Zdeněk Sekanina - 26. 3. 2003 | přístupy: | vytisknout článek
Lidé rádi čtou o nejrůznějších pohromách a katastrofách, pokud se jich osobně nedotýkají. Doufám proto v úspěch tohoto příspěvku, protože pojednává o katastrofických jevech na tělesech, na nichž lidská noha dosud nestanula - na jádrech komet.
1. Úvod
Rok 2002 byl vhodným pro úvahy tohoto druhu, protože se to v něm hemžilo zaokrouhlenými výročími pozoruhodných jevů, jež dříve či později vedou (a v některých případech již dokonce vedly) k zániku kometárních jader. V roce 2002 totiž uplynulo:
2. Pojem, vzhled a vlastnosti rozštěpené komety
Rozštěpenou kometou rozumíme dva či více kometárních objektů, jež obíhají kolem Slunce ve společné dráze. Na jedné straně je tento termín v zásadě nepřesný, protože naznačuje, jak k pozorovanému stavu došlo, i když o štěpném procesu nemáme nikdy pádné (a někdy ani nepřímé) důkazy. Termín dvojitá (popř. trojitá, mnohonásobná) kometa je přesnější a proto vhodnější. Na druhé straně se však mnohonásobné komety jinak než štěpením mateřského tělesa vysvětlit nedají, takže zavedená terminologie má své opodstatnění.
Vzhled rozštěpených komet se liší od případu k případu. Je velmi snadné se zmýlit a za rozštěpenou kometu považovat něco jiného. I od zkušených pozorovatelů lze ve vědeckých časopisech najít anekdotické příběhy o „objevu souputníka“, jenž se posléze ukázal být buď počátečním stádiem oblaku mikroskopických částic prachu z jádra komety vyvržených, nebo místním zhuštěním elektricky nabitých molekul v plazmovém chvostu, anebo mlhovinou či dokonce hvězdou, kolem níž kometa v projekci na oblohu procházela. Neexistující rozštěpené komety byly rovněž „objeveny“ fotografickými pozorovateli díky kazům v emulzi, obrazům „duchů“ jiných těles, nebo chybnému vedení dalekohledu během expozice. V jednom téměř neuvěřitelném případě z 80. let 19. století byla proslulým pozorovatelem (a zakladatelem známého astronomického časopisu) hlášena poloha komety vůči hvězdě 6. velikosti, jež nebyla uvedena v žádném katalogu! Zprvu vyjádřené podezření, že snad šlo o dvě komety, bylo posléze zavrhnuto, když se obě tělesa ukázala být hvězdami 2° od skutečné komety vzdálenými a jevícími se na soumrakové obloze nízko nad obzorem rozmazaně. Uváží-li se, jak snadno lze takovým školáckým chybám zamezit, je jejich uveřejněný počet překvapivě vysoký.
Pozorovatel, jenž je svědkem štěpení komety, si toho nikdy není vědom, protože rychlost vzdalování složek jádra od sebe je velmi nízká (nejvýše několik metrů za vteřinu) a prostor, v němž k tomuto procesu dochází, je mnohem menší než rozlišovací schopnost jakéhokoliv dalekohledu, včetně Hubbleova. V budoucnu bude štěpení možné „živě“ pozorovat prostřednictvím kamery na palubě kometární sondy v kritické době kolem jádra obíhající. Dosud lze okamžik dělení jádra přibližně určit pouze a posteriori, z měření měnící se vzdálenosti mezi oběma složkami. Ukazuje se, že takto odvozený čas štěpení se v řadě případů shoduje (v mezích pozorovacích chyb) s okamžikem výbuchu (náhlého zjasnění), takže je patrná určitá statistická (nikoliv však absolutní) souvislost mezi oběma jevy.
Pozoruhodnou vlastností rozštěpených komet jsou výrazné krátkoperiodické fluktuace v jasnosti souputníka (souputníků) a dost často i hlavní složky. Není nic neobvyklého, aby se souputník náhle stal jasnějším než hlavní složka a krátce nato přestal být viditelným (dočasně či natrvalo). Totéž se může přihodit i hlavní složce, i když její úplné zmizení je jev poměrně vzácný, s katastrofickými důsledky pro celou kometu. Čtenáři, jenž se zeptá, jak se vlastně pozná hlavní složka od souputníka, lze odpovědět, že až donedávna se to zpravidla nepoznalo. Teprve pochopení „pravidel“, jimiž se pohyb složek rozštěpených komet řídí, umožnilo určit, zda má vůbec smysl o hlavní složce mluvit, a jestliže ano, jak ji identifikovat.
Pohyb souputníka vůči hlavní kometě není totiž zcela libovolný, nýbrž je směrově omezen. V těsném páru, u něhož zřejmě k dělení došlo nedávno, se souputník vzdaluje od hlavního jádra ve směru od Slunce, tedy zpravidla podél osy chvostu. S časem se však souputníkův pohyb stále výrazněji odklání směrem k dráze za hlavním jádrem, a u komet se značnou vzdáleností mezi složkami (dlouho po štěpení) se souputník pohybuje téměř přesně ve dráze hlavní komety, za níž stále více zaostává. Celý tento pohyb je nepochybným důsledkem zákona zachování dráhového momentu tělesa, jež podléhá nepatrně menšímu gravitačnímu vlivu Slunce než hlavní složka. Jinými slovy, souputník se oproti hlavní kometě systematicky a čím dál tím víc zpožďuje: je vystaven diferenciální deceleraci.
