Zdeněk Sekanina - 1. 6. 2003 | přístupy: | vytisknout článek
Jedním z témat tohoto druhu je tzv. Kreutzův kometární systém. Jde vesměs o tělesa, jež se v přísluní téměř "otírají" o sluneční fotosféru a kolem Slunce obíhají ve značně protáhlých eliptických dráhách, dosahujících v odsluní 200 astronomických jednotek i více. Oběžná doba je tedy typicky 1000 let, i když se liší od případu k případu. Pro porozumění fyzikální podstaty kometárních jader mají tyto objekty zásadní význam, protože všichni členové Kreutzova systému nepochybně vznikli řetězovým (kaskádním) štěpením společného původního tělesa a již svou existencí podávají důležitou informaci o rozpadu komet.
Název je odvozen od jména německého astronoma Heinricha Kreutze (1854-1907), který se koncem 19. a začátkem 20. století dráhovými pohyby těchto těles systematicky zabýval. Za prvního nepochybného člena se považuje Velká březnová kometa r. 1843 (C/1843 D1). V 80. letech 19. století byly objeveny další tři takové objekty, z nichž Velká záříjová kometa r. 1882 (C/1882 R1) s dobou oběhu necelých 800 let dosud zůstává nejjasnějším (a zřejmě i nejhmotnějším) členem. Kreutzovy výpočty představují na svou dobu neuvěřitelný početní výkon a poprvé ukázaly, že žádná z komet 80. let nebyla návratem komety z r. 1843.
Dosud bylo z povrchu Země objeveno osm členů Kreutzova systému. Dalších 16 jich bylo nalezeno v letech 1979-1989 pomocí koronografů na palubě dvou umělých družic Země, zatímco od počátku roku 1996 do poloviny srpna 2002 bylo na snímcích pořízených dvěma koronografy na palubě sondy SOHO (Sluneční a heliosférická observatoř, obíhající Slunce v libračním bodě L1) nalezeno už 430 kometek ke Kreutzově systému rovněž náležejících. Žádné z koronograficky objevených těles nebylo pozorováno po průchodu přísluním.
Velká kometa r. 1882 nabyla ještě více na důležitosti poté, co 83 let po jejím návratu ke Slunci objevili v září 1965 Kaoru Ikeya a Tsutomu Seki, dva japonští pozorovatelé, novou kometu C/1965 S1, jejíž dráha je dráze velké komety nejpodobnější: odchyluje se od ní méně než 0,7° v úhlových elementech, 0,01 slunečního poloměru ve vzdálenosti přísluní a jen zcela nepatrně ve výstřednosti. Oběžná dráha této komety činí necelých 900 let.
Další pozoruhodnou shodou mezi oběma tělesy je jejich pozorované štěpení jádra krátce po přísluní. U komety r. 1882 bylo hlášeno až šest kondenzací seřazených v řadě jako korálky na šňůrce. U komety Ikeya-Seki, jejíž jasnost byla podstatně nižší, bylo vidět kondenzace dvě. Před přísluním bylo u obou těles vždy pozorováno pouze jedno jádro. Zjevný závěr, že k štěpení v obou případech došlo v bezprostřední blízkosti přísluní, byl potvrzen výpočty.
Značná podobnost dráhových elementů komet C/1882 R1 a C/1965 S1 plus fakt, že jádra obou se v přísluní rozdělila, vedly k logické spekulaci, že tyto komety jsou pravděpodobně samy úlomky téhož tělesa, k jehož štěpení došlo v době předcházejícího návratu ke Slunci, nejspíše počátkem 12. století. Jde o přitažlivou pracovní hypotézu, uváží-li se, že již Kreutz považoval kometu r. 1882 za návrat neobyčejně jasné komety z února r. 1106. Podrobné historické záznamy o tomto tělese, dochované v čínských, japonských i korejských dokumentech byly již několikrát shrnuty a publikovány např. Ho Peng Yokem r. 1962 a Ichiro Hasegawou r. 1980. O pozorování této komety počátkem února 1106 za bílého dne v Evropě a několik dní nato po západu Slunce v Cařihradě a Palestině se zmiňuje Alexandre Pingré (1711-1796) ve svém rozsáhlém díle Cométographie, čerpajícím ze starých evropských kronik. Z přibližných údajů o pohybu komety souhvězdími byli nedávno Hasegawa a Syuichi Nakano dokonce schopni odhadnout čas průchodu přísluním s přesností ±5 dní.
