částice směřující od Slunce (někdy je též označovaný jako chvost nebo ocas)
Složení: Jádro se skládá především z vodního ledu, tuhého oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dalších zmrzlých plynů a prachu. Koma obsahuje různé nedisociované i disociované molekuly, radikály a ionty, např. OH-, NH2-, CO, CO2, NH3, CH4, CN, (CN)2 aj.

Všeobecně se předpokládá, že komety vznikají v Oortově mračnu ve velké vzdálenosti od Slunce, spojováním zbytků po kondenzaci sluneční mlhoviny. Okraje takovýchto mlhovin jsou dostatečně chladné na to, aby zde mohla existovat voda v pevném a nikoli plynném skupenství. Planetky vznikají jiným procesem, ale velmi staré komety, které ztratily všechnu svojí těkavou hmotu, se jim mohou podobat.
Oortův oblak byl pojmenován podle Holandského astronoma Jana Hendrika Oorta (který první vyslovil hypotézu o jeho existenci) a je ve vzdálenosti kolem 50 000 astronomických jednotek od Slunce. V této vzdálenosti je gravitační působení Slunce již velmi slabé a proto na komety významně působí i jiná vesmírná tělesa – především okolní hvězdy. Pokud se některá z nich přiblíží ke Slunci, pak vymrští množství komet z jejich vzdálených oběžných drah. Některé z nich se potom dostane na extrémně protáhlou eliptickou oběžnou dráhu, která má perihel (nejbližší bod oběžné dráhy) dostatečně blízko u Slunce.
Když se kometa přiblíží k vnitřní části sluneční soustavy, zahřívání jejího jádra Sluncem způsobí, že se jeho vnější ledové vrstvy začnou vypařovat. Takto uvolněné proudy prachu a plynu vytvoří extrémně řídkou atmosféru okolo komety, nazývanou koma, a síla, kterou na komu působí sluneční vítr, způsobí vytvoření ohromného ohonu mířícího směrem od Slunce. Prach a plyn vytvářejí samostatné ohony, které míří do mírně odlišných směrů, přičemž prach zůstává vzadu za oběžnou dráhou komety (často takto vzniká zakřivený ohon) a ohon z ionizovaného plynu vždy míří přímo od Slunce, protože plyn je silněji ovlivňován slunečním větrem než prach a sleduje čáry magnetického pole a ne trajektorii oběžné dráhy. Ačkoli pevné těleso komety, takzvané jádro, má průměr menší než 50 km, koma může být větší než Slunce a ohony mohou dosáhnout délky 150 milionů km i více.
Komu i ohon osvětluje Slunce, proto mohou být pozorovatelné ze Země, když kometa prolétá vnitřní částí sluneční soustavy, prach odráží sluneční světlo přímo a plyny září v důsledku ionizace. Většina komet je bez pomoci dalekohledu příliš slabě viditelná, ale několik jich je dostatečně jasných na to, aby byly viditelné pouhým okem.


OPTICKÉ VLASTNOSTI:
Kometární jádra patří mezi nejčernější známé objekty, o kterých víme, že existují ve sluneční soustavě. Sonda Giotto zjistila, že jádro Halleyovy komety odráží přibližně 4 % světla, které na něj dopadá. Sonda Deep Space 1 podobně zjistila, že povrch komety Borrelly odráží jen mezi 2,4 % a 3,0 % dopadajícího světla. Pro porovnání, asfalt odráží 7 % dopadajícího světla. Všeobecně se zastává názor, že touto tmavou povrchovou látkou jsou složité organické sloučeniny. Teplo ze Slunce vypuzuje prchavé složky, přičemž zanechává těžké organické sloučeniny s dlouhým řetězcem, které jsou obvykle velmi tmavé, podobně jako například dehet nebo ropa. Velmi tmavý povrch komet jim dovoluje absorbovat teplo potřebné na jejich odplyňování.
V roce 1996 se překvapivě zjistilo, že komety vyzařují i rentgenové záření. Záření je pravděpodobně generované interakcí komet se slunečním větrem: když vysokoenergetické ionty vletí do atmosféry komety, srážejí se s kometárními atomy a molekulami. Při takovéto srážce ionty zachytí jeden nebo více elektronů, což vede k emisi rentgenového nebo ultrafialového fotonu.

