Fyzika Sluneční soustavy 04 Malá tělesa Sluneční soustavy Pavel Gabzdyl

Fyzika Sluneční soustavy 04 Malá tělesa Sluneční soustavy Pavel Gabzdyl 1. hodina - Objevy planetek - Skupiny planetek (hlavní pás a Trojané) - Kirkwoodovy mezery a rodiny planetek - Klasifikace planetek podle spektra - Vznik a vývoj planetek (binární planetky, rubble-pile) - Kolik je planetek? 2. hodina - Transneptunská tělesa (Kentauři, KBO, plutina atd.) - Komety (vznik, specifikace drah, složení, významní zástupci) - Pozorování planetek (objevy, fotometrie, zákryty hvězd planetkami) - Přehled výzkumu planetek a komet pomocí kosmických sond

1766, 1784: Titius-Bodeovo pravidlo a = 0,4 + 0,3 x 2 n planeta n a (AU) - TB a (AU) - realita Merkur - 0,4 0,39 Venuše 0 0,7 0,72 Země 1 1,0 1,00 Mars 2 1,60 1,52? 3 2,80 - Jupiter 4 5,20 5,20 Saturn 5 10,0 9,54 Uran (1781) 6 19,6 19,19

Ceres a další - (1. ledna. 1801) Giuseppe Piazzi: Ceres Původní pojmenování nové planety znělo Ceres Fernandea. První část jména pochází od antické bohyně úrody a patronky Sicílie, druhou část Piazzi přidal na počest Ferdinanda IV., který astronoma podporoval. Záhy po zavedení názvu se však druhá část jména přestala používat. - (28. března 1802) Heinrich Wilhelm Olbers: Pallas - (září 1804) Karl Ludwig Harding: Juno - (březen 1807) Heinrich Wilhelm Olbers: Vesta

Počet objevovaných planetek číslo rok jméno 1 1801 Ceres 100 1868 Hekate 1 000 1924 Piazzia 2 000 1977 Herschel 5 000 1991 IAU 10 000 1999 Myriostos 20 000 2001 Varuna 100 000 2007 Astronautica 1998 LINEAR 1891 fotografický program 1984 CCD Spacewatch

Populace planetek Ve Sluneční soustavě rozlišujeme desítky populací planetek. Jednotlivé skupiny se obvykle označují podle prvního objeveného zástupce: např. skupina Aten podle planetky (2062) Aten, Hungaria podle (434) Hungaria nebo Hilda podle (153) Hilda apod. Jsou zde však i výjimky: např. hlavní pás planetek, Trojané, Kentauři apod. Vzhledem k drahám jednotlivých skupin planetek je můžeme roztřídit podle toho, zda jejich dráhy: (a) leží v blízkosti dráhy Země, (b) leží v blízkosti dráhy Marsu, (c) gravitačně souvisí s Jupiterem, (d) leží za dráhou Jupiteru a (e) leží za dráhou Neptunu. Každá z těchto kategorií má celou řadu podskupin.

Významné skupiny planetek 1. Blízkozemní planetky 2. Planetky hlavního pásu 3. Planetky na dráze Jupiteru - Trojané a Řekové 4. Planetky za dráhou Jupiteru - Kentauři 5. Transneptunská tělesa - objekty Edgeworthova-Kuiperova disku - objekty rozptýleného disku - objekty Oortova oblaku

Blízkozemní planetky (Near Earth Asteroids NEAs) Jsou podskupinou blízkozemních těles (Near Earth objects NEOs), jejichž perihel (bod dráhy nejblíže Slunci), se nachází ve vzdálenosti méně jak 1,3 AU od Slunce. Zpravidla se jedná o velmi malé objekty, které dlouho unikaly pozornosti astronomů. První dvě blízkozemní tělesa (planetky Amor a Apollo) byly objeveny až v roce 1932. Většina z nich pochází z hlavního pásu, zbytek KBO a Oortův oblak. Odhad celkového množství: 500 až 1000 objektů s průměrem nad 1 km. Tělesa s průměrem nad 1 km jsou už známa téměř všechna. Co se týče těles o velikosti nad 140 m (tak velká tělesa jistě přežijí průlet atmosférou), známe necelé procento z jejich celkového počtu. Dále se dělí na: planetky typu Apollo planetky typu Amor planetky typu Aten

