Koma (astronomie)
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fa/Infrared_Structure_of_Comet_Holmes.jpg/400px-Infrared_Structure_of_Comet_Holmes.jpg)
Koma je plynný obal obklopující jádro komety, který se formuje při výrazně eliptickém oběhu komety konkrétně v době blízkého míjení Slunce. Když se jádro komety přiblíží k Slunci, tak se zahřeje a jednotlivé části sublimují. Tento proces zapříčiňuje „rozmazaný“ vzhled komet pozorovaných teleskopy a odlišuje je od pozorovaných hvězd. Samotné slovo koma pochází z řečtiny „kome“ (κόμη), znamenající „vlasy“ z kterého bylo později odvozeno slovo cometa (latina) v češtině zastarale vlasatice. Koma je obecně tvořeno ledem a prachovými částicemi z komety. Voda převládá téměř 90% těkavých látek, které vystupují z jádra komety v době, kdy je kometa v přibližné vzdálenosti 3 – 4 AU od Slunce. Molekuly vody (H2O) jsou rozkládány především vlivem fotodisociace a v menší míře vlivem fotoionizace. Vzhledem k fotochemii, nehraje solární vítr velkou roli v destrukci vodních molekul. Větší prachové částice poměrně stabilně kopírují oběžnou dráhu komety, zatímco menší prachové částice jsou tlačeny vlivem radiačního záření do zadní části, dále od Slunce a tvoří ohon komety. Výzkumníci a astronomové vydali 11. srpna studie, ve kterých byl poprvé použit radiový teleskop ALMA, který detailně pozoroval rozložení HCN, HNC, formaldehydu a také prachu uvnitř plynných obalů komet C/2012 F6 (Lemmon) a C/2012 S1 (ISON). Druhého června 2015 oznámila NASA, že spektrograf ALICE na sondě Rosetta studující kometu 67P/Čurjumov-Gerasimenko determinoval přítomnost elektronů (ve vzdálenosti 1 km od jádra komety) produkovaných vlivem fotoionizace, radiací ze Slunce na molekuly vody. Původní předpoklad počítal s přítomností fotonů, degradací molekul vody a oxidu uhličitého uvolněných z jádra komety do oblasti obklopujícího koma.
Velikost
Koma se typicky objevují a narůstají s blízkostí komety ke Slunci a mohou dorůstat i do velikosti průměru planety Jupiter a to i přes velmi nízkou hustotu. Jeden měsíc po vyvrhnutí materiálu měla na krátkou dobu v říjnu 2007 kometa 17P/Holmes obklopující plynný obal větší než je Slunce. Velká kometa z roku 1811 měla také předpokládaný průměr větší než má Slunce. I přes narůstající koma v blízkosti Slunce, se velikost plynného obalu po překročení oběžné dráhy Marsu zmenšuje (přibližně 1,5 AU od Slunce). Na tuto vzdálenost je sluneční vítr dostatečně silný, na to aby rozmetal plyn a prach z koma a tím zvýrazní ohon komety.
Rentgenové záření
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4d/PIA02118.jpg/95px-PIA02118.jpg)
V březnu 1996 byly zaznamenané komety, které emitují rentgenové záření. Zjištění překvapilo výzkumníky, protože rentgenové záření obvykle vydávají zdroje o vysokých teplotách. Je předpokládáno, že rentgenové záření je generováno interakcí mezi kometami a solárním větrem. Zdrojem rentgenové záření, tak má být proces při, kterém vysoce nabité ionty prolétají skrz plynný obal komety a srážejí se s molekulami a atomy komety. V průběhu se „odtrhávají“ jednotlivě, nebo i více elektronů od komety. Tento proces vede k emisi rentgenového záření a také ultrafialového záření ve formě fotonů.