Dalším zajímavým rysem štěpení komet je korelace mezi decelerací souputníka a jeho životní dobou: čím větší je decelerace, tím kratší je životnost, která může v krajním případě dosahovat jen několika dní. Krátce před zánikem mají souputníci tendenci k prodlužování ve směru od Slunce a ke ztrátě středového zhuštění, takže působí dojmem podlouhlých rozptylujících se obláčků. Korelace mezi decelerací a životní dobou souputníka je důsledek závislosti obou veličin na souputníkových rozměrech a hmotnosti. U životní doby je to zřejmé na první pohled, u decelerace je třeba vysvětlení. Decelerace souputníka totiž popisuje tentýž jev, který je v kometární fyzice znám jako negravitační či raketový efekt. Jde o změnu hybnosti udělenou jádru sublimujícími plyny, jak ukázal původně F. W. Bessel r. 1836 a v poněkud pozměněné formě F. L. Whipple v r. 1950. Tento efekt na jádro (nebo jeho úlomek) závisí přímo na ploše jeho aktivní oblasti (jež je úměrná druhé mocnině rozměru) a nepřímo na jeho hmotnosti (jež je úměrná třetí mocnině), takže celkově decelerace roste se zmenšující se velikostí složky (neboli s třetí odmocninou zmenšující se hmotnosti).
I když všem úlomkům (včetně hlavní složky) jsou při štěpení uděleny malé impulzy (projevující se jako relativní rychlosti dělení, jež obecně nejsou zanedbatelné), je pohyb složek ve většině případů dominován decelerací. A protože decelerace je tím větší, čím menší jsou rozměry, je - měřeno ve směru pohybu kolem Slunce - největší těleso (hlavní složka) čelním úlomkem rozštěpené komety.
Tyto závěry platí pouze pro komety podléhající neslapovému štěpení, jichž je však většina. Odvozené hodnoty decelerace jsou větší než 1/100000 a zpravidla menší než 1/1000 slunečního gravitačního zrychlení. Za předpokladu přibližně kulového tvaru by decelerace vyžadovaly souputníky tak malých rozměrů, že by byly těžko pozorovatelné. Jediným řešením rozporu mezi jasností a decelerací souputníků je předpoklad jejich výrazně zploštělého (lívancového) tvaru. Tato myšlenka vede k hypotéze, že vlastně nedochází ke skutečnému štěpení jádra, nýbrž spíše k „odloupnutí“ a následujícímu odvržení větších či menších úlomků izolující povrchové kůry, pro jejíž existenci na kometárních jádrech jsou velmi dobré důvody. Tento scénář je skutečně v souladu s pozorovanou decelerací (kde dominuje malá tloušťka úlomku) a jasností (kde rozhoduje jeho rozsáhlá plocha), jakož i s nízkou rychlostí dělení (zřejmě rotačního původu) a s poměrně krátkou životní dobou souputníků (vliv deformací).
Ke štěpení v pravém slova smyslu dochází u komet, jež se značně přibližují ke Slunci či Jupiteru (v dalším: hmotnému tělesu). V těchto případech hrají významnou roli slapové síly, jejichž působením může dojít k trhlinám v přibližující se kometě zhruba podél rovin kolmých ke směru hmotného tělesa. Protože velikost slapových sil je nepřímo úměrná třetí mocnině vzdálenosti, závisí výsledek kriticky na maximálním přiblížení, i když rozměry, strukturální soudržnost, poréznost, tvar a rotace mateřského jádra jsou rovněž důležité. U slapového štěpení někdy není možné identifikovat s jistotou hlavní složku, a pokud ano, její poloha v řetězci úlomků není obvykle čelní. I když decelerace hraje roli ne vždy zanedbatelnou, ukazuje se, že rychlost dělení má na relativní pohyby jednotlivých úlomků významný vliv. Slapové štěpení vede zpravidla ke vzniku většího počtu úlomků, seřazených v řadě, i když neslapové mechanizmy, jako např. rotační nebo tepelné pnutí, se rovněž podílejí na tomto procesu. Navíc, po vlastním slapovém štěpení rozpad jádra pokračuje - jak bude v dalším podrobněji ukázáno - druhotným drobením neslapového původu, jež probíhá v posloupnosti časově oddělených epizod dlouho po přiblížení k hmotnému tělesu.
3. První a nejpozoruhodnější česká kometa - Bielova
V žádném pojednání o štěpení komet určeném českému čtenáři nelze opomenout Bielovu kometu, i když o ní již bylo leccos česky napsáno, např. v knize M. Plavce Komety a meteory -(Orbis, Praha 1957, str. 143-147). Za zmínku rozhodně stojí okolnosti jejího objevu, včetně nejasné role J. Morstadta, pražského astronoma-amatéra a přítele V. von Biely.
