2P/Encke

Historie
Dráha komety ve Sluneční soustavě
Fyzikální vlastnosti
Jasnost komety
Použité zdroje

Historie

Prvním člověkem, který spatřil kometu Encke, se stal známý astronom Pierre Francois Méchain (kromě Enckeovy komety objevil ještě dalších 6 komet a jednu spoluobjevil). Kometu nalezl v souhvězdí Vodnáře 17.1.1786 jako objekt o jasnosti 5m. Pak byla na dva následující oběhy ztracena. Znovu ji objevila v listopadu roku 1795 Caroline Herschelová, když se nacházela asi 2,5° od jasné hvězdy gamma v souhvězdí Labutě. Poté opět na další dva oběhy vypadla a našel ji až 20.10.1805 Jean Luis Pons v souhvězdí Velké Medvědice, když měla jasnost asi 5,5m. Kromě něj ji nazávisle při tomto průletu objevili také Huth a Bouvard. Při dalších třech návratech (ještě se nevědělo, že je to jedna kometa) nebyla pozorována. Povedlo se to až 27.11.1818 a nalezl ji opět Jean Luis Pons, tentokráte jako objekt jasný 8m nacházející se v souhvězdí Paegas. Teprve až francouzský počtář Johann Franz Encke zjistil, že všechny tyto objevy patří jedné kometě, která byla na jeho počest nazvána kometou Enckeovou a ve 20. století dostala přesné označení 2P/Encke. Johann Franz Encke byl též prvním člověkem, který nalezl tzv. negravitační síly v pohybech komet a to právě u komety 2P/Encke (i když je tehdy považoval za důkaz tzv. éteru). Stejně tak upozornil na to, že její dráha se výrazně přibližuje dráze planety Merkur, což by mohlo vést k určení hmotnosti této planety.

Při dalším návratu v roce 1822 byla již kometa 2P/Encke nalezena podle Enckeovy předpovědi. Přiblížení komety k Zemi v roce 1980 se pak pokusili využít k určení velikosti jádra pomocí radarového odrazu astronomové P. Kamoun, O. Ostrom a D. Campbell. K pozorování použili radioteleskop v Arecibu a ze slabé ozvěny odvodili průměr asi 3 km. Díky velkému šumu však činila chyba +4,5 km a -2,5 km, ale i tak se jednalo o hodnotné meření, které navíc dávalo za pravdu tehdejším odhadům velikosti kometárních jader spočtených nebo zjištěných jinými metodami.

V roce 1966 I. T. Zotkin propočítal dráhu tělesa, které způsobilu Tunguzskou katastrofu a na základdě těchto výpočtů upozornil slovenský astronom Ĺubomír Kresák na dráhovou podobnost s meteorickým rojem beta Taurid, jejichž mateřským tělesem je právě kometa 2P/Encke a že tedy Tunguskou katastrofu mohl způsobit úlomek z Enckeovy komety. Někteří však tento dohad zavrhnuli jako nepravděpodobný a dodnes díky hodně velké nepřesnosti určení dráhy průletu tělesa astmosférou zůstává celá otázka nejasná.

Dráha komety ve Sluneční soustavě

Jedná se o kometu, která má nejkratší periodu- 3,3 let a patří do Jupiterovy rodiny komet. Pochází pravděpodobně z Kuiperova pásu. Dráha je velmi podobná asteroidu (2212) Hephaistos. Tisserandův invariant pro tuto kometu- T = 3.02- se nachází na pomezí mezi kometami a asteroidy (komety mají obecně T < 3, asteroidy T > 3). Drábové elementy jsou uvedeny níže.