Pozorování
Při pozorování teleskopem z povrchu Země a za využití správné techniky může být vypočítána velikost koma obklopující kometu. Konkrétní metoda, nazývána driftová, nebo také proudová („drift“ v anglickém jazyce), spočívá v nastavení teleskopu ve stálé pozici a měření času za který viditelné těleso přejde přes rám viditelného pole. Tento změřený čas se vynásobí kosinusem deklinace komety a vynásobí se .25, to by se mělo rovnat průměr komety v obloukových minutách. V případě známé vzdálenosti ke kometě může být determinována zdánlivá velikost. V roce 2015 zaznamenal přístroj na měření ALICE na sondě Rosetta od ESA přítomnost prvků vodíku, kyslíku, uhlíku a dusíku v oblasti koma u komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko. ALICE je spektrograf zaměřený na ultrafialové záření a napomohl zjištění, že elektrony vznikající vlivem UV záření se srážely a roztrhávaly molekuly vody a oxidu uhelnatého.
Halo z plynného vodíku
Kosmická sonda OAO-2 objevila na začátku 70. let 20. století velmi velké halo vodíku obklopující některé komety. Vesmírná sonda Giotto detekovala vodíkové ionty na vzdálenost 7,8 milionů km daleko od Halleyovy komety při jejím průletu v roce 1986. Halo z plynného vodíku bylo zaznamenáno o patnáctkrát větším průměru, než má Slunce (20 milionů km). Tento poznatek podpořil volbu pro zkoumání za využití sondy Pioneer od Venuše na danou kometu.[ujasnit] Během mise bylo zjištěno, že kometa uvolňuje do okolí 12 tun vody za sekundu. Dříve nebyl tento plynný vodík nebyl zaznamenán proto, že při pozorování ze Země je atmosféra pro tyto konkrétní vlnové délky neprostupná.
Způsob, jakým jsou molekuly vody rozloženy na vodík a kyslík, byl studován přístroji ALICE na sondě Rosetta kolem komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko v letech 2014–2016: nejdříve foton UV záření ze Slunce zasáhne molekulu vody v oblasti komy a ionizuje jí. takto emitovaný elektron dále zasáhne další molekulu vody a rozloží jí na dva atomy vodíku a jeden atom kyslíku. Při procesu se tyto jednotlivé atomy energeticky nabijí a emitují charakteristické UV vlnové záření, které bylo přístroji ALICE detekované.
Vodíkové plynové halo, třikrát větší než je Slunce, bylo také detekováno přístroji Skylab kolem Kohoutkovy komety v 70. letech 20. století. Observatoř SOHO zaznamenala obal plynného vodíku větší než 1 au kolem komety Hale-Bopp. Voda vycházející z komety je rozložena radiací ze Slunce, dále interaguje s vodíkem a emituje UV záření. Byla zjištěna i plynná hala o velikosti desítek milionů kilometrů. Samotné atomy vodíku jsou velmi lehké a mohou cestovat velmi velké vzdálenosti, než podlehnou ionizaci vlivem záření ze Slunce. Poté jsou obvykle rozmetány slunečním větrem.
Složení
Výzkumná mise Rosetta nalezla přítomnost oxidu uhelnatého, oxidu uhličitého, amoniak, metan a metanol v oblasti koma u komety 67P, stejně tak přítomnost malého množství formaldehydu, sirovodíku a kyanovodíku, oxidu siřičitého, sulfidu uhličitého. Největší naměřené množství u plynného obalu komety 67P bylo vody, kyslíku, oxidu uhličitého a oxidu uhelnatého. Poměr mezi kyslíkem a vodou vycházející z komety zůstával stejný po dobu několika měsíců.
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f3/PIA20119-CometChristensen-C2006W3-CO2-WISE-20100420.jpg/220px-PIA20119-CometChristensen-C2006W3-CO2-WISE-20100420.jpg)
Reference
V tomto článku byl použit překlad textu z článku Coma (cometary) na anglické Wikipedii.
Externí odkazy
Obrázky, zvuky či videa k tématu Koma na Wikimedia Commons
Média použitá na této stránce
NASA's Spitzer Space Telescope captured the picture on the left of comet Holmes in March 2008, five months after the comet suddenly erupted and brightened a millionfold overnight. The contrast of the picture has been enhanced on the right to show the anatomy of the comet.