Když Biela tuto kometu v Josefově u Jaroměře dne 27. února 1826 objevil, nebyl první, kdo ji viděl. Kometa byla totiž poprvé spatřena J. L. Montaignem v Limoges ve Francii už v březnu 1772 a znovu nezávisle nalezena J. L. Ponsem v Marseille v listopadu 1805. Přes podezření, že jde o totéž těleso, počet oběhů během 33,7 roků, a tedy oběžná doba, zůstaly záhadou po další dvě desetiletí. Biela oznámil svůj objev v dopise z 2. března 1826, který byl současně se zprávou o nezávislém nalezení komety J. F. A. Gambartem v Marseille dne 9. března uveřejněn ve 2. příloze 92. čísla Astronomische Nachrichten. Následující Bielovy dopisy z 13. a 23. března obsahovaly další pozorování komety, parabolické elementy dráhy, zprávu o její nepochybné identitě s kometami z let 1772 a 1805 a určení její oběžné doby na 6,75 roků. Podobné výsledky byly již tou dobou nezávisle uveřejněny i jinými astronomy.
Zvláštní je Bielův další dopis, ze 7. dubna, v němž tvrdí, že už 15. března věděl, že dráhy komet 1772, 1805 a 1826 jsou tytéž; že jeho objev nebyla čirá náhoda, neboť v té době návrat komety předvídal; že již v dubnu 1824 poslal jednu stať profesoru Bodemu, v níž mimo jiné uvedl pro datum průchodu přísluním 15. březen 1826 (ve skutečnosti k němu došlo 18. března); a že tuto a další podobné kompilace ukázal profesoru Hallaschkovi a panu Morstadtovi.
Dr. Plavec ve své knize předkládá jinou verzi celého případu, podle níž to byl Morstadt, kdo dospěl k názoru, že kometa z let 1772 a 1805 má oběžnou dobu 6,7 roků a přísluním projde opět v roce 1826. Morstadt podle této verze požádal Bielu, aby kometu vyhledal a Biela svým objevem Morstadtovu domněnku potvrdil.
Na druhé straně, D. K. Yeomans ve své knize Comets: A Chronological History of Observation, Science, Myth, and Folklore (Wiley, New York 1991, str. 182) píše, že ač podle některých historiků Morstadt a Biela návrat komety v r. 1826 očekávali, oznámení o jejím objevu ani následující zpráva s dráhovými výpočty se nezmiňují o tom, že Biela její příchod předvídal.
Tři nezávislá líčení okolností objevu Bielovy komety tak vedou ke třem odlišným závěrům. Historici mohou i nadále doufat, že tuto záhadu snad už konečně jednou někdo vyřeší.
Bielova kometa důkladně zamotala hlavu také mnoha počtářům její dráhy. Velmi málo z nich se vůbec odvážilo dát se do studia pohybu složek jádra. Z počtářů 19. století prokázal největší vytrvalost J. S. Hubbard z Washingtonské hvězdárny, jenž shromáždil veškerá dostupná astrometrická pozorování ze všech šesti zaznamenaných návratů a byl jediným, kdo - s pomocí G. Santiniho přibližných výpočtů planetárních poruch - se pokusil rozluštit tvrdý oříšek: která složka v r. 1852 odpovídala které v r. 1846. V obou návratech byla nejdříve nalezena čelní (jihovýchodní) kometa, jež také byla v r. 1846 sledována déle. Vůbec poslední pozorování komety, 28. září 1852, se však vztahovalo na severozápadní složku. Hubbardovo snažení bohužel nevedlo k výraznému úspěchu, neboť se ukázalo, že obě hypotézy vyhovují pozorováním prakticky stejně dobře, i když on sám mírně upřednostňoval variantu, ve které jihovýchodní složka z r. 1846 byla ztotožněna se severozápadní složkou z r. 1852. Hubbard také hledal bod největšího vzájemného přiblížení obou drah a zjistil, že k oddělení složek došlo nejpravděpodobněji v listopadu 1844, tedy zhruba 450 dní před průchodem přísluním, v heliocentrické vzdálenosti 4,4 astronomických jednotek. Dráhy složek jím odvozené se v té době míjely jen o 100.000 km.
Vídeňský astronom J. Hepperger se zabýval dráhou Bielovy komety v letech 1898 až 1906. Jeho největším přínosem bylo zjištění, že v období 1805-1846 byl pohyb komety ovlivněn negravitačním zrychlením, obnášejícím přibližně 0.2 dne na oběžnou dobu za oběžnou dobu. Ve snaze stanovit hmotnost komety, Hepperger uvažoval oba možné vztahy mezi složkami v návratech 1846 a 1852, a nalezl, že ke štěpení došlo buď v září 1844 nebo v listopadu 1843, tj. kolem buď 510 nebo 820 dní před přísluním.