Blízkozemní planetky První objev: 13. 8. 1898, Carl Gustav Witt: (433) Eros Největší známý objekt: (1036) Ganymed; 31,7 km Perihel: 0,983 a6 1,3 AU Pozorované množství: 9 590 Obrázek: Petr Scheirich 3 AU 450 000 000 km

Blízkozemní planetky typu Apollo Není třeba znát jde o doplňující materiál. mají a větší než 1 AU a q menší než 1,0167 AU a velká poloosa q vzdálenost v perihelu Q vzdálenost v afelu Země: q 0,9833 AU Q 1,0167 AU S q < 1,0167 AU stav k 8. 3. 2015: 6 059 planetek typu Apollo aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/unusual.html

Blízkozemní planetky typu Amor Není třeba znát jde o doplňující materiál. Jejich dráha se z vnější strany těsně přibližuje k dráze Země, ale nekříží ji. a > 1 AU; q od 1,0167 AU do 1,3 AU a velká poloosa q vzdálenost v perihelu Q vzdálenost v afelu Země: q 0,9833 AU Q 1,0167 AU Q > 0,1,0167 AU S q od 0,0167 AU do 1,3 AU stav k 5. 3. 2015: 5 256 planetek typu Amor aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/unusual.html

Blízkozemní planetky typu Aten Není třeba znát jde o doplňující materiál. mají a menší než 1 AU a Q větší než 0,9833 AU a velká poloosa q vzdálenost v perihelu Q vzdálenost v afelu Země: q 0,9833 AU Q 1,0167 AU Q > 0,9833 AU S stav k 8. 3. 2015: 919 planetek typu Aten aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/unusual.html

Blízkozemní planetky typu Aten Není třeba znát jde o doplňující materiál. zvláštní podskupina: Planetky typu Apohele (Interior-Earth Objects) mají q i Q < 0,9833 AU (velmi špatná detekce) a velká poloosa q vzdálenost v perihelu Q vzdálenost v afelu Země: q 0,9833 AU Q 1,0167 AU S stav k 18. 3. 2013: 12 planetek typu Apohele aktuální počty: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/unusual.html

PHA Potencially hazardous asteroids Jedná se o skupinu planetek, které jsou větší než 100 metrů a přibližují se k Zemi na vzdálenost menší než 0,05 AU (asi 7,5 milionu km). Zatím neznáme žádnou z těchto planetek, která by byla na kolizním kurzu se Zemí. Aktuální počet PHA je 1 559 (http://www.spaceweather.com/). Dosud nejtěsnější přiblížení se odehrálo 15. února 2013, kdy planetka 2012 DA 14 proletěla kolem Země ve vzdálenosti 34 100 km. Velikost této planetky se odhaduje na 40 x 20 metrů. Na obrázku je sekvence radarových snímků 2012 DA 14 z observatoře Goldstone.

Nejtěsnější přiblížení tečné bolidy 10. srpna 1972 nad státem Utah v USA proletělo tečně zemskou atmosférou těleso o velikosti asi 3 metry ve výšce 57 km nad povrchem.

Návštěva blízkozemní planetky (433) Eros Rozměry 34,4 11,2 11,2 km, rotace: 5 hod 16 min V roce 2000 planetku navštívila sonda NEAR Shoemaker (obrázek zachycuje přibližování k planetce z 29 000 na 2 025 km) Foto: NASA

Vybrané parametry planetky Eros: gravitační zrychlení na Erosu: od 0,0023 do 0,0056 m/s² (68 kg = 16 37 g) úniková rychlost: 10 m/s teplota: +100 C / 170 C Foto: NASA

Krátery na planetce Eros: největší kráter: Psyche (průměr 5,5 km) ještě větší kráter? sedlová deprese (průměr 10 km) Psyche Foto: NASA Foto: NASA

Prach na planetce Eros: V mnoha případech jsou krátery vyplněny jemným prachem. Tyto až několik metrů mocné vrstvy regolitu patrně vznikly při sesuvech vyvolaných četnými seismickými otřesy, které způsobily dopady meteoroidů. Vzhledem k malým rozměrům planetek mohou otřesy vyvolat dopady i jen metrových těles. Při impaktech se do prostoru dostal prach a úlomky hornin, které v průběhu několika hodin až týdnů dopadaly zpět na povrch planetky. Na většině planetek se tedy vytvořila vrstva jemného prachu, která nám zahaluje jejich skutečný skalnatý podklad.