Hypotéza společného původu komet z let 1882 a 1965 byla podrobně zkoumána Brianem G. Marsdenem v r. 1967. Integrací planetárními poruchami ovlivněné dráhy jasnější složky jádra komety Ikeya-Seki zjistil, že k předcházejícímu průchodu přísluním by bývalo došlo v r. 1115. Poměrně malá změna výstřednosti dráhy nejjasnější složky (druhé od Slunce v řadě šesti jader) komety 1882 umožnila Marsdenovi ztotožnit časy přísluní obou těles v r. 1115 a tu se ukázalo, že souhlas mezi ostatními dráhovými elementy obou těles se ještě podstatně zlepšil a že malé rozdíly v jednotlivých elementech byly téměř stejné jako rozdíly mezi jádry komety Ikeya-Seki krátce po jejím štěpení v r. 1965.
I když tento výsledek činí společný původ komet 1882 a 1965 značně pravděpodobným, nevyrovná se přesvědčivostí matematickému modelu, který by jasně ukázal, že je číselně možné ze známých dráhových elementů jedné komety odvodit takové elementy druhé komety, jež by byly v mezích pozorovacích chyb totožné s elementy vypočtenými z astrometrických poloh tělesa. Takový kvantitativní model by podával nejen důkaz o společném původu obou komet, ale také údaje o podmínkách a okolnostech za nichž k štěpení došlo.
Řešení tohoto mimořádně obtížného problému se v poslední době ujal autor tohoto článku ve spolupráci se svým kolegou Paulem W. Chodasem. Nejdříve bylo nutno nalézt těžiště každé z obou komet, jež je nepochybně kritickým bodem pro studium pohybu před štěpením. Protože astrometrická pozorování vykonaná před dělením jádra pokrývala v obou případech oblouk dráhy příliš krátký pro výpočet přesných elementů, bylo nutno postupovat odlišně. Kreutz pro kometu r.1882 i Marsden pro kometu Ikeya-Seki určovali dráhy jednotlivých jader navázáním jejich měřených poloh na polohy původního jádra před štěpením. Tento postup ovšem odporuje duchu gravitačního zákona a je, přesně vzato, nepřípustný. Nicméně je to v praxi jediný možný způsob jak omezit vliv pozorovacích chyb a určit tak dráhu rozštěpené komety s dostatečnou přesností. Naše integrace drah složek jádra komety Ikeya-Seki brala ohled na vliv planetárních poruch a ukázala, ze jasnější složka by bývala prošla přísluním v únoru 1115 (v souladu s Marsdenovými výpočty), kdežto slabší složka už v r. 950. Podobnou integrací drah dvou nejjasnějších složek komety r. 1882 jsme zjistili, že jejich přísluní by bývala nastala v dubnu 1137 a v srpnu 1039. Stojí za zmínku, že rok 1106 leží uvnitř obou intervalů, takže předpoklad, že kometa r. 1106 byla mateřským tělesem kometám let 1882 a 1965 vede k závěrům, že (1) těžiště komety Ikeya-Seki leželo po jejím štěpení v r. 1965 mezi oběma jádry, ale asi l5krát blíže k jasnějšímu z nich, a (2) že těžiště komety r. 1882 leželo zhruba uprostřed mezi dvěma nejjasnějšími jádry, jež zaujímala v řetězci šesti složek druhou a třetí posici ve směru od Slunce. Pak už zbývalo jen interpolovat dráhy kritických složek a hledané dráhové elementy těžišť obou komet byly nalezeny. Jak je patrné, celý tento problém se podařilo vyřešit díky úvaze, založené na totožnosti mateřské komety.
