Kuyruklu yıldız

küçükresim|sağ|240px küçükresim|240px|Hale Bopp kuyruklu yıldızı Kuyruklu yıldız, Güneş’in yakınından geçerken ısınarak gaz açığa çıkarmaya başlayan, buzlu, küçük Güneş Sistemi cisimleridir. Bu gaz çıkışı, görünür bir atmosfer veya koma ve bazen de bir kuyruk oluşturur. Bu fenomenler, kuyruklu yıldızın çekirdeğine etki eden güneş radyasyonu ve güneş rüzgarı etkilerinden kaynaklanır. Kuyruklu yıldız çekirdek’lerinin büyüklüğü, birkaç yüz metreden ile onlarca kilometreye kadar değişir ve gevşek buz (su ve donmuş gazlar), kozmik toz ve küçük kayalık parçacıklardan oluşur. Kuyruk bir astronomik birim ötesine uzanabilirken, koma Dünya'nın çapının 15 katına kadar çıkabilir. Yeterince parlaksa, teleskop yardımı olmadan Dünya'dan kuyruklu yıldız görülebilir ve gökyüzünde 30°'lik (60 Ay) bir alt açı yayı olabilir. Kuyruklu yıldızlar eski çağlardan beri birçok kültür ve din tarafından gözlemlenmiş ve kaydedilmiştir. İsimlerinde yer almasına rağmen yıldız değildirler. Güneş Sistemi'nin diğer küçük cisimlerinin aksine, kuyruklu yıldızlar antik çağlardan beri bilinmektedir. Çin kayıtlarına göre Halley kuyruklu yıldızı MÖ 240 yılından beri tanınmaktadır. Temmuz 2019 itibarıyla bilinen 6,619 kuyruklu yıldız bulunmakta ve yeni keşiflerle bu sayı sürekli artmaktadır. == Fiziksel özellikler == küçükresim|300px|Bir kuyruklu yıldızın fiziksel özelliklerini gösteren diyagram. a) Çekirdek, b) Koma, c) Gaz/İyon kuyruğu, d) Toz kuyruğu, e) Hidrojen zarfı, f) Kuyruklu yıldızın hareketi, g) Güneş yönü. === Çekirdek === Kuyruklu yıldızın katı, çekirdek yapısı çekirdek olarak bilinir. Kuyruklu yıldız çekirdekleri kaya, toz, su buzu ve donmuş karbon dioksit, karbon monoksit, metan ve amonyak karışımından oluşur. Bu nedenle, Fred Whipple'ın modelinden sonra halk arasında "kirli kartopu" olarak tanımlanırlar. Daha çok tozlu kuyruklu yıldızlara "buzlu kir topları" denir. "Buzlu kir topları" terimi, Temmuz 2005'te NASA Deep Impact misyonu tarafından gönderilen "çarpıcı" sonda ile Comet 9P/Tempel 1 çarpışmasının gözlemlenmesinden sonra ortaya çıktı. 2014 yılında yapılan araştırmalar, kuyruklu yıldızların "derin yağda kızartılmış dondurma" gibi olduklarını yani yüzeylerinin organik bileşik'lerle karıştırılmış yoğun kristal buzdan oluştuğunu, iç kısmındaki buzunsa daha soğuk ve daha az yoğun olduğunu ortaya koyar. Çekirdeğin yüzeyi genellikle kuru, tozlu veya kayalıktır, bu da buzların birkaç metre kalınlığındaki bir yüzey kabuğunun altında gizlendiğini gösterir. Daha önce bahsedilen gazlara ek olarak, çekirdekler, metanol, hidrojen siyanür, formaldehit, etanol, etan gibi ve belki de uzun zincirli hidrokarbonlar ve amino asitleri gibi daha karmaşık molekülleri olan çeşitli organik bileşikler içerir. 