Balvany 30 až 100 metrů: Doporučené čtení: časopis Science, vol. 289, 22. September 2000

Hlavní pás planetek První objev: 1. 1. 1801, Piazzi: (1) Ceres Největší známý objekt: (1) Ceres, 975 km Velká poloosa: 2,06 až 3,27 AU Pozorované množství: 436 598 Obrázek: Petr Scheirich 5 AU 780 000 000 km

Kirkwoodovy mezery Rozložení počtu planetek v hlavním pásu s jejich rostoucí hlavní poloosou není rovnoměrné, ale vykazuje několik výrazných poklesů mezer. Na tyto oblasti připomínající mezery v Saturnových prstencích upozornil již v roce 1886 americký astronom Daniel Kirkwood (1814 1895). Absence planetek v těchto oblastech je způsobena především gravitačním působením Jupiteru pokud jsou oběžné doby planetek v poměru celých čísel k oběžné době Jupitera, dochází k rezonancím. Potom dojde ke zvětšení excentricity (nedojde přitom ke změně velké poloosy a podle 3. Keplerova zákona se tedy nezmění ani oběžná perioda, těleso tedy stále zůstává v rezonanci). Změna excentricity způsobí, že 97 % takových těles končí srážkou se Sluncem.

Rodiny planetek V roce 1918 japonský astronom Kiyotsugu Hirayama rozlišil v rámci hlavního pásu rodiny planetek. Jedná se o skupiny planetek, které mají podobnou vzdálenost od Slunce, sklon dráhy, výstřednost i oběžnou dobu. Rodiny planetek vznikly při srážkách, při kterých se mateřská tělesa rozbila na řadu menších fragmentů. Statistické zpracování drah planetek ukazuje, že více než 1/3 známých planetek je součástí nějaké rodiny! V současnosti je známo už přes 100 rodin, z nichž některé (např. rodina Flora nebo Themis) mají více než 500 členů.

Rodiny planetek

Rodina planetek Baptistina (2008): Wiliam Bottke, David Nesvorný a David Vokrouhlický dráhy planetek rodiny Baptistina před 160 Ma srážka planetky 60 km a 170 km 300 těles > 10 km 140 000 těles > 1 km 20 % ve vnitřní části Sluneční soustavy 2 % křižovala dráhu Země 90 % pravděpodobnost Chicxulub 70 % pravděpodobnost Tycho Baptistina: uhlíkaté chondrity (Cr) sedimenty (vysoká koncentrace Cr)

Spektrální typy typ C (z angl. carbonaceous = uhlíkatý), asi 75 % známých planetek. Albedo od 0,04 do 0,06 což je zhruba o polovinu méně než albedo měsíčních moří. Jedná se tedy o tělesa s velmi tmavým povrchem. Chemické složení planetek typu C je až na těkavé látky jako vodík a hélium podobné slunečnímu. Představiteli typu C jsou (253) Mathilde nebo (2) Pallas. typ S (z angl. stony = kamenný), zahrnuje zhruba 17 % celkového počtu známých planetek. Albedo od 0,10 až do 0,25. Spektrum kamenných planetek indikuje směs niklového železa s železnatými a hořečnatými křemičitany (především pyroxenem a olivínem). Jsou pokládány za zdrojová tělesa obyčejných chondritů nejrozšířenější skupiny pozemských meteoritů. typ M (z angl. metallic = kovový). Planetky typu M jsou jasné (albedo 0,10 až 0,18). Převážně jsou tvořeny niklovým železem, které nejspíš pochází z materiálu jádra diferencovaného tělesa. Největším představitelem typu M je planetka (16) Psyche o rozměrech 240 185 145 km. typ U (z angl. unclassified = nezařazený). Několik málo planetek, které se svým spektrem nepodobají žádné z předchozích skupin jsou zahrnovány mezi zvláštní skupinu U. Typickým představitelem této skupiny je planetka (4) Vesta.