          2P/Encke         (2212) Hephaistos
perihel   2003 12 29.880   2004 01 25.190
q         0.338            0.359
Q         4.095            3.972
a         2.217            2.166
e         0.847            0.833
peri.   186.483          208.498
node.   334.592           28.331
incl.    11.768           11.751
P         3.277            3.188

dráha komety 2P/Encke dráha planetky (2212) Hephaistos

Na prvním obrázku je dráha komety 2P/Encke, na druhém asteroidu (2212) Hephaistos. Růžová část drhy se nalézá pod rovinou ekliptiky, modrá naopak nad rovinou. Červeně je dráha Země, šedě dráha Marsu. Obrázky jsou ve stejném měřítku a polohy všech těles se vztahují k 1.1.2000.

Zemské dráze se dráha komety přibližuje relativně blízko- když kometa míří do perihelu, prochází nad zemskou dráhou a minimální vzdálenost činí asi 24 mil. km. Naopak, když kometa míří od perihelu, prochází pod zemskou drahou a minimální vzdálenost činí asi 27 mil. km. Mnohem více se však přibližuje dáze planety Merkur a to díky tomu, že při průchodu perihelem téměř dráhu Merkuru protíná. Minimální vzdálenost obou drah činí asi 10 mil. km. Na své současné dráze pak stráví kometa 2P/Encke více než 400 000 let díky dlouhodobé stabilitě dráhy.

Díky relativní blízkosti dráhy komety dráze Země, je možné pozorovat na obloze několik rojů, které pocházejí z komety 2P/Encke. Roje jsou však dosti slabé, hodně rozptýlené a obsahují střední až velké částice. Nejsilnějšími jsou jižní (mladší) a severní (starší a rozptýlenější) Tauridy s maximálními frekvencemi kolem 5- ti meteorů v hodině a s obdobím aktivity přesahujícím dva měsíce.

Fyzikální vlastnosti

Kometa náleží mezi málo aktivní a to především díky velmi krátké periodě, která má za následek rychlé vyčerpávání těkavých materiálů z jádra. Koma, která s největší pravděpodobností obsahuje více větších částic oproti částicím menším, bývá poměrně rozsáhlá, ale oproti jiným periodickým kometám s poměrně nízkou plošnou jasností. Její průměr se při některých návratech odhaduje až na 250 000 km. Ohon bývá pozorován jen velmi zřídka a je dosti krátký, řádově pouze v milionech kilometrů.

Díky své nízké aktivitě je možné ve větších heliocentrických vzdálenostech pozorovat samotné jádro- tedy neobklopené komou. Pro určení jeho průměru je však nutné použít nepřímé metody, protože vzhledem k malé velikosti zůstává vlastní jádro pod rozlišovací schopností současné techniky. Albedo, které je důležitou vlastností pro určení průměru jádra bylo měřeno mnohými autory a je asi 0,04, což souhlasí s hodnotou přijímanou pro komety obecně. Za předpokladu tohoto albeda pak vycházejí průměry jádra určené různými autory od asi 1,5 km do přibližně 5 km. Z radarových pozorování (Kamou et al., 1982) vychází průměr 1,5 - 4.

Perioda rotace určená různými metodami je 15,2 h a dále, jako méně pravděpodobná 7,3 h. Druhá perioda je však podle nejnovějších pozorování více pravděpodobná a její amplituda je 0,3m ve vizuální oblasti.

Pozorování komety ze sondy SOHO v roce 2000 ukázalo nečekané zjasnění po perihelu. Možné vysvětlení tohoto náhlého zjasnění je následující: Na jádru se nachází dva aktivní regiony, jeden starý s upadající aktivitou, který ale dominuje před perihelem, a druhý mladší, který je naopak aktivní po průchodu perihelem.

V heliocentrických vzdálenostech větších než přibližně 2 AU se kometa chová jako asteroid, tzn. že exponent n určují rychlost zjasňování/slábnutí tělesa při přibližování/vzdálování se k/od perihelu má hodnotu 2- kometa zjasňuje s druhou mocninou vzdálenosti stejně jako každé jiné neaktivní těleso. Absolutní hvězdná velikost je asi 15m. U hranice cca 2 AU (spíš ještě blíže ke Slunci) také začíná produkce vody (u převážné většiny komet je tato hranice 3 - 5 AU) a kometa při přibližování ke Slunci začíná zjašnovat s vyšší hodnotou mocniny n. Absolutní hvězdná velikost se v těchto menších heliocentrických vzdálenostech při jednotlivých návratech různí, ale v zásadě se pohybuje okolo hodnoty 10m.