OBĚHOVÉ VLASTNOSTI:
Komety jsou klasifikovány podle svých oběžných dob (period). Krátkoperiodické komety mají oběžné doby kratší než 200 let, zatímco dlouhoperiodické komety mají oběžné doby delší, ale stále zůstávají gravitačně závislé na Slunci. Jednonávratové komety mají parabolické či hyperbolické oběžné dráhy, které je vynesou navždy mimo sluneční soustavu po jediném průletu okolo Slunce. Opačným extrémem je krátkoperiodická Enckeova kometa, která má oběžnou dráhu, která jí nedovolí se vzdálit od Slunce dál než k oběžné dráze planety Jupiter. Za místo vzniku krátkoperiodických komet se obecně považuje Kuiperův pás. Dlouhoperiodické komety zřejmě vznikají v Oortově oblaku. Bylo navrženo množství různých modelů vysvětlujících, proč jsou komety odkloněny do velmi excentrických drah. Patří mezi ně přiblížení k jiným hvězdám na cestě Slunce naší Galaxií, působení hypotetického průvodce Slunce Nemesis a nebo působení zatím neznámých transneptunických těles, například hypotetické Planety X. Nejpřijímanější je hypotéza, že k těmto poruchám drah dochází náhodně vzájemným ovlivňováním se těles v Oortově mračnu.


OBĚŽNÉ DRÁHY:
Pokud se objeví nová kometa, známe z krátkého pozorování jen malý úsek oběžné dráhy, proto se nejprve počítá její parabolická aproximace. Teprve po delším pozorování lze rozhodnout, zda je dráha eliptická nebo hyperbolická. Z přibližně 600 komet, které známe je:
40% komet na eliptických dráhách, z toho: 16% - krátkoperiodických (perioda je menší než 200 let)
a 24% - dlouhoperiodických (perioda je větší než 200 let)

dále jsou to 49% - na parabolických dráhách
11% - na hyperbolických dráhách
-(Velké procento parabolických drah uvedené v předchozím výčtu je zkreslující, neboť se jedná i o komety, u nichž doba pozorování byla příliš krátká na to, aby se rozhodlo zda se pohybují po hyperbole nebo po velmi protáhlé elipse. Z komet, které byly pozorovány alespoň 240 dní, jen 3% má parabolické dráhy).

VELKÉ KOMETY:
I když vnitřními částmi sluneční soustavy prolétnou ročně stovky komet, jen pár z nich zapůsobí i na veřejnost. Přibližně jednou za deset let se objeví kometa jasná natolik, aby mohla být pozorovatelná pouhým okem. Tyto komety jsou označované jako velké komety. V minulosti jasné komety způsobovaly mezi veřejností paniku a hysterii. Jejich zjevení bývalo považováno za zlé znamení. V nedávné minulosti, během přechodu Halleyovy komety roku 1910, Země procházela ohonem komety a noviny v té době mylně způsobily paniku, že v ohonu obsažený dikyan by mohl otrávit miliony lidí. V roce 1997 spustil příchod Hale-Boppovy komety hromadnou sebevraždu kultu Nebeská brána. Většina lidí však považuje velké komety za jev velmi krásný, ovšem poměrně neškodný.
Předpovědět, zda se nějaká kometa stane velkou kometou, je velmi těžké, protože na jasnost komety působí mnoho faktorů. Obecně řečeno, pokud má kometa velké a aktivní jádro, bude procházet blízko povrchu Slunce a není v momentě nejvyšší jasnosti v zákrytu za Sluncem, má velkou šanci se zařadit mezi velké komety. Přestože Kohoutkova kometa v roce 1973 všechna tato kritéria splňovala a bylo očekávané velké vesmírné divadlo, opak byl ale pravdou. Naopak kometa West, která se objevila o tři roky později a která se velkou kometou stát neměla, nakonec byla velmi působivá.
Ke konci 20. století zažilo lidstvo dlouhou přestávkou mezi objevením se velkých komet. Poté se objevily hned dvě velké komety v rychlém sledu — kometa Hyakutake v roce 1996 následovaná Hale-Boppovou kometou, která dosáhla maxima jasnosti v roce 1997, i když byla objevená jen dva roky před tím.


Zánik KOMET – rozpad:
Kometa se může rozdělit na více částí. Může se to stát vlivem slapového působení, když se kometa přiblíží do velké blízkosti např. ke Slunci nebo Jupiteru.
Další příčinou jsou neslapové síly jako rotace jádra nebo aktivita kometa.První kometou u které bylo pozorováno rozštěpení jádra byla Bielova kometa.Štěpení jádra je u komet vcelku častý jev.

VYHASNUTÉ KOMETY:
Kometa při přiblížení ke Slunci ztrácí látky, které mohou sublimovat. Tak je při každém návratu méně aktivní. Krátkoperiodické komety se častěji přibližují ke Slunci, proto je jejich aktivita vždy velice slabá.
Pokud kometa přestane být aktivní úplně, obvykle ji nelze rozeznat od planetky a mluvíme o vyhasnuté kometě.
Příkladem může být planetka Phaeton. Nejeví žádné stopy po kometární aktivitě, ale její dráha dobře souhlasí s drahou meteorického roje Geminid.

KOLIZE S JINÝMI TĚLESY:
Slunce
Členové Kreutzovy rodiny komet se ke Slunci velmi těsně přibližují. Mohou se v blízkosti Slunce zcela vypařit.
Jupiter
Roku 1994 byla pozorována rozštěpení a následná srážka komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem.