Encyklopedie vesmíru: Jan Hendrik Oort a pojmy s jeho jménem

Vzhledem k tomu, že naše nová kategorie encyklopedie vesmíru měla u vás celkem úspěch, pokračujeme v ní. V dnešním díle se dozvíte něco málo o astronomovi Janu Hendriku Oortovi a astronomických pojmech obsahující jeho jméno.

Jan Hendrik Oort

Jan Hendrik Oort
Jan Hendrik Oort

Jan Hendrik Oort,  který se narodil v roce 1900 a zemřel roku 1992, byl význačný nizozemský astronom a ředitel hvězdárny v Leidenu. Jeho výzkumy se týkaly především stavby a rotace galaxií, zvláště pak naší Galaxie (Mléčné dráhy). Byl průkopníkem studia galaxií pomocí rádiového záření na vodíkové čáře 21 cm. Měřil polarizaci světla Krabí mlhoviny a potvrdil tak hypotézu Josifa Šklovského, že Krabí mlhovina je zdrojem synchrotronového záření, což je záření relativistických elektronů pohybujících se v magnetickém poli, nebo také magnetické brzdné záření. V roce 1950 propracoval teorii velkého oblaku komet obklopujícího planetární soustavu, který byl po něm nazván Oortův oblak komet. S myšlenkou oblaku komet přišel však už dříve estonský astronom Ernst Öpik. Proto se někdy nazývá Oortův-Öpikův oblak komet. Je po něm také pojmenována jedna planetka, která nese označení 1691 Oort.

Oortovo minimu

Oortovo minimum je vlastně jedno z nám známých minimum sluneční činnosti. Známe dva případy minima sluneční činnosti:

  1. Období ve slunečním cyklu, kdy na Slunci je velmi malá nebo nulová sluneční činnost. Stanovuje se z relativního čísla slunečních skvrn a opakuje se přibližně po 11 letech. V době minima sluneční činnosti je relativní číslo po několik měsíců velmi nízké nebo nulové.
  2. Mnohaleté období, kdy je normální sluneční činnost přerušena a zůstává po desetiletí mizivá, nebo dokonce nulová. Tato dlouhodobá minima sluneční činnosti mají své pojmenování podle astronomů, kteří je objevili a studovali z různých hledisek: Oortovo minimum (r. 1010-1050), Wolfovo minimum (r. 1280-1340), Spörerovo minimum (r. 1420-1530) a nejznámější Maunderovo minimum (r. 1645-1715).

Oortovy konstanty

Oortovy konstanty jsou konstanty A a B v Oortových vzorcích. Konstanty mohou být statisticky odvozeny z radiálních rychlostí (konst. A) a z vlastních pohybů hvězd (konst. A a B). Hodnoty odvozené z pozorovaných rychlostí hvězd jsou blízko A = +15 km s-1 kpc-1 a B = -10 km s-1 kpc-1. Pro rychlost oběhu Slunce kolem středu Galaxie vychází A – B = 25 km s-1 kpc-1. Střed je vzdálen přibližně 9 kpc, takže pro rychlost oběhu Slunce vychází hodnota 230 km/s.

Rychlosti rotace galaxie
Graf rychlosti rotace galaxie

Sluneční soustava obíhá galaktický střed po kružnici o poloměru R. Působí na ni odstředivé zrychlení v2/R a dostředivé zrychlení GM/R2. Hmotnost M je celková hmotnost Galaxie uvnitř koule o poloměru R. Lze dokázat, že gravitační působení těles Galaxie vně dráhy Sluneční soustavy se vyruší a je tedy rovno nule. Obě zrychlení (gravitační a odstředivé) se sobě rovnají: v2/R = GM/R2. Protože gravitační konstanta G je známa, v a R jsme odvodili z Oortových konstant, lze vypočítat (přibližně) hmotnost Galaxie (1011 slunečních hmotnosti).