Někteří autoři (Whipple, Kresák, Vsechsvjatski a další) nalezli rychlý pokles absolutní hvězdné velikosti a na základě tohoto faktu určili datum zániku (či přesněji konec sublimačního období komety) někdy kolem roku 2000. Analýzy provedené v současné době však tyto závěry nepotvrdily. Dřívější milné závěry je možno přičíst na vrub poměrně velké chybě při určení absolutní jasnosti a vzájemné nekonzistentnosti dříve získaných dat.

Kometa je mateřskou pro celý komplex meteorických rojů (viz. výše) a právě díky tomu, že uvolňuje spíše větší částice, mají její meteorické roje vyšší zastoupení jasnějších meteorů. Někteří autoři též navrhují, že některé z v současnosti pozorovaných planetek typu Apollo, pocházejí právě z Enckeovy komety.

Jasnost komety

Absolutní hvězdná velikost ve větších heliocentrických vzdálenostech je rovna přibližně 15m a jasnost komety se mění s mocninou n = 2. Tato hodnota je typická pro neaktivní tělesa (asteroidy), které pouze odrážejí dopadající sluneční světlo a jejich jasnost se tedy mění se čtvercem vzdálenosti.

V menších vzdálenostech (po objevení se komy) se jasnost mění s vyšší hodnotou n a také absolutní hvězdná velikost je vyšší. Dobře popisují změnu jasnosti po celé dráze následující fotometrické parametry.

  M     n     DT (dny)      r (AU)
15.0   2.5   ... - -100  4.10 - 1.81
 9.8  10.0  -100 -  -45  1.81 - 1.06
10.3   2.8   -45 -   20  1.06 - 0.34
12.3   6.3    20 -  100  0.34 - 1.80
15.0   2.5   100 - ...   1.80 - 4.10

,kde M je absolutní hvězdná velikost, n je fotometrický parametr zjasňování, DT je období, kdy se chová kometa podle uvedených fotometrických parametrů (uvedeno vůči průchodu perihelem) a r je rozsah heliocentrických vzdáleností příslušných uvedenému rozsahu dnů. Data jsou převzata z webovských stránek Seichiiho Yoshidy.

jasnost komety 2P/Encke (vizuální data)

V grafu jsou vyneseny heliocentrické jasnosti komety v závislosti na logaritmu heliocentrické vzdálenosti. Jedná se celkem o 69 vizuálních odhadů získaných v letech 1984, 1987, 1990, 1993, 1994, 1997 a 2000. Růžová čára v grafu je perihelová vzdálenost. Značný rozptyl pozorování je způsoben především tím, že při jednotlivých návratech kometa může dosti výrazně kolísat jak hodnota absolutní hvězdné velikosti tak i fotometrického parametru n. Rovněž pozorování získaná při jednotlivých návratech jsou ovlivněna rozdílnými geometrickými pozorovacími podmínkami. Další rozptyl způsobují aktuální pozorovací podmínky (především světelné znečištění).

V následujícím grafu jsou pak CCD pozorování pořízená v době 8.7.2003 - 6.10.2003. Růžovou čarou je znázorněn datum průchodu perihelem. Červená křivka je teoretická jasnost komety spočtená na základě fotometrických parametrů uvedených výše. Zelená křivka je určená ze 100 CCD pozorování v grafu (M = 15.9m; n = 2.1). Vypadá to, že kometa se zatím stále chová jako neaktivní těleso a k jejímu náhlému 'rozžehnutí' dojde patrně až později.

jasnost komety 2P/Encke (CCD data)

Použité zdroje


Roman Maňák, říjen 2003