Nový soustředěný útok na nedořešený problém štěpení jádra Bielovy komety byl podniknut B. G. Marsdenem a autorem v r. 1971, tedy téměř 120 let po jejím posledním pozorování. Negravitační členy náležely nyní ke standardnímu vybavení pohybových rovnic k výpočtu dráhy použitých, a výsledky potvrdily Heppergerův objev negravitačního zrychlení v pohybu komety v období 1805-1846. Naše další závěry se však značně lišily od závěrů Hubbarda i Heppergera. Předně jsme zjistili, že jihovýchodní kometa v r. 1846 byla nadevší pochybnost totožná s jihovýchodní kometou v r. 1852. Naše výpočty dále ukázaly, že pohyb severozápadní komety byl výrazně ovlivněn negravitační decelerací a že ke štěpení došlo nejspíše mezi lednem 1842 a červencem 1843, neboli 1500 až 950 dní před přísluním, kdy vypočtená vzdálenost mezi složkami dosáhla širokého minima 30000-35000 km. Severozápadní kometa se od jihovýchodní vzdalovala rychlostí asi 1 metru za vteřinu směrem ke Slunci.
Během druhé poloviny sedmdesátých let autor vyvinul model kometárního štěpení, jehož aplikace na Bielovu kometu dosud nejlépe vysvětluje vzájemný pohyb složek. Podle tohoto modelu byla jihovýchodní kometa v obou návratech hlavní složkou (ve smyslu definovaném v předešlé kapitole), a severozápadní kometa (souputník) podléhala diferenciální deceleraci 0,000049 slunečního gravitačního zrychlení. Štěpení vyšlo na květen 1840 (s nejistotou jen necelých dvou měsíců), téměř 2100 dní před přísluním, ve vzdálenosti 3,6 astronomických jednotek od Slunce. Tento čas odpovídá asi 300 dním po přísluní (23. července 1839) v předchozím návratu ke Slunci, během něhož kometa nebyla nalezena. Rychlost dělení byla pouze 0,3 metru za vteřinu a souputník se vzdaloval od hlavní složky zhruba proti směru pohybu komety ve dráze, tedy víceméně ke Slunci, a nepatrně severně od roviny dráhy. Výsledky takto odvozené vyhovují mimořádně dobře pozorovanému pohybu souputníka vůči hlavní kometě v r.1846. Aby při zachování stejných hodnot pro dobu a rychlost dělení bylo dosaženo uspokojivé shody rovněž mezi pozorovaným a vypočteným pohybem souputníka v r. 1852, bylo nutno pro tento návrat zvětšit deceleraci zhruba na dvojnásobek, 0,000104 slunečního gravitačního zrychlení. Taková změna je z fyzikálního hlediska nejen odůvodnitelná, ale dokonce žádoucí, protože je známkou postupujícího rozkladu souputníka.
V současné době poskytuje tento model nejúspěšnější přístup k řešení problému kometárního štěpení. Stojí za povšimnutí, že postupné upřesňování metodiky řešení vedlo ke stále dřívějšímu datu pro čas štěpení. Tento efekt není překvapující, protože původně zanedbávaná decelerace vede k soustavnému růstu relativní rychlosti s časem. Časnější doba štěpení také skutečně koreluje s nižší rychlostí dělení. V každém případě došlo u Bielovy komety ke štěpení neslapového typu, protože mezi 1839 a 1846 k těsnému přiblížení komety k Jupiteru nedošlo.
4. Některé další pozoruhodné případy kometárního štěpení a rozpadu
Kometa Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2)
Na filmech z 24. března 1993, na nichž byla manžely C. S. a E. M. Shoemakerovými a D. H. Levym tato kometa nedaleko Jupitera objevena, údajně vypadala jako by byla „rozmáčknutá“. Teprve pozorování většími dalekohledy ukázala, že se objekt skládal až z 21 oddělených minikomet seřazených do úzkého vlákna.
Na morfologii tohoto souboru kometek se kromě vlákna podílela také: křídla, jež - ač bez zřejmé struktury - byla vlastně prodloužením vlákna; rovnoběžné chvosty, jež se pod úhlem ke křídlům z těchto kometek vynořovaly; a rozsáhlá mlhavá oblast rozptýleného materiálu, jež se rozprostírala na jednu stranu od vlákna a křídel. Rozměry celé komety, a vlákna zejména, se s časem prodlužovaly, počet kometek se měnil, jak některé přestaly být viditelné a nové se naopak objevovaly, a řada z nich čím déle tím více vyčnívala z vlákna na jednu stranu.
Vysoce přesné dráhové výpočty P. W. Chodase a D. K. Yeomanse ukázaly, že 7. července 1992 se kometa přiblížila k povrchu Jupitera na necelých 30.000 km (zhruba na jednu třetinu Jupiterova poloměru), zatímco v polovině července 1993 byla od planety nejdále, kolem 50 milionů kilometrů. Všechna jádra zůstala Jupiterovými oběžnicemi (i když jejich pohyb byl značně rušen gravitačním působením Slunce) až do svého zániku - srážky s Jupiterem v druhé polovině července 1994.