2009 yılında NASA'nın Stardust görevi tarafından alınmış kuyruklu yıldız tozunda amino asidin glisin bulunduğu doğrulandı. Ağustos 2011'de NASA çalışmalarına göre Dünya'daki meteoritlerin DNA ve RNA bileşenlerin (adenin, guanin ve ilgili organik moleküller) asteroid'ler ve kuyruklu yıldızlar üzerinde oluşmuş olabileceğine dair bir rapor yayınlandı. Kuyruklu yıldız çekirdeklerinin dış yüzeylerinin çok az albedo'su vardır, bu da onları Güneş Sistemi'nde bulunan en az yansıtıcı nesnelerden biri yapar. Giotto uzay sondası, Halley Kuyruklu Yıldızı (1P/Halley) çekirdeğinin üzerine düşen ışığın yaklaşık yüzde dördünü yansıttığını buldu, ve Deep Space 1, Borrelly kuyruklu yıldızı'nın yüzeyinin %3.0'dan daha az yansıttığını keşfetti; karşılaştırıldığında, asfalt bile ışığın yüzde yedisini yansıtır. Çekirdeğin karanlık yüzey malzemesi karmaşık organik bileşiklerden oluşabilir. Güneş enerjisiyle ısıtma daha hafif uçucu bileşikleri uzaklaştırarak geride katran veya ham petrol gibi çok karanlık olma eğiliminde olan daha büyük organik bileşikler bırakır. Kuyruklu yıldız yüzeylerinin düşük yansıtıcılığı onların gaz çıkışı süreçlerini yönlendiren ısıyı emmelerine neden olur. Yarıçapları 'ye kadar olan kuyruklu yıldız çekirdekleri gözlemlendi ancak tam boyutlarını belirlemek zordur. 322P/SOHO'nun çekirdeği muhtemelen yalnızca çapındadır. Aletlerin artan hassasiyetine rağmen tespit edilen daha küçük kuyruklu yıldızların olmaması, bazılarının çapından daha küçük kuyruklu yıldızların gerçek bir eksikliği olduğunu öne sürmesine neden oldu. Bilinen kuyruklu yıldızların ortalama yoğunluğunun olduğu tahmin edilmektedir. Az kütleleri nedeniyle kuyruklu yıldız çekirdekleri kendi yerçekimleri nedeniyle küresel hale gelmez ve bu nedenle düzensiz şekillidirler. Dünyaya yakın asteroit'lerin yaklaşık yüzde altısının 14827 Hypnos ve 3552 Don Kişot dahil artık gaz çıkışı yaşamayan soyu tükenmiş kuyruklu yıldız çekirdekleri olduğu düşünülür. Rosetta ve Philae uzay araçlarında elde edilen sonuçlar 67P/Churyumov–Gerasimenko çekirdeğinin manyetik olmadığını gösterir. Bu, manyetizmanın gezegenimsi'lerin erken oluşumunda bir rol oynamamış olabileceğini düşündürür. Ayrıca Rosetta üzerindeki ALICE spektrografı, daha önce düşünüldüğü gibi Güneş'ten gelen fotonların değil, su moleküllerinin güneş radyasyonu ile fotoiyonizasyonundan üretilen elektronların (kuyruklu yıldız çekirdeğinin 1 km (0.62 mi) üzerinde) suyun bozulmasından ve kuyruklu yıldızın çekirdeğinden komaya salınan karbondioksit moleküllerinden sorumlu olduğunu belirledi. "Philae" uzay aracındaki aletler, kuyruklu yıldızın yüzeyinde en az on altı organik bileşik buldu, bunlardan dördü (asetamid, aseton, metil izosiyanat ve propionaldehit) İlk defa bir kuyruklu yıldızda belirlendi. Bazı kuyruklu yıldızların özellikleri Ad Ölçüler (km) Yoğunluk (g/cm3) kütle (kg) Halley: Using the volume of an ellipsoid of 15×8×8 km * a rubble pile density of 0.6 g/cm3 yields a mass (m=d*v) of 3.02E+14 kg. Tempel 1: Using a spherical diameter of 6.25 km; volume of a sphere * a density of 0.62 g/cm3 yields a mass of 7.9E+13 kg. 19P/Borrelly: Using the volume of an ellipsoid of 8x4x4km * a density of 0.3 g/cm3 yields a mass of 2.0E+13 kg. 81P/Wild: Using the volume of an ellipsoid of 5.5x4.0x3.3 km * a density of 0.6 g/cm3 yields a mass of 2.28E+13 kg. Kaynaklar Halley kuyruklu yıldızı 15 × 8 × 8 0.6 3 Tempel 1 7.6 × 4.9 0.62 7.9 19P/Borrelly 8 × 4 × 4 0.3 2.0 81P/Wild 5.5 × 4.0 × 3.3 0.6 2.3 67P/Churyumov–Gerasimenko 4.1 × 3.3 × 1.8 0.47 1.0 === Kuyruklu yıldız saçı (Koma) === Bu şekilde salınan toz ve gaz akışları, kuyruklu yıldızın etrafında "koma" adı verilen devasa ve son derece ince bir atmosfer oluşturur. Güneş'in radyasyon basıncı ve güneş rüzgarı tarafından komaya uygulanan kuvvet, Güneş'ten uzağa doğru muazzam bir "kuyruk" oluşmasına neden olur. Koma genellikle su ve tozdan ve kuyruklu yıldız Güneş'e 3 ila 4 astronomik birim (450,000,000 ila 600,000,000 km; 280,000,000 ila 370,000,000 mi) uzaklıktayken çekirdekten dışarı akan uçucuların %90'ını oluşturan sudan oluşur. H2O kaynak molekülü esasen fotoliz ve çok daha küçük ölçüde fotoiyonizasyon yoluyla yok edilir; fotokimya ile karşılaştırıldığında güneş rüzgarı suyun yok edilmesinde küçük bir rol oynar. Daha büyük toz parçacıkları kuyruklu yıldızın yörüngesi boyunca bırakılırken daha küçük parçacıklar ışık basıncı ile Güneş'ten kuyruklu yıldızın kuyruğuna doğru itilir. Kuyruklu yıldızların katı çekirdeği genellikle çapından daha az olmasına rağmen, koma binlerce hatta milyonlarca kilometre boyunda olabilir ve bazen Güneş'ten de daha büyüktür. Örneğin, Ekim 2007'deki patlamadan yaklaşık bir ay sonra, 17P/Holmes kuyruklu yıldızı kısa süreliğine Güneş'ten daha büyük, belirsiz bir toz atmosferine sahip oldu. 1811 Büyük Kuyruklu Yıldızı da kabaca Güneş'in çapı kadar bir komaya sahipti. Koma oldukça büyük olabilse de Güneş'ten civarındaki Mars yörüngesini geçtiği zaman boyutu küçülebilir. Bu mesafede güneş rüzgarı, gaz ve tozu komadan uzaklaştıracak kadar güçlenir ve bunu yaparken kuyruğu genişletir. İyon kuyruklarının bir astronomik birimi (150 milyon km) veya daha fazla uzattığı gözlemlenmiştir. küçükresim|C/2006 W3 (Chistensen) yayan karbon gazı (IR görüntüsü) Hem koma hem de kuyruk Güneş tarafından aydınlatılır ve kuyruklu yıldız iç Güneş Sisteminden geçtiğinde görünür hale gelebilir, gazlar iyonizasyondan parlarken toz güneş ışığını doğrudan yansıtır. Kuyruklu yıldızların çoğu teleskop yardımı olmadan görülemeyecek kadar soluktur ancak her on yılda bir birkaç tanesi çıplak gözle görülebilecek kadar parlaklaşır. Bazen bir kuyruklu yıldız büyük ve ani bir gaz ve toz patlaması yaşayabilir ve bu sırada koma boyutu bir süreliğine büyük ölçüde artar. Bu, 2007'de Holmes kuyruklu yıldızı'na oldu. 1996'da kuyruklu yıldızların X-ışın'ları yaydıkları bulundu. Bu, gök bilimcileri büyük ölçüde şaşırttı çünkü X-ışını emisyonu genellikle çok yüksek sıcaklık cisimleri ile ilişkilidir. X-ışınları kuyruklu yıldızlar ve güneş rüzgarı arasındaki etkileşim tarafından üretilir: çok yüklü güneş rüzgar iyonları kuyruklu yıldız atmosferi boyunca uçarken, "şarj değişimi" denilen işlemle atomdan bir veya daha çok elektronu "çalarak" kuyruklu yıldız atomları ve molekülleriyle çarpışırlar. Güneş rüzgar iyonuna bir elektronun bu değiş tokuşunu veya transferini, X-ışınları ve uzak ultraviyole fotonların emisyonu ile iyonun temel durumuna uyarılması izler. ===Yay şoku=== Yay şok'ları, komadaki gazların iyonlaşmasıyla oluşan güneş rüzgarı ile kuyruklu yıldız iyonosferi arasındaki etkileşimin sonucunda oluşur. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça artan gaz çıkışı oranları komanın genişlemesine neden olur ve güneş ışığı komadaki gazları iyonize eder. Güneş rüzgarı bu iyon komasından geçtiğinde yay şoku ortaya çıkar. İlk gözlemler 1980'lerde ve 90'larda birkaç uzay aracı 21P/Giacobini-Zinner, 1P/Halley, ve 26P/Grigg–Skjellerup tarafından uçarken yapıldı. Daha sonra kuyruklu yıldızlardaki pruva şoklarının, örneğin Dünya'da görülen keskin gezegen pruva şoklarından daha geniş ve daha kademeli olduğu bulundu. Bu gözlemlerin tümü, yay şokları zaten tam olarak geliştirildiğinde günberi yakınında yapıldı. Rosetta uzay aracı, kuyruklu yıldızın Güneş'e doğru yolculuğu sırasında gaz çıkışı arttığında, yay şoku gelişiminin erken bir aşamasında 67P/Churyumov–Gerasimenko kuyruklu yıldızındaki yay şokunu gözlemledi. Bu genç yay şokuna "bebek yay şoku" adı verildi. Bebek yay şoku asimetriktir ve çekirdeğe olan mesafeye göre tam gelişmiş yay şoklarından daha geniştir. === Kuyruklar === küçükresim|sol|280px|Güneş'e yakın bir kuyruklu yıldızın yörüngesi sırasında tipik kuyruk yönü Dış Güneş Sisteminde kuyruklu yıldızlar donmuş ve hareketsiz kalır ve küçük boyutları nedeniyle Dünya'dan tespit edilmesi son derece zor veya imkansızdırlar. Kuiper kuşağı içindeki etkin olmayan kuyruklu yıldız çekirdeklerinin istatistiksel tespitleri Hubble Uzay Teleskobu tarafından yapılan gözlemlerden bildirilmiştir ancak bu tespitler sorgulanmıştır. Kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemine yaklaştıkça güneş radyasyonu kuyruklu yıldızın içindeki uçucu maddelerin buharlaşmasına ve çekirdekten dışarı akmasına neden olarak tozu da beraberinde taşır. Toz ve gaz akışlarının her biri biraz farklı yönlere işaret eden kendi ayrı kuyruğunu oluşturur. Toz kuyruğu, kuyruklu yıldızın yörüngesinde genellikle II. tip veya toz kuyruk adı verilen kavisli bir kuyruk oluşturacak şekilde geride bırakılır. Aynı zamanda iyon veya tip I kuyruk, gazlardan oluşur, her zaman doğrudan Güneş'ten uzağı işaret eder çünkü bu gaz güneş rüzgarından tozdan daha güçlü etkilenir, yörünge yolundan ziyade manyetik alan çizgilerini izler. Bazı durumlarda, örneğin Dünya bir kuyruklu yıldızın yörünge düzleminden geçtiğinde, iyon ve toz kuyruklarının tersi yönü gösteren karşıkuyruk görülebilir. Anti-kuyrukların gözlemlenmesi, güneş rüzgarının keşfine önemli ölçüde katkıda bulundu. İyon kuyruğu, komadaki parçacıkların güneş morötesi radyasyonu ile iyonlaşması sonucu oluşur. Parçacıklar iyonize edildikten sonra, net pozitif elektrik yüküne ulaşırlar ve bu da kuyruklu yıldızın çevresinde "indüklenmiş manyetosfer" oluşmasına neden olur. Kuyruklu yıldız ve indüklenen manyetik alanı, dışarı doğru akan güneş rüzgarı parçacıklarına engel oluşturur. Kuyruklu yıldızın ve güneş rüzgarının göreceli yörünge hızı süpersonik olduğundan kuyruklu yıldızın akış yönünde güneş rüzgarının akış yönünde yay şoku oluşur. Bu yay şokunda, büyük kuyruklu yıldız iyonları ("toplayıcı iyonlar" denilir) toplanır ve güneş manyetik alanını plazma ile "yüklemek" için hareket ederler böylece alan çizgileri iyon kuyruğunu oluşturan kuyruklu yıldızın etrafında "örtülür". İyon kuyruğu yüklemesi yeterliyse manyetik alan çizgileri, iyon kuyruğu boyunca belirli bir mesafede manyetik yeniden bağlantı oluştuğu noktaya kadar birlikte sıkıştırılır. Bu, bir "kuyruk kopukluk olayına" yol açar. Bu birkaç kez gözlendi, 20 Nisan 2007'de Encke kuyruklu yıldızı'nın iyon kuyruğunda kayda değer bir olay kaydedildi. Kuyruklu yıldız taçküre kütle atımı içinden geçerken tamamen kopmuştu. Bu olay STEREO uzay sondası tarafından gözlemlendi. 2013'te ESA bilim adamları Venüs gezegeninin iyonosfer’inin benzer koşullar altında bir kuyruklu yıldızdan akarken görülen iyon kuyruğuna benzer şekilde dışa doğru aktığını bildirdi." === Jetler === Düzensiz ısıtma, yeni oluşan gazların, bir gayzer gibi, kuyruklu yıldızın çekirdeğinin yüzeyindeki zayıf bir noktadan dışarı çıkmasına neden olabilir. Bu gaz ve toz akışları çekirdeğin dönmesine ve hatta parçalanmasına neden olabilir. 2010 yılında, kuru buzun (donmuş karbon dioksit) kuyruklu yıldız çekirdeğinden dışarı akan madde jetlerine güç sağlayabildiği ortaya çıktı. Hartley 2'nin kızılötesi görüntüsü, bu tür jetlerin çıktığını ve onunla birlikte toz tanelerini komaya taşıdığını gösterir. Kuyruklu yıldızlar, Güneş yakınından yüzlerce geçişin sonunda (yaklaşık 500 geçiş sonunda), buz ve gazlarının tamamına yakınını yitirerek asteroidlere benzer bir görünüm kazanırlar (muhtemelen Dünya'ya yakın asteroidlerin bazıları ölü kuyruklu yıldızlardır). Yörüngeleri Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızların, Güneş ya da gezegenlerle çarpışma ya da oldukça yakın bir geçişle (özellikle Jüpiter'e yakın geçerlerse), Güneş Sistemi dışına atılmaları olasılığı vardır. küçükresim|Bir kuyruklu yıldızın yörüngesi Kuyruklu yıldızlar içinde en ünlüsü Halley kuyruklu yıldızıdır. Yakın geçmişte görülen kuyruklu yıldızlar, 1994 yazında Jüpiter'e çarpan SL 9 (Shoemaker- Levy) ve 1997 yılında çıplak gözle gözlemlenen Hale-Bopp ve 2002 yılında görülen İkeya Seki kuyruklu yıldızı'dır. Kuyruklu yıldızlar Güneş'e yeterince yakın olmadıkça görülmezler. Bazılarının yörüngesi Güneş Sistemi'nin bir hayli dışına taşar, bunlar bir kez görüldükten sonra binlerce yıl geri dönmezler. Sadece kısa ve orta periyodlu kuyruklu yıldızların (Halley kuyruklu yıldızı gibi) yörüngelerinin en azından önemli bir bölümü Güneş Sistemi içinde kalır. Yörünge özellikleri Kuyruklu yıldızların çoğu, yörüngelerinin bir kısmında onları Güneş'e yaklaştıran ve geri kalanında Güneş Sisteminin daha uzak yerlerine götüren uzun eliptik yörüngeleriyle küçük güneş sistemi cisimleri'dir. Kuyruklu yıldızlar genellikle yörünge periyodu uzunluklarına göre sınıflandırılır: Periyot ne kadar uzun olursa elips de o kadar uzun olur. == Yörünge Özellikleri == === Kısa periyot === Periyodik kuyruklu yıldızlar veya kısa periyodlu kuyruklu yıldızlar genellikle yörünge periyodu 200 yıldan az olarak tanımlanır. Genellikle ekliptik düzleminde gezegenlerle aynı yönde daha büyük veya daha az yörüngede dönerler. Yörüngeleri onları genellikle günötesi'deki dış gezegenlerin (Jüpiter ve ötesine) bölgesine götürür; örneğin, Halley Kuyruklu yıldızının günötesi Neptün yörüngesinin biraz ötesindedir. Aphelia'ları büyük bir gezegenin yörüngesine yakın olan kuyruklu yıldızlara "aile" denir. Bu tür ailelerin eskiden uzun periyodlu kuyruklu yıldızları daha kısa yörüngelerde yakalayan gezegenden kaynaklandığı düşünülür. En kısa yörünge periyodunda, Encke Kuyruklu yıldızının Jüpiter'in yörüngesine ulaşmayan bir yörüngesi vardır ve Encke tipi kuyruklu yıldız olarak bilinir. Yörünge periyotları 20 yıldan az olan ve ekliptik için düşük eğimli (30 dereceye kadar) kısa periyodlu kuyruklu yıldızlara geleneksel Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızları (JFC'ler) denir. Halley gibi yörünge periyotları 20 ile 200 yıl arasında değişen ve eğimleri sıfırdan 90 dereceden fazla olan kuyruklu yıldızlara Halley tipi kuyruklu yıldızlar (HTC'ler) denir. , 691 tanımlanmış JFC ile karşılaştırıldığında, 91 HTC'ler gözlemlendi. Yakın zamanda keşfedilen ana kuşak kuyruklu yıldızlar, asteroit kuşağı içinde daha dairesel yörüngelerde dönen ayrı bir sınıf oluştururlar. Eliptik yörüngeleri onları sıklıkla dev gezegenlere yaklaştırdığı için kuyruklu yıldızlar daha çok yerçekimi pertürbasyonları'na maruz kalırlar. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar, afellerinin dev gezegen'in yarı ana ekseniyle çakışma eğilimine sahiptir ve JFC'ler en büyük gruptur. Oort bulutu'ndan gelen kuyruklu yıldızların yörüngelerinin yakın bir karşılaşmanın sonucunda dev gezegenlerin yerçekiminden güçlü bir şekilde etkilendiği açıktır. Jüpiter, diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin iki katından fazla kütleye sahip olmasıyla en büyük sapmaların kaynağıdır. Bu saptırmalar, uzun periyodlu kuyruklu yıldızları daha kısa yörünge periyotlarına doğru saptırabilir. Yörünge özelliklerine dayanarak, kısa periyodlu kuyruklu yıldızların centaurlar ve Kuiper kuşağından/saçılmış disk\- Neptün-ötesi gezegendeki bir nesne diskinden kaynaklandığı düşünülür. Uzun periyodu kuyruklu yıldızların kaynağının çok daha uzaktaki küresel Oort bulutu olduğu düşünülür (varlığını varsayan Hollandalı astronom Jan Hendrik Oort'tan sonra). Kuyruklu yıldız benzeri cisimlerin büyük sürülerinin, bu uzak bölgelerde kabaca dairesel yörüngelerde Güneş'in yörüngesinde döndüğü düşünülür. Ara sıra, dış gezegenlerin (Kuiper kuşağı cisimleri durumunda) veya yakındaki yıldızların (Oort bulut nesneleri durumunda) yerçekimi etkisi, bu cisimlerden birini eliptik bir yörüngeye fırlatabilir ve bu da onu Güneş'e doğru içeri doğru götürüp görünür bir kuyruklu yıldız yapacak yörünge oluşturur. Yörüngeleri önceki gözlemlerle belirlenmiş olan periyodik kuyruklu yıldızların geri dönüşünden farklı olarak, bu mekanizma ile yeni kuyruklu yıldızların ortaya çıkması tahmin edilemez. Güneşin yörüngesine fırlatıldığında ve sürekli olarak ona doğru çekildiğinde, kuyruklu yıldızlardan ömürlerini büyük ölçüde etkileyen tonlarca madde sıyrılır; ne kadar madde alınırsa, o kadar kısa yaşarlar ve bunun tersi de geçerlidir. === Uzun periyot === Uzun periyodlu kuyruklu yıldızların yüksek eksantrik yörüngeleri ve 200 yıldan binlerce hatta milyonlarca yıla kadar değişen periyotları vardır. Günberi’ye (ingilizce: perihelion) yakınken 1'den büyük bir eksantriklik kuyruklu yıldızın Güneş Sistemi'nden ayrılacağı anlamına gelmez. Örneğin, McNaught Kuyruklu yıldızı, Ocak 2007'de günberi geçidinin çağ yakınında 1.000019'luk güneş merkezli oskülatör eksantrikliğine sahipti ancak kabaca 92,600 yıllık Güneş'e bağlı yörüngedir çünkü eksantriklik Güneş'ten uzaklaştıkça 1'in altına düşer. Uzun periyotlu bir kuyruklu yıldızın gelecekteki yörüngesi, oskülatör yörünge gezegen bölgesini terk ettikten sonra bir çağda hesaplandığında ve Güneş Sistemi'nin kütle merkezi 'ne göre hesaplandığında düzgün bir şekilde elde edilir. Tanım olarak uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar kütleçekimsel olarak Güneş'e bağlı kalırlar; Büyük gezegenlerin yakın geçişleri nedeniyle Güneş Sistemi'nden fırlatılan bu kuyruklu yıldızlar artık uygun "periyotlu" kabul edilmezler. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların yörüngeleri onları aphelia'daki dış gezegenlerin çok ötesine götürür ve yörüngelerinin düzleminin ekliptik yakınında olması gerekmez. C/1999 F1 ve C/2017 T2 (PANSTARRS) gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar 6 milyon yıl civarında tahmin edilen yörüngeleriyle yaklaşık günötesi (İngilizce: aphelion) mesafelerine sahip olabilirler. Tek-görünümlü veya periyodik olmayan kuyruklu yıldızlar, uzun periyotlu kuyruklu yıldızlara benzer, çünkü onlar da iç Güneş Sisteminde günberiye yakınken parabolik veya hafif hiperbolik yörüngelere sahiptir. Ancak dev gezegenlerden gelen kütleçekimsel bozulmalar yörüngelerinin değişmesine neden olur. Tek-görünümlü kuyruklu yıldızlar, Güneş'in tek geçişinden sonra Güneş Sistemi'nden kalıcı olarak çıkmalarına izin veren hiperbolik veya parabolik oskülatör yörünge'lidirler. Güneş'in Hill küresi'nin lik kararsız maksimum bir sınırı vardır. Sadece birkaç yüz kuyruklu yıldızın günberiye yakın olduklarında hiperbolik bir yörüngeye (e > 1) ulaştığı görülmüştür, bu da güneş merkezli pertürede olmayan iki cisim'li en uygun'un Güneş Sistemi'nden kaçabileceklerini düşündürür. 