Hmotnosti planetek Převážná část celkové hmoty hlavního pásu je soustředěna do několika největších těles: Planetka Ceres v sobě zahrnuje 32 % celkové hmoty, Vesta 9 %, Pallas 7 % a Hygiea 3 %, což dohromady představuje 51 % celkové hmotnosti hlavního pásu! Hmotnost všech těles hlavního pásu dohromady představuje pouze necelých 5 % hmotnosti Měsíce.

Velikosti planetek a kometárních jader

Planetka (21) Lutetia (Rosetta 7/2010)

4 Vesta 1994 Objev kráteru pomocí HST Impaktní kráter Rheasilvia poblíž jižního pólu planetky má průměr 460 km a z 13km hlubokého dna se nad okolní terén zvedá středový vrchol s výškou až 23 km. 2011 až 2012 výzkum sondou Dawn Credit: NASA Vesta, Pallas a Ceres jsou možná jediné přeživší zárodky planet. Čím menší je planetka, tím větší je počet impaktorů, které ji dokážou rozbít. A vzhledem k tomu, že menších impaktorů je podstatně víc, mají také menší tělesa horší šanci na přežití. Současný spodní limit velikosti planetek, které nemají potenciální impaktory, je asi 400 km.

Binární planetky Dactyl 1,6 1,2 km Ida 54 24 15 km Galileo, srpen 1993: první objev satelitu planetky

Zákryt binární planetky (90) Antiope, 19. 7. 2011

Binární planetky 1977 První objev binární planetky se možná podařil při sledování zákrytu hvězdy planetkou 6 Hebe. Jeden z pozorovatelů (Paul Maley)tehdy sledoval 800 km severně od ostatních 0,5 sekundy dlouhé pohasnutí. Existence tohoto tělesa však dosud není prokázána. 1999 První objev binární planetky (45 Eugenia) pomocí adaptivní optiky (3,6 m Kanadsko-francouzský dalekohled). 2000 První objev binární planetky (185851) 2000 DP 107 pomocí radarové techniky (radioteleskop Arecibo). 2005 Objev trojité planetky Franckem Marchisem planetky 87 Sylvia (měsíce Romulus a Remus) Umělecká představa systému planetky 87 Sylvia (credit: ESO)

Binární planetky K březnu 2015 bylo objeveno již přes 200 měsíčků planetek. Předpokládá se, že až 15 % planetek hlavního pásu s průměry menšími než 100 km má svůj měsíc. Podobné zastoupení se předpokládá i u binárů Kupierova pásu, kde je známo asi 70 binárů. V případě Kupierova pásu se uvažuje, že binární systémy jsou pozůstatkem původních skupin z dob formování Sluneční soustavy. Binární planetky spadají do dvou skupin: a) Primární planetky jsou menší než 10 km (většina) b) Primární planetky jsou mnohem větší než 10 km(menšina) Obrázek: binární planetka (90) Antiope: objev bináru 10. 8. 2000 (Keckův dalekohled), oba fragmenty mají průměr 86 km, vzdálenost: 60 km, rotační perioda: 16,5 hodin Aktuální počet binárních planetek nejen hlavního pásu najdete na: http://www.johnstonsarchive.net/astro/asteroidmoons.html.

Vznik binárních planetek Vznik binárních planetek záchytem těsně prolétajícího tělesa je téměř vyloučený: při průletu těles kolem planetek se totiž jen v malé míře uplatňuje slapové brzdění planetkou, díky kterému by prolétající planetka ztratila část své kinetické energie a zůstala by zachycena planetkou jako satelit. Pokud totiž prolétající těleso neztratí část své kinetické energie, musí díky zákonu zachování energie odletět stejnou rychlostí, jakou k planetce přiletělo. Jako možné scénáře vzniku binárů se uvažují: a) fragmentování vzájemnými srážkami, b) fragmentování vlivem slapových sil, c) Yarkovského efekt (viz níže) V současnosti se jako jeden z možných scénářů vzniku binárních planetek uvažuje urychlování jejich rotace působením slunečního záření (Yarkovského efekt), díky kterému může docházet k odtrhování materiálu z rovníkových oblastí planetek. Odtržený materiál se přitom nemusel vymanit z gravitačního zajetí planetek a obíhá v podobě satelitů.