Every six years, comet 17P/Holmes speeds away from Jupiter and heads inward toward the sun, traveling the same route typically without incident. However, twice in the last 116 years, in November 1892 and October 2007, comet Holmes mysteriously exploded as it approached the asteroid belt. Astronomers still do not know the cause of these eruptions.
Spitzer's infrared picture at left reveals fine dust particles that make up the outer shell, or coma, of the comet. The nucleus of the comet is within the bright whitish spot in the center, while the yellow area shows solid particles that were blown from the comet in the explosion. The comet is headed away from the sun, which lies beyond the right-hand side of the picture.
The contrast-enhanced picture on the right shows the comet's outer shell, and strange filaments, or streamers, of dust. The streamers and shell are a yet another mystery surrounding comet Holmes. Scientists had initially suspected that the streamers were small dust particles ejected from fragments of the nucleus, or from hyerpactive jets on the nucleus, during the October 2007 explosion. If so, both the streamers and the shell should have shifted their orientation as the comet followed its orbit around the sun. Radiation pressure from the sun should have swept the material back and away from it. But pictures of comet Holmes taken by Spitzer over time show the streamers and shell in the same configuration, and not pointing away from the sun. The observations have left astronomers stumped.
The horizontal line seen in the contrast-enhanced picture is a trail of debris that travels along with the comet in its orbit.
The Spitzer picture was taken with the spacecraft's multiband imaging photometer at an infrared wavelength of 24 microns.(c) Peter albrecht na projektu Wikipedie v jazyce angličtina, CC BY 3.0
Comet 17P/Holmes, 0800 UT October 30, 2007.
Location: Costa Mesa, California
Instrument: Vixen ED80Sf, 80mm f/7.5
Camera: Meade DSI I.
This false-color image shows comet Tempel 1 as seen by Chandra X-ray Observatory on June 30, 2005, Universal Time. The comet was bright and condensed. The X-rays observed from comets are caused by an interaction between highly charged oxygen in the solar wind and neutral gases from the comet.
The observatory detected X-rays with an energy of 0.3 to 1.0 kilo electron Volts. The bulk of the X-rays were between 0.5 and 0.7 kilo electron Volts.
Chandra will observe the comet for 18 hours during and after the time when NASA's Deep Impact impactor probe collides with Tempel 1 at 10:52 p.m. Pacific time, July 3 (1:52 a.m. Eastern time, July 4). The material ejected from the crater could cause the interaction region, and thus the X-ray emission, to move toward the Sun.PIA20119: Comet Christensen Has Carbon Gas
http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA20119
An expanded view of comet C/2006 W3 (Christensen) is shown here. The WISE spacecraft observed this comet on April 20th, 2010 as it traveled through the constellation Sagittarius. Comet Christensen was nearly 370 million miles (600 million kilometers) from Earth at the time.
The extent of the dust, about a tenth of a degree across in this image, is about 2/3rds the diameter of the sun.
The red contours show the signal from the gas emission observed by the WISE spacecraft in the 4.6 micron wavelength channel, which contains carbon monoxide (CO) and carbon dioxide (CO2) emission lines. The strength of the 4.6 micron signal indicates over half a metric ton per second of CO or CO2 was emitted from this comet at the time of the observations.
The WISE spacecraft was put into hibernation in 2011 upon completing its goal of surveying the entire sky in infrared light. WISE cataloged three quarters of a billion objects, including asteroids, stars and galaxies. In August 2013, NASA decided to reinstate the spacecraft on a mission to find and characterize more asteroids.
JPL manages NEOWISE for NASA's Science Mission Directorate at the agency's headquarters in Washington. The Space Dynamics Laboratory in Logan, Utah, built the science instrument. Ball Aerospace & Technologies Corp. of Boulder, Colorado, built the spacecraft. Science operations and data processing take place at the Infrared Processing and Analysis Center at the California Institute of Technology in Pasadena. Caltech manages JPL for NASA.
More information is online at http://www.nasa.gov/wise, http://wise.astro.ucla.edu and http://www.jpl.nasa.gov/wise.