Podrobná analýza pohybu 25 kometek (hlavních úlomků) provedená autorem ve spolupráci s Chodasem a Yeomansem vedla ke koncepčně novému pojetí procesu rozkladu této komety. Během mimořádně těsného přiblížení Jupiterovy slapové síly způsobily rozsáhlou změť trhlin a puklin na povrchu i v nitru původního jádra komety, nebyly však bezprostřední příčinou jeho rozpadu. Počáteční štěpení bylo nejspíše výsledkem rotací vyvolaného pnutí na těleso veskrze trhlinami prostoupeného. Tato fáze rozkladu se pravděpodobně skládala z řady rychle po sobě jdoucích epizod během července 1992, počínajíc 3 hodiny po průchodu perijoviem, jak vyplývá z pozorování 8 úlomků ose vlákna nejbližších. Kdyby bylo štěpení docíleno pouze slapovými silami, muselo by k němu dojít nejpozději v okamžiku perijovia. Pomocí rotace lze počátečním štěpením vysvětlit vznik nejvýše 12 ze 25 úlomků a odhadnout, že pevnost v tahu podél trhlin v jádře činila asi 400 pascalů, což je téměř nepředstavitelně nízká hodnota.
Zbylých 13 úlomků takto vysvětlit nelze. Studiem pohybů 11 z nich jsme určili okolnosti štěpení, jež ukázaly, že jde vesměs o úlomky vyššího řádu. Vektorové rozdělení rychlostí, jimiž se úlomky oddělily od svých mateřských těles, jeví silný sklon ke koncentraci podél hlavního kruhu, což svědčí o zachování momentu hybnosti původní komety a dovoluje určit polohu její rotační osy. Ukazuje se rovněž, že k oddělování těchto úlomků přispívaly kromě rotace i tepelné jevy. Navržený mechanizmus je jediný, který dokáže vysvětlit, proč všechny úlomky ležící mimo vlákno se nalézaly na téže straně od jeho osy.
Naším nejpodstatnějším výsledkem bylo zjištění, že proces slapového štěpení nekončí, jak se do té doby obecně soudilo, náhlým dělením jádra v bezprostřední blízkosti rušícího tělesa, nýbrž pokračuje, nejméně po dobu mnoha týdnů a měsíců, sérií epizod neslapového štěpení, označených jako druhotná fragmentace. Jejím produktem byly všechny zkoumané úlomky, jež neležely na ose vlákna. Odvozené rychlosti oddělení v případě komety Shoemaker-Levy 9 byly kolem 1 metru za vteřinu, téměř určitě rotačního původu.
Systém Kreutzových komet.
Zatímco Shoemaker-Levy 9 zaujímá první místo v žebříčku komet, co se počtu současně pozorovaných úlomků týče, v celkovém počtu úlomků vede zcela bez konkurence Kreutzův systém komet, jež se v přísluní téměř „otírají“ o sluneční fotosféru (tzv. sungrazers) a kolem Slunce se pohybují po mimořádně protáhlých dráhách s oběžnými dobami typicky 500 -1000 let. Systém je pojmenován podle německého astronoma H. Kreutze, jenž koncem 19. století jako první na světě začal pohyby těchto těles soustavně studovat.
Není pochyby o tom, že všichni členové tohoto systému jsou úlomky jediného tělesa. Počet známých příslušníků rostl dlouho velmi pozvolna, ze čtyř koncem 19. století na osm v r. 1970. Mezi 1979 a 1989 se počet zvýšil na 24, díky koronografickým pozorováním ze dvou umělých družic Země. Situace se zásadně a dramaticky změnila vypuštěním sondy SOHO (Sluneční a heliosférická observatoř) v prosinci 1995, společného projektu Evropské kosmické agentury (ESA) a amerického Úřadu pro astronautiku a kosmický prostor (NASA). SOHO manévruje mezi Sluncem a Zemí kolem libračního bodu vzdáleného 1.5 milionu km a má na palubě kromě jiných přístrojů dva koronografy, na jejichž snímcích bylo během šesti let objeveno více než 350 nových členů Kreutzova systému! Ani jeden z nich nebyl pozorován ze Země a až na vzácné výjimky jde o tělesa velmi malých rozměrů, nejvýše pár desítek metrů.
Zkušenost s již zmíněnou kometou C/1882 R1 a s některými dalšími členy Kreutzova systému zcela vylučuje pochybnosti o jejich slapovém štěpení v bezprostřední blízkosti Slunce. Na druhé straně je pozoruhodným jevem výrazně epizodický charakter vykazovaný časovým rozdělením komet SOHO - příliš častý výskyt dvojčat ve dráhách zdaleka ne totožných, jenž vylučuje jak nahodilost, tak slapové štěpení. Jediným možným vysvětlením, jež je v souladu s pozorovanými vlastnostmi dvojčat (a obecně shluků úlomků), je jejich zrod druhotným, neslapovým a zdánlivě mimovolným štěpením jejich mateřských těles, opakovaně se odehrávajícím ve velmi značných vzdálenostech od Slunce (včetně odsluní) a s velmi nízkými rychlostmi (několik metrů za vteřinu). Věrohodnost tohoto scénáře byla pro řadu těsných dvojčat dokázána přímým výpočtem okolností štěpení. Poněvadž je navíc jasně doloženo, že všechny sungrazery SOHO zanikly před průchodem přísluním, museli jejich prapředci, kteří přežili předcházející návrat ke Slunci, být mnohem větších rozměrů a hmotnosti. Během jediného oběhu kolem Slunce pak tedy nevyhnutelně docházelo k jejich řetězovému drobení (připomínající zpomalený průběh kaskádní spršky) a k vytvoření velkého počtu generací stále menších úlomků. Lze sotva pochybovat o tom, že úlomky velikosti sungrazerů SOHO zažily v útrobách svých předků a prapředků během tohoto období desítky, ne-li stovky epizod neslapového štěpení. Životní doba sungrazerů SOHO a ostatních koronograficky objevených členů Kreutzova systému je tudíž zřetelně kratší než jejich oběžná doba.
Je zřejmé, že Kreutzův kometární systém opakovaně prochází týmž vývojem jako kometa Shoemaker-Levy 9 po svém těsném přiblížení k Jupiteru, pouze časová škála je nyní podstatně delší a počet úlomků nesrovnatelně větší. Přibližné výpočty ukazují, že podél celé dráhy Kreutzova systému může být roztroušeno na 150.000 úlomků v rozmezí velikostí sungrazerů SOHO. Celková hmotnost takového souboru je jen velmi nepatrným zlomkem hmotnosti komety C/1882 R1. Zdá se, že tempo rozkladu tohoto systému je tak rychlé, že současného stavu bylo možno dosáhnout během 2 - 3 oběhů kolem Slunce a že systém je dosud v poměrně časném stádiu svého vývoje, kdy hmota je uložena převážně v největších úlomcích.
Kometární pár C/1988 A1 (Liller) a C/1996 Q1 (Tabur).
Existuje skupina komet, o nichž je známo, že před očima pozorovatelů začnou náhle a zcela neočekávaně ztrácet tvar i jasnost a krátce nato úplně zmizí. V tomto chování se podobají, jak autor upozornil již v r. 1984, souputníkům neslapově rozštěpených komet s poměrně krátkou životní dobou. Jeden takový objekt, C/1996 Q1, byl objeven australským astronomem-amatérem V. Taburem 19. srpna 1996. Kometa měla z počátku středové zhuštění, ale kolem 20. října začala rychle slábnout, ač se přibližovala Slunci (vzdálenost přísluní byla 0.84 astronomických jednotek). Deset dní nato se jevila ve tvaru podlouhlé skvrny téměř bez kondenzace. Vizuálně byla naposledy spatřena českým pozorovatelem K. Hornochem 23. listopadu, 20 dní po přísluní, jako objekt o 2 magnitudy slabší než se očekávalo. Na snímku, pořízeném ve Slovinsku H. Mikuzem 4. prosince, je vidět pouze zbytek chvostu jako nezřetelná, podlouhlá mlhovinka, zatímco na posledním snímku téhož pozorovatele ze 16. ledna 1997 se už i chvost dá sotva tušit.
Tento případ stojí za zmínku kvůli mimořádné podobnosti drah (včetně prostorové orientace) tohoto objektu a komety C/1988 A1. Na tuto podobnost první poukázal Němec J. Jahn. Časové rozpětí 8.6 let mezi jejich průchody přísluním odpovídá značně vysoké negravitační deceleraci komety Tabur, rovné 0.0059 slunečního gravitačního zrychlení za předpokladu, že štěpení jádra mateřské komety nastalo v předcházejícím návratu ke Slunci před 2900 lety. Je však možné, že nyní šlo už o druhý či třetí návrat komety Tabur jako samostatného tělesa, a v tom případě by jeho decelerace byla podstatně nižší. Takovou možnost podporuje existence dalšího kometárního páru, C/1988 F1 (Levy) a C/1988 J1 (Shoemaker-Holt), jehož složky prošly přísluním pouze 0.21 roku po sobě. Odpovídající decelerace souputníka (C/1988 J1) je nyní přiměřená, jen 0.00003 slunečního gravitačního zrychlení, a k jeho rozpadu během tohoto návratu skutečně nedošlo. V každém případě, kometární pár Liller-Tabur přesvědčivě potvrzuje hypotézu, že náhle mizící komety jsou skutečně souputníky jiných dlouhoperiodických komet, jejichž většina ovšem nebyla nikdy objevena.
