Hvězdárna Vsetín logo Muzea regionu Valašsko logo Zlínského kraje
Astronomie

Z Prahy do Prahy...

Zdeněk Sekanina se narodil v roce 1936 v Mladé Boleslavi. Svou první vědeckou práci věnovanou fyzice komet publikoval již jako student fyziky a astronomie na Karlově universitě v Praze. Komety a malá tělesa sluneční soustavy se staly středobodem jeho profesního zájmu a to jak na počátcích v Československu, tak především ve Spojených státech na Smithsonian Astrophysical Observatory Harvardské University a později v Jet Propulsion Laboratory. Napsal mnoho vědeckých prací, které byly věnovány například Tunguskému meteoritu, Halleyově kometě, rozpadu komety Shomaker-Levy 9 a v současnosti hlavně komplexu komet pozorovaných koronografy kosmické sluneční observatoře SOHO. Jeho stěžejní práce se koncentrují na hlavní jevy ovlivňující strukturu a vývoj kometárních jader, kom a ohonů. Dne 16. srpna 2006 obdržel Zdeněk Sekanina prestižní Nušlovu cenu za celoživotní přínos astronomi. Nušlovu cenu uděluje každoročně Česká astronomická společnost vědcům českého původu, kteří během svého života významně přispěli k rozvoji astronomie. Cena nese jméno Františka Nušla (1867-1951), významného českého astronoma a někdejšího prezidenta ČAS.



Zdeněk Sekanina
Obr. 1: Historický snímek - Zdeněk Sekanina - vpravo. [3]
Zdeněk Sekanina
Obr. 2: Zdeněk Sekanina ve své kanceláři. [4]
Zdeněk Sekanina
Obr. 3: Zdeněk Sekanina a Eva Marková. [1]
Zdeněk Sekanina
Obr. 4: Zdeněk Sekanina na kongresu IAU v Praze. [5]
Foto: Miloš Tichý

Co jsem se dozvěděl o kometárních jádrech za uplynulých 39 let

     Zdeněk Sekanina

Mám-li mluvit sám za sebe, lze odpovědět velmi krátce – mnoho! V roce 1967 stála fyzika komet na prahu období velkých objevů. Byla vybavená v té době již 20 let starým Whippleovým modelem kometárního jádra jako slepence – konglomerátu ledů a prachu, který ještě stále soupeřil s dnes již překonanou představou o kometárním jádře jako „písečné duně“. Další podstatný příspěvek na podporu Whippleova modelu přišel v roce 1970. Tehdejší kosmické observatoře detekovaly u dvou komet hydroxylové UV emise a rozsáhlé halo atomárního vodíku zářící na čáře Lyman a (což bylo teoreticky předpovězeno již v roce 1964 L. Biermannem a E. Trefftzem). Tyto objevy poprvé přímo ukázaly na původní zdroj částic a příčinu pozorovaných jevů – molekulu vody. Mezitím bylo dosaženo významných objevů také v dalších oborech úzce souvisejících. Například v roce 1965 se na kolokviu v Liege Whippleovi ve spolupráci s R.P. Stefanikem podařilo ukázat, že jeho model dobře vysvětluje, proč dochází ke štěpení kometárních jader. M.L. Finson a R.F. Probstein ve své práci z roku 1968 použili Whippleův model jádra k vytvoření metody analýzy prachových ohonů, která otevřela nové možnosti vývoje a ukázala, že některé komety uvolňují poblíž Slunce prach a plyn ve srovnatelných množstvích až mnoha desítek tun za sekundu. Mírně vylepšený Finson-Probsteinův model je využíván dodnes. Asi ve stejné době B.G. Marsden začal pracovat na dvou zásadních problémech tehdejší fyziky komet – jednak to byla evoluce drah komet Kreutzovy rodiny a za druhé role negravitačních sil způsobených uvolňováním plynu a prachu a jejich vliv na pohyb kometárního jádra ve sluneční soustavě.