Rubble-piles Většina planetek větších než zhruba 100 200 m je považována za shluky balvanů (v anglickém jazyce se pro ně vžilo označení rubble piles ), které drží pohromadě pouze slabou gravitací. Taková tělesa mohou být těsnými průlety nebo jinými mechanismy (předpokládá se i vliv slunečního záření) snadno dezintegrována a mohou vytvořit dvojnásobné nebo vícenásobné systémy. Důkazy: 1.hustota: Změny směru letu sondy NEAR Shoemaker okolo planetky (253) Mathilde umožnily odvodit průměrnou hustotu planetky na 1,3 g. cm -3. Spektrální analýza povrchu planetky: materiál podobný chondritickým uhlíkatým meteoritům (hustota ~ 2,1 g. cm -3 ). 2.závislost rotace na průměru: odstředivé zrychlení na povrchu musí být menší (nebo rovno)gravitační síle, jinak se planetka rozletí na kusy. Většina planetek má nižší rotaci. Aby mohly rotovat rychleji, musely by být celistvé a to nejsou. 3.relativní velikost impaktních kráterů: ve vztahu k rozměrům planetek jsou některé krátery tak velké, že pokud by tyto planetky byly celistvými objekty, musely by být impaktem podobného rozsahu roztrhány na kusy.

Rubble-piles Mathilde (66 48 46 km) Krátery Karoo a Ishikari (33,4 a 29,3 km) Phobos (22 km) kráter Stickney (9 km)

Rubble piles: (25143) Itokawa 80 m 540 m

Vznik planetek hlavního pásu Formování Jupiteru v počátcích Sluneční soustavy přerušilo shlukování materiálu mezi mezi Jupiterem a Marsem. Díky rezonancím měnily planetesimály své původně kruhové dráhy na silně výstřední. Namísto aby se planetesimály na podobných kruhových drahách spojovaly do větších protoplanet, srážely se velkými rychlostmi. Jupiter zabránil ve vzniku chybějící planetě. Vlivem Jupiteru bylo z hlavního pásu planetek vymeteno až 99,9% původního materiálu, což podle odhadů představuje až několikanásobek hmotnosti Země.

Planetky: chaos nebo pořádek?

Kolik je planetek? Předpokládá se, že v hlavním pásu se vyskytuje 1,1 až 1,9 milionů těles s velikostí větší než 1 km. Koncentrace těles i v těch nejhustších částech hlavního pásu planetek je malá: Průměrná vzdálenost planetek o průměru 1 km se pohybuje kolem jednoho milionu kilometru čili více než dvojnásobek vzdálenosti Země Měsíc. Srážky těles v hlavním pásu nejsou časté: Dochází k nim během x0 až x000 Ma. datum celkem očíslovaných 2 opozice 1 opozice pojmenovaných 5. 1. 2015 670 444 422 636 133 008 114 800 19 044 Planetky hlavního pásu nejsou soustředěny pouze v rovině ekliptiky. Sklon jejich oběžné dráhy dosahuje více než 20, takže hlavní pás má spíše tvar koblihy. aktuální statisitka: http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/archivestatistics.html

Trojané Jupiteru První objev: 1906, Wolfi: (588) Achilles Trojané: L 5 Největší známý objekt: (624) Hektor, 370 195 km Velká poloosa: 5,2 AU Pozorované množství: 5 797 Další dělení: Řekové: L 4 (60 před Jupiterem) Trojané: L 5 (60 za Jupiterem) Pozn. Existují i Trojané Marsu L 4 (1), L 5 (3)a Neptunu L 4 (6), L 5 (1) Řekové: L 4 Obrázek: Petr Scheirich 5 AU 780 000 000 km

Kentauři 1977 objevil Ch. Kowal plan. (2060) Chiron, která později (1989) jevila kom. aktivitu Kentaur: něco mezi člověkem a koněm, něco mezi planetkou a kometou Kentauři se na své dráhy dostali vlivem blízkých setkání s velkými planetami Spektrální charakteristika rozlišuje dvě skupiny Kentaurů: červené, např. (5145) Pholus / modré, např. (2060) Chiron Saturnův měsíc Phoebe je pravděpodobně zachyceným Kentaurem

Kentauři První objev: 31. 10. 1920, Baade: (944) Hidalgo Největší známý objekt: (10199) Chariklo, 259 km (objev prstence v roce 2014) Velká poloosa: 5,5 až 30,1 AU (definice JPL) Pozorované množství: 252 Aktuální počet na: http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnos.html Obrázek: Petr Scheirich