Kometa C/1999 S4 (LINEAR)
Jedna z mnoha komet objevených projektem LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research) připravila pozorovatelům podobné překvapení jako kometa Tabur, ale astronomové reagovali tentokrát mnohem prozíravěji. Kometární vzhled objektu, objeveného 27. září 1999 jako planetka, byl záhy prokázán, přestože jeho heliocentrická vzdálenost byla více než 4 astronomické jednotky. S přibližováním ke Slunci jasnost vzrůstala jen velmi pozvolna a původní optimistické předpovědi ohledně viditelnosti komety prostým okem v době kolem průchodu přísluním byly postupně revidovány. Po konjunkci se Sluncem byla kometa sice nalezena už začátkem května 2000, ale její jasnost byla i nadále zklamáním. Pozoruhodné jevy byly poprvé zaznamenány počátkem července. Snímky oblasti jádra pořízené Hubbleovým dalekohledem ukázaly, že 5. července došlo k výbuchu, během něhož byl z jádra vyvržen souputník, jehož pohyb vůči jádru byl zřejmě ovlivněn negravitační decelerací nejméně 0.003 slunečního gravitačního zrychlení. Mezi 6. a 13. červencem se produkce vody snížila 4 – 5 krát, zatímco pohyb komety začal prozrazovat vliv negravitačních sil a přítomnost zřejmě malého a značně zploštělého jádra. Sledování komety 1-metrovým dalekohledem na Kanárských ostrovech ukázalo, že 23. července došlo k zjasnění a následující noci se její vzhled začal rychle měnit. Během dalších 24 hodin nabyla její hlava kosočtverečného tvaru, s centrální oblastí vypadající jako krátký, silný doutník ve směru chvostu. Dne 26. července, kdy kometa procházela přísluním, byly její hlava i doutníkový útvar méně jasné a protaženější, s rychlostí rozpínání v promítnutí na oblohu odhadnutou na 40 metrů za vteřinu. Doutník byl produktem náhlého výbuchu, k němuž došlo zřejmě už 22. července večer SČ a při němž bylo vyvrženo 400.000 tun prachových částic převážně menších než 1 milimetr. Tato hmotnost je srovnatelná s celkovou produkcí vody po 21. červenci, která činila asi 300.000 tun.
Pozorovatelé hlásili, že po 22. červenci byla hlava komety zcela bez kondenzace a usilovné pátrání po možných zbytcích jádra pomocí několika větších dalekohledů počátkem srpna bylo bezvýsledné. Skupině odborníků, vedených H. A. Weaverem, se naštěstí podařilo obdržet pozorovací čas na Hubbleově teleskopu dne 5. srpna a pořízené snímky byly ohromující: na místě původního jádra, v cípu chvostu, bylo objeveno nejméně 12 miniaturních komet, z nichž většina měla svůj vlastní chvost. Den nato bylo na procesovaných snímcích, pořízených 8.2-metrovým Velmi velkým dalekohledem (Very Large Telescope, VLT) na paranalské pobočce Evropské jižní observatoře v Chile, nalezeno dokonce 16 minikomet, z nichž některé se podařilo identifikovat s odpovídajícími objekty na Hubbleových snímcích. Další snímky získané dalekohledem VLT 9. srpna zachytily jen velmi slabé stopy po třech minikometách, zatímco výsledky kvalitnější expozice ze 14. srpna byly v podstatě negativní.
Zdá se, že poslední snímek komety byl pořízen v Austrálii G. J. Garraddem dne 21. srpna. Jsou na něm vidět jen stopy chvostu, jehož vzhled je téměř k nerozeznání od vzhledu komety Tabur na Mikuzově snímku ze 4. prosince 1996 (viz výše).
Studium pohybu miniaturních komet (úlomků) z 5. a 6. srpna ukázalo, že rozklad jádra začal už koncem června či počátkem července, zhruba v době, kdy pohyb komety vyžadoval zavedení negravitačních parametrů, a že ke štěpení různých úlomků došlo v různých dobách před 22. červencem. Z fotometrie Hubbleových snímků byly pro jádra těchto minikomet odvozeny rozměry od 50 do 120 metrů, tedy nikoliv přehnaně malé. Jejich odhadované hmotnosti v době pozorování jsou v rozmezí 40.000 až 450.000 tun, tedy opět srovnatelné s hmotností prachu ve chvostu. Je tudíž pravděpodobné, že doutník (a z něho se vyvinuvší chvost) vznikl úplným rozpadem jednoho, asi 120 metrového úlomku, a není vyloučeno, že se jednalo o poslední zbytek původního jádra. Z výsledků pozorování mezi 5. a 14. srpnem lze usoudit, že typičtější byl vývoj ostatních úlomků podobných rozměrů, u nichž docházelo k postupnému drobení - čímž opětně dospíváme ke koncepci řetězového štěpení, i když v tomto případě došlo k neslapovému rozpadu s mimořádně krátkou časovou škálou. Dá se předpokládat, že v procesu rozpadu vznikly úlomky všech možných velikostí, od mikroskopického prachu až po stometrové balvany, ačkoliv pozorování nebyla citlivá na úlomky, jejichž rozměry se pohybovaly od několika centimetrů do několika desítek metrů. I tak je fyzikální souvislost mezi náhle mizícími kometami na jedné straně a souputníky štěpících se komet na straně druhé nezávisle a velmi přesvědčivě dokázána.
Komety 141P/Machholz 2 a 73P/Schwassmann-Wachmann 3
Až do r. 1999 byla 3D/Biela jedinou rozštěpenou kometou, jejíž složky byly pozorovány ve dvou návratech ke Slunci. Od té doby se k ní přiřadily komety P/Machholz 2 a P/Schwassmann-Wachmann 3.