Ačkoliv mé vědecké zájmy byly tehdy velmi podobné, ještě v polovině roku 1968, když jsem měl tu čest po dobu jednoho roku pracovat pro P. Swing’s Institut d’Astrophysique v belgickém Liege, se mi ani nesnilo o tom, že již za několik měsíců budu zaměstnán na Smithsonian Astrphysical Observatory v Cambridge, Massachusetts, v centru tehdejšího výzkumu, pod vedením Whipplea, s kanceláří ve stejné budově jako on i Marsden, a jen několik mil od dalšího vědeckého centra Massachusetts Institute of Technology, kde v té době pracoval Probstein. Přestože jsem byl v první řadě zodpovědný za významný projekt radiového pozorování meteorů, za projekt, který nakonec vyústil v obrovské množství dat o drahách a fyzikálních vlastnostech téměř 40 000 meteorů, brzy jsem oslovil NASA se žádostí o podporu výzkumu komet, a od té doby jsem zůstal tomuto oboru věrný.

Mohu říct, že jsem byl od začátku spokojen s výsledky mé práce pro Smithsonian Observatory. Krátce poté, co jsem zahájil mé zkoumání komet, se mi podařilo učinit první objev prostřednictvím nově vyvinutého počítačového software. Přímé, úzké ohony vzdálených komet přicházejících z Oorthova oblaku zaznamenávající významné odchylky od antisolárního směru nebyly plazmatickými ohony sledujícími takzvaný „sluneční vánek“ (o kterém se počátkem 60. let myslelo, že ve velkých vzdálenostech od Slunce nahrazuje vysokorychlostní sluneční vítr poblíž naší hvězdy). Přesněji řečeno, dle mého výpočtu se jednalo o ohony složené z poměrně velkých prachových částic uvolněných z povrchu v extrémně velkých heliocentrických vzdálenostech na cestě komety k priheliu. Výsledky výpočtů nebyly jen kritickým protiargumentem, ale přinesly mi značné uspokojení, neboť poté, co jsem svou práci publikoval, jsem již o „slunečním vánku“ nikdy neslyšel.

V průběhu 70. let jsem pokračoval v asistování Marsdenovi při jeho práci na negravitačních silách, což byl pro mě fascinující problém. Také jsem inicioval systematické zkoumání prachových protichvostů a zformuloval nový model štěpení komet [právě včas pro kometu C/1975 V1 (West)], kterou od té doby považuji z mého pohledu za velmi významnou. Poté co Whipple odešel jako ředitel do důchodu a začal opět trávit většinu času výzkumem, přišli jsme spolu častěji do kontaktu a na konec se zaměřili na úplně nové, vzrušující odvětví – rotaci a precesi kometárních jader a předpokládané efekty těchto jevů na morfologii komy a orbitální pohyb. Výsledkem naší spolupráce byl klíčový článek, který měl velmi pozitivní vliv na další vývoj mé profesionální vědecké kariéry. Stejně jako ostatní na Smithsonian Observatory jsem těžil z atmosféry důvěry, kolegiality a úplné akademické svobody bez zbytečných byrokratických omezení, což může dnes znít až pohádkově.

Jak se přibližoval návrat Halleyovy komety v roce 1986, dostaly se do popředí mého zájmu aktivity související s přípravami vypuštění kosmických sond k jejímu jádru. Začátkem roku 1980 jsem se „přestěhoval“ do Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology v Pasadeně, do centra amerických aktivit a zájmů v tomto směru. Kosmická mise Giotto byla sice vypuštěna a řízena Evropskou kosmickou agenturou ESA, ale vědci z JPL byly do celého projektu zapojeni také. Brzy jsem zde našel nového spolupracovníka S.M. LarsonaUniversity v Arizoně, člověka velmi zběhlého v pokročilých metodách počítačového zpracování obrazu a navíc jediného, o kterém jsem věděl, že se zajímá o rotaci kometárních jader a morfologii kom. V té době jsem již měl k dispozici jednu z ranných verzí počítačového kódu pro modelování morfologie prachové komy, který jsem napsal při mé spolupráci s Whipplem. Jediné, co jsme dosud postrádali, byly detailní snímky okolí jádra Haleyovy komety. Opět jsem byl v pravý čas na pravém místě. Věděl jsem, že při minulém návratu Halleyovy komety v roce 1910 byly její snímky s nejvyšším rozlišením na světě pořízeny na Mount Wilson Observatory zde v Pasadeně, prostřednictvím dalekohledu o průměru zrcadla 150 cm (250tka ještě nebyla dokončena). Kontaktoval jsem vedení observatoře s žádostí o zapůjčení zmíněných desek. Zažil jsem tehdy několik hodně nervózních dní plných očekávání, než se desky, které mimochodem byly ve velmi dobrém stavu po více než 70ti letech, vůbec našly.