Transneptunská tělesa

Objekty rozptýleného disku (Scattered Disc Objects) První objev: 15. 10. 1995, Arianna Gleason: (48639) 1995 TL 8 Největší známý objekt: (136199) Eris, D = 2326 km Velká poloosa: 30 až 500 AU Pozorované množství: 253 (včetně Kentaurů) Kentauři i SDO mají původ v Kuiperově pásu (dráhy Kentaurů jsou protaženy působením velkých planet směrem ke Slunci, dráhy SDO jsou protaženy působením velkých planet daleko od Slunce). Perihela SDO se nacházejí ve vzdálenosti Neptunu nebo mezi velkými planetami, afélia sahají za 100 AU. Obrázek: Petr Scheirich

Objekty rozptýleného disku (Scattered Disc Objects) První objev: 15. 10. 1995, Arianna Gleason: (48639) 1995 TL 8 Největší známý objekt: (136199) Eris, D = 2326 km Velká poloosa: 30 až 500 AU Pozorované množství: 253 (včetně Kentaurů)

Trpasličí planeta Sedna a osamocené objekty objev 14. 11. 2003 Sedna je eskymácká bohyně moří, žijící podle pověsti hluboko v Arktickém oceánu e = 0,855! afelium 976 AU perihelium 76 AU (rok 2076) průměr (1180 1800 km) sklon (12 ) desátá planeta? SDO? osamocený objekt! dráha Neptunu dráha Sedny

Kuiperův pás (disk) V roce 1943 a 1949 publikoval irský astronom, ekonom a inženýr Kenneth Edgeworth práce, podle kterých by se měl za dráhou Neptunu po vzniku Sluneční soustavy vyvinout oblak těles. Nezávisle na těchto pracích publikoval podobnou hypotézu v roce 1951 astronom Gerard Kuiper. Z toho důvodu se skupina těles za dráhou Neptunu někdy označuje jako Edgeworth-Kuiperův disk. Edgeworth-Kuiperův disk je vymezen dráhou Neptunu (30 AU) až do vzdálenosti zhruba 55 AU od Slunce. Kuiperův pás je 20krát širší a až 200krát hmotnější než hlavní pás planetek. Asi 70 000 objektů s průměrem přes 100 km. V roce 2010 byl pomocí Fine Guidance Sensor na HST objeven KBO o D 900 m!

Populace objektů Kuiperova pásu Není třeba znát jde o doplňující materiál. 1. Klasické objekty Kuiperova pásu Cubewanos 2. Rezonantní s Neptunem (Plutinos, Twotinos atd.) Tělesa jsou v rezonantích oblastech polapena Neptunem už od dob formování Sluneční soustavy. Poměr oběžných dob s Neptunem jsou takové, že nemůže dojít k jejich vzájemnému blízkému přiblížení. Pokud by k přiblížení došlo, byla by tato tělesa z rezonantních oblastí vymetena.

Cubewanos (Klasické KBO) První objev: 30. 8. 1992, David Jewitt, Jane Luu (15760) 1992 QB 1 Největší známý objekt: (136472) Makemake ~1900 km Velká poloosa: 40 50 AU nekříží dráhu Neptunu Pozorované množství: 1 476 celkem KBO Obrázek: Petr Scheirich

Plutinos (rezonantní 2:3 k Neptunu) První objev: 18. 2. 1930, C. Tombaugh Pluto Největší známý objekt: Pluto, D=2320 km Velká poloosa: 39,5 AU (kříží dráhu Neptunu) Pozorované množství: 243 Obrázek: Petr Scheirich

Velikosti transneptunských těles Pluto (KBO) Dysmonia Makemake (KBO) Eris (SDO) Hi aka Namaka Sedna (DO) Haumea (KBO) Orcus (KBO) Ixion (KBO) Vanth Varuna (KBO) Quaoar (KBO) Weywot 2002 TC 302 (KBO) 2000 km

Komety: co jsou zač? Průměrné albedo jader komet: 0,04 Průměrná velikost: 15 km Největší kometou je Kentaur 995 SN 55 (~300 km) Jádro se skládá především z vodního ledu, tuhého oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dalších zmrzlých plynů a prachu. Koma obsahuje např. molekuly vody, oxid uhličitý a uhelnatý, čpavek, metan atd.