V prvním pozorovaném návratu komety P/Machholz 2 se na objevu pěti složek podílela mezi polovinou srpna a začátkem září 1994 řada pozorovatelů: Kaliforňan D. E. Machholz našel hlavní složku A, rakouský amatér M. Jager složku D a český astronom P. Pravec na Ondřejově složky C, B a E, jež byly posléze nezávisle nalezeny i dalšími pozorovateli. Za měsíc nato zjistil Pravec na svých snímcích, že složka D je dvojitá; oddělený úlomek však měl velmi krátkou životní dobu. V následujícím návratu ke Slunci r. 1999 byl kromě hlavní složky A znovu nalezen jen souputník D. Autor studoval hierarchii neslapového rozkladu této komety a zjistil, že s výjimkou dělení souputníka D nedošlo k štěpení v r. 1994, nýbrž během předcházejícího návratu ke Slunci, kdy kometa prošla přísluním v polovině r. 1989 a nemohla být pozorována vzhledem k velmi nepříznivé poloze na obloze. První štěpení, jež nastalo kolem 600 - 700 dní před přísluním, tj. před koncem r. 1987, dalo vznik složce B, jež se již nedělila. Zbytek jádra se však drobil i nadále: krátce před přísluním vznikli předchůdci složek A a D. Z prvního z nich se několik dní nato oddělila složka C, zatímco úlomek E se odštěpil od předchůdce složky D několik set dní po přísluní, pravděpodobně koncem r. 1990 nebo začátkem r. 1991. Zbytek souputníka D nalezeného v r. 1999 tudíž přežil nejméně dva úplné oběhy kolem Slunce. Normalizováno na jednotky měřící vystavení slunečnímu záření, má souputník D životní dobu delší než měly složky Bielovy komety.
Až sedm složek jádra bylo hlášeno v měsících po velkém výbuchu komety P/Schwassmann-Wachmann 3, k němuž došlo 2 až 3 týdny před průchodem přísluním v r. 1995. Všechna tato štěpení byla neslapového původu, čtyři z šesti souputníků však nebyli potvrzeni nezávisle druhým pozorovatelem. Dalšího návratu ke Slunci v lednu 2001 se kromě hlavní složky C dožil jen jeden ze souputníků pozorovaných v letech 1995 - 1996. Jde o složku B, jež byla nalezena ještě v září 2001, tedy 230 dní po průchodu přísluním. Ač pozorována během dvou návratů, její životní doba je dosud kratší než životnost složek Bielovy komety. Jen o málo kratší životní dobu než B má další souputník této komety, jehož existence se sice datuje od konce r. 1995, byl však objeven až koncem listopadu 2000.
5. Závěrem
Štěpení komet rozhodně není vzácným jevem, jak se dříve soudilo. Dramatický pokrok ve vývoji pozorovacích metod, k němuž došlo za posledních několik desetiletí, nás o tom plně přesvědčuje. Během celého 19. století bylo objeveno jen osm rozštěpených komet, šest z nich v letech 1882-1899. Tempo růstu jejich počtu se kupodivu výrazně nezvýšilo až do 80. let 20. století: mezi 1900 a 1920 byly nalezeny 4, mezi 1920 a 1940 dokonce žádná, mezi 1940 a 1960 opět 4 a mezi 1960 a 1980 celkem 5 potvrzených. Zato mezi 1980 a 2000 jich bylo hlášeno 14, z toho 11 v druhé polovině tohoto období! A za pouhých 9 měsíců, od poloviny dubna 2001 do poloviny ledna 2002, byly pozorovány již 3 nové případy a další objekt je pravděpodobným souputníkem jedné komety z r. 1997. Tato statistika ovšem neobsahuje komety Kreutzova systému, pokud samy nebyly mnohonásobné. Celkový počet těchto těles do konce r. 2001 činil 386 a jejich převážná většina byla nalezena na snímcích pořizovaných od prosince r. 1995 koronografy na palubě sondy SOHO.
Uvedené příklady pozoruhodných mnohonásobných komet názorně poukazují na odlišnost slapových a neslapových štěpení, na význačnou roli druhotného dělení a řetězového drobení, na úzkou souvislost mezi náhle mizícími kometami a souputníky rozdělených komet, na široký rozsah životních dob souputníků a na značně rozdílný sklon k štěpení, zejména neslapovému, jenž mezi kometami existuje. Je nepochybné, že při štěpení vznikají úlomky všech možných velikostí, takže jde o proces ztráty hmoty z jádra podobný vyvrhování plynu a prachu. Schopnost se štěpit (či „odlupovat“) tak hraje významnou roli ve vývoji komety tím, že pomáhá urychlovat její rozpad a zánik. Zůstává-li přesto celková populace komet alespoň v přibližné rovnováze, je nezbytné, aby jejich počet byl neustále doplňován čerstvými objekty z jednoho či více zdrojů. To je ovšem již zcela jiná záležitost, jež si zaslouží své vlastní zhodnocení.
(Psáno pro Kosmické rozhledy - leden 2002.)
2 284 455 návštěv od 1. března 2003