Oortovy vzorce

Diferenciální rotace Gala­xie se projevuje na radiální rychlosti hvězd i na jejich rychlosti tečné, tj. na vlastním po­hybu (vynásobeném vzdáleností). Slunce obí­há kolem středu Galaxie rychlostí 230 km/s. Hvězdy, které leží blíže ke středu Galaxie, obíhají poněkud větší rychlostí, kdežto hvězdy vzdálenější od středu než Slunce mají úh­lovou oběžnou rychlost nižší. Hvězdy bliž­ší tedy Slunce předbíhají a vzdálenější se za ním opožďují. Vyneseme-li křivku radiálních rychlostí v závislosti na galaktické délce, dostaneme křivku se dvěma maximy pro 0° a 180° (největší rychlost vzdalování) a se dvěma minimy pro 90° a 270° (největší rychlost přibližování): radiální rychlost (km/s) = A r sin 2l, kde r je vzdálenost hvězdy od Slunce (pc), l je galaktická délka (tj. úhlová vzdálenost hvězdy od středu Galaxie) a veličina A je první Oortova konstanta; tečná rychlost (km/s) = A r cos 2l + B r, kde B je druhá Oortova konstanta. Protože tečná rychlost není přímo mě­řitelná, je druhá Oortova rovnice nahrazena výrazem pro vlastní pohyb μ (úhlové vteři­ny za rok): μ = 0,211(B + A cos 2l). Vztahy platí jen pro hvězdy blízko galaktické rovi­ny, kde galaktická šířka b je blízká nule (a faktory cos b v obecných Oortových vzorcích jsou blíz­ké jedničce).

Oortovy vzorce potvrzují, že Slunce a hvězdy obíha­jí kolem vzdáleného středu Galaxie po dra­hách přibližně kruhových.

Oortův oblak komet

Také známý jako Öpikův-Oortův oblak komet. Jde o několik set miliard kometárních jader („špi­navých ledovců”), které jsou rozloženy v ku­lové vrstvě kolem Slunce. Nejbližší jsou ve vzdálenosti 3000 AU. Nejvzdálenější kome­ty oblaku jsou na pomezí mezihvězdného prostoru – v oblasti „nikoho”, kam začínají zasahovat svou gravitací nejbližší hvězdy. Udává se zhruba poloviční vzdálenost k Pro­xima Centauri (2 světelné roky, tj. přibližně 120 000 AU). Komety oblaku obíhají kolem Slunce. Jejich perihel je ve vzdálenosti 5-30 AU a afel ve vzdálenostech 30 000-135 000 AU. Oortův oblak komet se dělí na tři části:

  1. Vnitřní část s kometami, jejichž velké poloosy jsou zhru­ba 3000-4000 AU (17 světelných dnů až 3 světelné týdny) nebo menší. Komety z vnitřního jádra jsou koncentrovány směrem k ekliptice. Tato zploštělá oblast je nejblíže k planetám a odpovídá Kuiperovu pásu.
  2. Komety ve vzdálenostech 4000-10 000 AU (2 světelné měsíce) jsou symetricky roz­loženy v kulové vrstvě obklopující plane­tární soustavu. Je to stabilní systém, který se za dobu existence Sluneční soustavy mnoho nezměnil
  3. Vnejší Oortův oblak komet ve vzdálenostech 10 000 AU až 2 světelných let. Hvězda pocházející v blízkosti oblaku ovlivní pohyb jeho komet ve vnější části oblaku. Některé pošle ke Slunci a stanou se z nich dlouhoperiodické komety s oběžnou dobou statisíců let, jiné si přitáhne k sobě. Ty jsou pro Sluneční soustavu ztraceny.

Původ Oortova oblaku komet není dosud objasněn. Má se za to, že jsou to pozůstatky periferie mateřskeho protoplanetárního disku, z něhož před 4,6 mldami let vznikala planetární soustava. Oortův oblak komet je tak daleko od Slunce, že představuje mrazivou zásobárnu komet Sluneční soustavy.

Oblaky komet jsou pravděpodobně běžným jevem kolem některých hvězd a pozorovací programy některých hvězdáren (v daleké infračervené oblasti spektra) jsou zaměřeny na potvrzení jejich existence.

Oortův oblak komet
Oortův oblak komet

Kniha: Velká encyklopedie vesmíru
Autor: Josiph Kleczek

O Scimani 30 Článků
Zajímám se o astronomii a miluji sci-fi, především Hvězdnou bránu, Dark Matter, Hvězdné války, Mass Effect a další.