S Larsonem jsme publikovali několik článků věnovaných Halleyově kometě. V jednom z nich, z roku 1984, jsme dospěli k závěru, že aktivita jádra je významná především v několika diskrétních zdrojích rozmístněných na povrchu. Naše výsledky byly nečekaně přesně potvrzeny detailními snímky jádra ze sondy Giotto i dalších o dva roky později. Ačkoliv nás kometa překvapila velice komplexní rotací jádra, zkušenosti, které jsme získali při modelování morfologie prachových struktur, byly k nezaplacení. Navíc se podařilo konečně vyřešit dlouhotrvající rozpory ohledně povahy kometárního jádra, a to ve prospěch Whippleova ledovo-prachového konglomerátu.

Můj vylepšený počítačový kód, obsahující mimo jiné grafický výstup v podobě simulovaného obrazu, nabídl metodiku pro modelování morfologie prachových kometárních kom. Kód byl dále upraven a vylepšen koncem 80. a začátkem 90. let a posloužil při zkoumání prachových obálek řady komet: 2P/Encke, 7P/Pons-Wiennecke, 10P/Tempel, 29P/Schwassmann-Wachmann, 96P/Machholz, C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock), C/1995 O1 (Hale-Bopp) a v současnosti ke sledování rozložení prachových jetů nasnímaných kamerami sondy Satrdust při průletu kolem jádra komety 81P/Wild. Metodika byla také použita řadou dalších autorů k modelování prachových struktur u mnoha dalších komet.

Během let se mé odborné zájmy dotkly také objektu známého jako „Tunguský meteorit“, strukturovaných prachových ohonů jasných komet, rozpadajících se komet a „kamikadze“ komety P/1993 F2 (Shomaker-Levy), která se střetla s planetou Jupiter v roce 1994. V posledních 6 až 7 letech, jsem se ve spolupráci s P.W. Chodasem, zaměřil na postupnou (kaskádovou) fragmentaci kometárních jader a její efekty na dynamickou evoluci i životní cyklus objektů vzniklých rozpadem. Příkladem jevů tohoto typu mohou být jednak Kreutzova skupina komet, komplex objektů těsně míjejících Slunce spojený kometou Machholz, či aktuální rozpad komety 73P/Schwassmann-Wachmann.

Ačkoli tento výčet je výrazně zkrácený a nekompletní, ilustruje myslím dostatečně, jak mnoho jsem se za posledních 39 let naučil o kometárních jádrech. Dosud byla zblízka pozorována jádra pouze 4 periodických komet, a každé z nich vypadá jinak. Možná vznikaly v jiných končinách sluneční soustavy a prošly odlišným vývojem. Doufejme, že dalším významným krokem kupředu budou výsledky evropské mise Rosetta. Jejich analýza bude příslovečným herkulovským činem, který s radostí přenechám svým mladším kolegům.

A jaký bude stav výzkumu komet za dalších 39 let? Se stále významnější orientací na získávání informací přímo na místě, lze očekávat, že analýza výsledků se stane doménou specialistů – chemiků, geologů, mineralogů atd., spíše než astronomů či astrofyziků. Všem, kteří se tomuto výzkumu budou v budoucnu věnovat, přeji hodně štěstí.

[1] Sekanina; Z.; Olivová; J.; From Prague to Prague ...; Dissertatio Cum Nuncio Sidereo III/4. Dostupné z: astro.cas.cz/nuncius/.
[2] Srba; J.; Z Prahy do Prahy...; Zpravodaj SMPH 9/2006 (233). Dostupné z: http://smph.astro.cz.
[3] Rápavý; P.; Rozhovor s Dr. Zdeňkom Sekaninom; KOZMOZ. Dostupné z: http://www.suh.sk/kozm699f/sekanin.htm.
[4] JPL Science - Asteroids, Comets & Satellites: People. Dostupné z: http://science.jpl.nasa.gov/people/Sekanina/.
[5] Suchan; P.; ČAS udělila cenu F.Nušla...; Dostupné z: http://www.komety.cz/article.php3?sid=164&mode=thread&order=0.

| Autor: Jiří Srba | Vydáno dne 10. 09. 2006 | 3179 přečtení | Vytisknout článek