Složení kometárních ledů přináší zákládní a klíčové informace o chemických a fyzikálních vlastnostech vnější části sluneční mlhoviny kde se před 4,6 miliardami let formovala jádra komet. Na dva tucty molekul uvolněných sublimací z kometárních ledů bylo identifikováno v kometární atmosféře, hlavně prostřednictvím infračervené spektroskopie a spektroskopie v mikrovlnách.

Chemická diverzita, rozdílnost, je pozorována v obou typech komet, v kometách z Oortova oblaku (obvykle dlouhoperiodických) i Jupiterově rodině komet, která je složena z krátkoperiodických komet jejichž původ je v Kuiperově pásu. Tato významná rozdílnost může být připsána několika faktorům, včetně rozdílných chemických a fyzikálních podmínek v regionech kde se formovaly jednotlivé typy komet, jejich chemické evoluci během jejich dlouhodobého pobytu v Oortově oblaku resp. Kuiperově pásu, a tepelných procesech způsobených Sluncem během jejich prolétávání vnitřními partiemi sluneční soustavy. Tento mechanismus, který může ochudit vnější vrstvy kometárního jádra o některé lehce těkavé složky, se odvolává na vysvětlení s menším množstvím CO naměřeném v kometách Jupiterovy rodiny, zatímco komety z Oortova oblaku ukazují velké zastoupení CO.

kometa C/1996 Q1 (Tabur) - Pozorovatelé J. Tichá, M. Tichý a Z. Moravec
Snímek byl pořízen v noci z 2./3. listopadu 1996 expozicí 60 sekund 0.57-m f/5.2 zrcadlovým dalekohledem Observatoře Kleť CCD kamerou SBIG ST-6. Levý snímek bez filtru, pravý s R-filtrem (tj. viditelná prakticky pouze prachová složka komety)

Pro určení releventnosti těchto faktorů hraje klíčovou roli určení chemického složení jako funkce hloubky v jádře, čili vzdálenosti od povrchu. Kometární jádra jsou křehké objekty, které se často rozpadají na několik jader (stačí si vzpomenout na kometu D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9 která se v červenci 1994 srazila s Jupiterem) či se dokonce plně rozplynou na malé částečky (jako například kometa C/1999 S4 (LINEAR) v roce 2001 či kometa C/1996 Q1 (Tabur)). Rozpad na několik fragmentů odhalí předtím uvnitř ukrytý materiál. Chemická analýza několika fragmentů původně jednoto tělesa nám poskytne citlivý test na nesourodost (heterogenitu) uvnitř kometárních jader.

kometa D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9 - Pozorovatelé M. Tichý a Z. Moravec
Snímek byl pořízen v noci z 19./20. února 1994 expozicí 600 sekund 0.57-m f/5.2 zrcadlovým dalekohledem Observatoře Kleť CCD kamerou SBIG ST-6.

Kometa 73P/Schwassmann-Wachmann 3 patří mezi komety Jupiterovy rodiny. Během svého návratu ke Slunci v roce 1995 se rozpadla na 5 fragmentů. Fragmentace jádra této komety postupně pokračovala, a při návratu v roce 2006 jsme mohli sledovat jiř 68 jader tohoto tělesa. Těsné příblížení komety k Zemi v květnu 2006 až na 0,07 AU (čili něco přes 10 milionů kilometrů) umožnilo aby letmá "inventura" hlavních jader B a C této komety o velikosti několika stovek metrů mohla být provedena detailně.

porovnání složení jader B a C komety 73P

Pozorování byla pořízena na vlnových délkách 2,8-4,7 mikronů spektrometry o vysokém rozlišení (CSHELL a NIRSPEC na NASA IRTF, a Keck 2). Ro-vibrace čar molekul H₂O, CH₃OH, HCN, H₂CO, C₂H₂, a C₂H₆ byly detekovány v obou fragmentech. Poměrné zastoupení molekul v obou jádrech se ukázalo být pozoruhodně shodné, i s ohledem na porovnání chemického složení celkové populace komet. Další výzkum provedený v mikrovlnách pomocí 30-ti metrové aparatury IRAM (Caltech) a Odin teleskopu ukázal shodu ve složení i v HNCO, CH₃CN, H₂S a CS. Tyto výsledky poskytly důkaz, že jádro komety 73P/Schwassmann-Wachmann 3 (myšleno původní jádro komety, pozn. autora) je chemicky homogenní a jeho složení primárně odráží oblast vzniku jádra komety a nikoliv evolucní procesy, které způsobují jednotlivá přiblížení komety ke Slunci.

relativní zastoupení molekul v jádře komet

Měření ukazují, že jádra komety 73P/Schwassmann-Wachmann 3 jsou silně ochuzena o CH₃OH, H₂CO, C₂H₂, C₂H₆, NH₃, a H₂S (a to dokonce 10 krát méně pro některé molekuly), zatímco složení v HCN, CH₃CN, HNCO a CS v poměru k vodě je normální. Pokud jde o komety Jupiterovy rodiny a obsah těkavých látek v uhlíkatých molekulách, tak ten je obvyklý. Chemické rozdílnosti pozorované v populaci komet z Kuiperova pásu (stejně tak jako komet z Oortova oblaku) jsou primordiální. Zatímco tato chemická rozdílnost odráží rozdíly při formování regionů v prasluneční mohovině, období formování komet v ranných obdobích sluneční soustavy či jiný doposud neznámý efekt zůstávají doposud nerozpoznány.

Zdroj: Nature, BAAS