Sondami navštívená jádra komet 9P/Tempel 7,6 x 4,9 km Deep Impact, 2005 19P/Borrelly 8 x 4 km Deep Space 1, 2001 1P/Halley 16 x 8 x 8 km Giotto, 1986 81P/Wild 5,5 x 4 x 3,3 km Stardust, 2004

Jádro komety 103P/Hartley 2 ze sondy Deep Impact Dne 4. 11. 2010 proletěla sonda asi 700 km od jádra komety rychlostí 12,3 km/s.

Jádro komety 67P/Churyumov-Gerasimenko V srpnu 2014 začala kometu zkoumat sonda Rosetta a v listopadu 2014 na ni přistálo pouzdro Philae.

Typy komet a jejich značení: P/ periodické komety Většinou jde o komety s oběžnou dobou pod 200 let. Některé prameny ovšem do této kategorie řadí i komety s periodou nad 200 let. C/ neperiodické komety X/ komety s neurčitelnou dráhou D/ ztracené nebo zničené komety A/ planetky chybně určené jako komety Foto komety Hale Bopp C/1995 O1 (8. dubna 1997): Miroslav Druckmüller

Chvosty komety Plazmový chvost: Je složen převážně z plynů, je úzký, přímý a mívá namodralou barvu. Září převážně díky ionizací. Míří vždy od Slunce, protože v případě částic o velikostech kolem 10-7 m převládá tlak záření nad gravitací. plazmový chvost Prachový chvost: Vzhledem k tomu, že v případě velikosti těchto částic převládá gravitace nad tlakem záření, nesměřují prachové chvosty přímo od Slunce, ale částečně sledují dráhu komety. prachový chvost Kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) z 8. dubna 1997. Foto: Miroslav Druckmüller.

Anomální chvost (protichvost) Je viditelný v době, kdy Země prochází blízko oběžné roviny komety. Země dráha komety Slunce prachový chvost Kometa C/2004 Q2 Machholz (7. 1. 2005) Foto: Stefan Seip plazmový chvost

Anomální chvost (protichvost) Foto komety C/2007 N3 Lulin (5. února 2007): Michael Jacger

Dráhy komet Po eliptických drahách 40 %: a) z toho 16 % jsou dlouhoperiodické: (oběžné doby nad 200 roků, původ v Oortově oblaku) b) z toho 24 % jsou krátkoperiodické: (oběžné doby pod 200 roků, jejich dráhy mají nízké sklony k ekliptice, většinou jsou prográdní, perihelia a afelia leží v blízkosti roviny ekliptiky) i. Jupiterova rodina (< 20 roků) (jsou zachycené převážně Jupiterem z SDO) ii. Halleyova rodina (> 20 roků, < 200 roků) (jsou zachycené velkými planetami z Oortova oblaku) Po parabolických drahách 49 %: Slunce eliptické dráhy parabolické dráhy: Oortův oblak Po hyberbolických drahách 11 %: celkový počet 1292 (http://hypertextbook.com/facts/2009/jeffreyyep.shtml) hyperbolické dráhy: interstelární

Hlavní zásobárna komet Jan Oort v roce 1950 uveřejnil domněnku, že komety jsou umístěny v rozlehlém oblaku na okraji Sluneční soustavy, ve vzdálenostech 50 000 až 150 000 AU. V mračnu kulového tvaru, dnes běžně nazývaném Oortův oblak, by se mělo nacházet na několik bilionů kometárních jader. Jádra sem byla vyhnána na počátku existence Sluneční soustavy, když se utvářely planety. Kometární jádra tu však nejsou uvězněna navždy. Některá se gravitačním působením okolních hvězd dostanou na výstřednou dráhu, mířící ke Slunci.