Shoda mezi těžišti obou komet v dráhových elementech vztažených na společný čas přísluní v r. 1106 se podle očekávání ukázala být ještě podstatně lepší než mezi dráhami ve výpočtech Marsdena. Pouze ve třech elementech byl rozdíl větší než nejistota vyplývající z pozorovacích chyb: ve výstřednosti nesouhlas přesahoval chybu 21krát; ve vzdálenosti přísluní 3krát a v argumentu přísluní 1,4krát. Rozdíl v délce výstupného uzlu činil pouze 40 procent chyby, zatímco souhlas ve sklonu k ekliptice byl úplný. Separační rychlost komet měla zřejmě zanedbatelnou složku ve směru kolmém k dráze mateřské komety 1106.
V této fázi analýzy začala práce na formulaci našeho fragmentačního modelu. Nesouhlas mezi dráhovými výstřednostmi komet 1882 a 1965 v r. 1106 vypadá značný pouze v jednotkách obsažené chyby. Dá se snadno vysvětlit štěpením v přísluní s relativní rychlostí pouze 1,7 metru za sekundu, dynamicky zcela akceptovatelnou. Mnohem obtížnější bylo vysvětlit rozdíl ve vzdálenosti přísluní, jenž svědčí o tom, že k dělení muselo dojít nejméně 1 den před anebo po přísluní. Neshoda v argumentu přísluní ukazovala, že bod štěpení musel být od přísluní vzdálen ještě mnohem více, pokud uspokojivé řešení problému vůbec existuje.
Následujícím krokem byla optimalizace řešení problému pomocí metody nejmenších čtverců. Šlo o velmi nesnadný úkol vzhledem k obtížím s konvergencí rovnic a k možné korelaci mezi hledanými parametry, jež v našem případě byly čas štěpení a zbývající složky relativní rychlosti: radiální (ve směru od Slunce) a příčná (v rovině dráhy komety). Tuto nesnáz se podařilo vyřešit pouze za cenu značné spotřeby počítačového času. Na počítači Dell Precision WorkStation 620 s 1GHz mikroprocesorem Pentium III naše výpočty zabraly přes 300 hodin, tedy zhruba dva týdny. Výsledkem bylo překvapující zjištění, že dráhové elementy komety Ikeya-Seki jsou nejlépe vysvětleny modelem, v němž k štěpení komety r. 1106 došlo 18 dní po přísluní a při němž vzniknuvší kometa Ikeya-Seki se oddělila od zbytku jádra (tj. od rodící se komety 1882) rychlostí zhruba 7 metrů za sekundu téměř přesně ve směru od Slunce.
Tento hlavní výsledek naší práce ukazuje, že na rozdíl od štěpení velké komety v r. 1882 a komety Ikeya-Seki v r. 1965, zkoumané dělení komety r. 1106 nemohlo být slapového původu. Náš výsledek je však v souladu se štěpením komety Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2) poté, co prošla těsně kolem Jupitera počátkem července 1992. Rozpad jejího jádra probíhal ve formě postupného drobení, pokračujícího po dobu nejméně 3/4 roku po přiblížení k planetě.
Dlužno podotknout, že náš scénář vzniku komet let 1882 a 1965 nevylučuje štěpení komety r. 1106 v bezprostřední blízkosti přísluní. Jestliže k takovému štěpení skutečně došlo, pak úlomky v tomto procesu vzniknuvší jsou v současné době teprve na cestě k nám; budoucí generace se v tom případě mohou těšit na řadu jasných komet během 21. a 22. století.
2 284 455 návštěv od 1. března 2003