Nejznámější kometa Jupiterovy rodiny Fragmenty komety P/Shoemaker-Levy 9 dopadaly na Jupitera od 16. do 22. července 1994. Kometa se rozpadla při těsném průletu kolem Jupiteru (7. července 1992) na 21 fragmentů, z nichž největší nepřesahovaly průměr 2 km. Snímek z Hubbleova kosmického dalekohledu ukazuje stopy po dopadech jednotlivých fragmentů. Foto komety ze 17. května 1994 (HST Comet Science Team a NASA)

Sungrazing comets Na snímcích slunečních sond SOHO a STEREO bylo objeveno už 1916 komet, které prolétly nebo zanikly v těsné blízkosti Slunce (perihel je nižší než setina AU). Nejčastěji se jedná o členy Kreutzovy rodiny komet. Jedná se pravděpodobně o potomky jedné velké komety, která se asi před 2 500 lety rozštěpila na mnoho menších komet. Jde většinou o velmi malá tělíska o průměrech desítek metrů a větších. Dvojice komet na záběru z 1. 6. 1998. Jedna z nejproslulějších komet Kreutzovy rodiny: Ikeya-Seki C/1965 S1, která dosáhla 10 mag.

Vizuální pozorování planetek Pohyb planetky (4) Vesta ve dnech 10 až 15 ledna 2009. výška zorného pole: 3 planetka jasnost (4) Vesta 6,5 mag (1) Ceres 7,3 mag (2) Pallas 8,9 mag (532) Herculina 9,0 mag (19) Fortuna 9,1 mag (14) Irene 9,1 mag (6) Hebe 9,2 mag (29) Amphitrite 9,3 mag (40) Harmonia 9,4 mag (39) Laetitia 9,4 mag (15) Eunomia 9,5 mag (42) Isis 9,5 mag (43) Ariadne 9,5 mag (7) Iris 9,5 mag Mapky předpovědi planetek jasnějších 11 mag: http://sajri.astronomy.cz/mapky/mapky.php (Můžete se stát členem tzv. Millenium clubu, což je neoficiální spolek pozorovatelů, kteří již v dalekohledu viděli více než tisíc planetek)

Pozorování zákryty hvězd planetkami Pozorování zákrytů umožňuje: zpřesnění rozměrů planetek odhalení průvodců zjištění tvaru Předpovědi zejména pro Evropu: http://mpocc.astro.cz/

Výzkum komet pomocí sond Není třeba znát jde o doplňující materiál. název sondy datum průzkumu vzdálenost kometa ICE 11. září 1985 7 870 km 21P/Giacobini-Zinner Vega 1 6. března 1986 8 900 km 1P/Halley Vega 2 9. března 1986 8 030 km 1P/Halley Giotto 13. března 1986 596 km 1P/Halley Giotto 10. července 1992 200 km 26P/Grigg-Skjellerup Sakigake 11. února 1996 asi 10 000 km 45P/Honda-Mrkos-Pajdušáková Deep Space 1 17. září 2001 2171 km 19P/Borrelly Stardust 2. ledna 2004 250 km 81P/Wild 2 Deep Impact 4. července 2005 500 km 9P/Tempel 1 Deep Impact 4. listopadu 2010 700 km 103P/Hartley Stardust 15. února 2011 190 km 81P/Wild 2 Rosseta listopad, 2014 povrch 67P/Churyumov-Gerasimenko

Výzkum planetek pomocí sond Není třeba znát jde o doplňující materiál. sonda rozměry Galileo 29.10.1991 průlet 951 Gaspra 18 10,5 8,9 Galileo 28.8.1993 průlet 243 Ida 56 15 Galileo 28.8.1993 průlet Dactyl 1,6 1,2 NEAR 27.6.1997 průlet 253 Mathilde 66 48 46 Deep Space 1 28.6.1999 průlet 9969 Braille 2,2 1 Cassini 23.1.2000 průlet 2685 Masursky 15 20 km NEAR 14.2.2000 přistání 433 Eros 33x13x13 km Stardust 2.11.2002 průlet 5535 Annefrank 6.6 5.0 3.4 km Hayabusa 20.11.2005 přistání 25143 Itokawa 535 294 209 m New Horizons 13.6.2006 průlet 132524 APL 2,3 km Rosetta 5.9.2008 průlet 2867 Šteins 4x5 km Hayabusa 1.6.2010 návrat vzorků 25143 Itokawa 535 294 209 m Rosetta 10.7.2010 průlet 21 Lutetia 120 100 80 km Dawn 14.8.2011 průlet 4 Vesta 578 560 458 km Dawn 2015 průlet 1 Ceres 974 910 km