2019 itibarıyla birden fazla eksantriklik değerine sahip Güneş Sistemi dışında bir orjini gösteren yalnızca iki gök cismi 1I/ʻOumuamua ve 2I/Borisov keşfedildi. Yaklaşık 1.2 eksantriklikle ʻOumuamua, Ekim 2017'de iç Güneş Sistemi'nden geçişi sırasında hiçbir optik kuyruklu yıldız faaliyeti belirtisi göstermese de yörüngesindeki değişiklikler (gaz çıkışı olduğunu düşündüren) onun muhtemelen bir kuyruklu yıldız olduğunu gösterir. Öte yandan, tahmini eksantrikliği yaklaşık 3.36 olan 2I/Borisov'un kuyruklu yıldızların koma özelliğine sahip olduğu gözlemlendi ve ilk belirlenen yıldızlararası kuyruklu yıldız olduğu kabul edilir. Kuyruklu yıldız C/1980 E1 1982 günberi geçişinden önce kabaca 7.1 milyon yıllık bir yörünge periyoduna sahipti ancak 1980'de Jüpiter ile karşılaşması kuyruklu yıldızı hızlandırdı ve ona makul gözlem arklı herhangi bilinen güneş kuyruklu yıldızının en büyük eksantrikliğini (1.057) verdi. İç Güneş Sistemine dönmesi beklenmeyen kuyruklu yıldızlar arasında C/1980 E1, C/2000 U5, C/2001 Q4 (NEAT), C/2009 R1, C/1956 R1 ve C/2007 F1 (LONEOS) vardır. Bazı otoriteler "periyodik kuyruklu yıldız" terimini periyodik yörüngeye sahip herhangi bir kuyruklu yıldıza (yani, tüm kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar artı tüm uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar) atıfta bulunmak için kullanırken, diğerleri bunu yalnızca kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar anlamında kullanır. Benzer şekilde "periyodik olmayan kuyruklu yıldız"ın gerçek anlamı "tek-görüntülenen kuyruklu yıldız" ile aynı olmasına rağmen, bazıları bunu ikinci anlamda "periyodik" olmayan tüm kuyruklu yıldızlar anlamında kullanırlar (yani, 200 yıldan daha uzun bir süre ile tüm kuyruklu yıldızları da kapsar). İlk gözlemler, birkaç gerçekten hiperbolik (yani periyodik olmayan) yörüngeyi ortaya çıkardı ancak bunlar Jüpiter'den gelen bozulmalarla açıklanamayacak kadar fazla değildiler. Yıldızlararası uzay'dan gelen kuyruklu yıldızlar, Güneş'e yakın yıldızların göreli hızlarıyla aynı düzende (saniyede birkaç on km) hızlarla hareket eder. Bu tür nesneler Güneş Sistemi'ne girdiklerinde, pozitif özgül yörünge enerjisi'ne sahip olurlar ve bu da pozitif bir sonsuzdaki hız (v_{\infty}\\!) ile sonuçlanır ve özellikle de hiperbolik yörüngeleri vardır. Kaba bir hesaplama, Jüpiter'in yörüngesinde her yüzyılda dört hiperbolik kuyruklu yıldız olabileceğini, bir ve belki de iki büyüklük mertebesi alabileceklerini ortaya koyar. Yıl 2007 2008 2009 2010 2011 2012 2013 2014 2015 2016 2017 2018 2019 2020 Sayı 12 7 8 4 13 10 16 9 16 5 18 10 15 17 === Oort bulutu ve Hills bulutu === Oort bulutunun ve başlayan ve ye kadar Güneş'ten uzak geniş bir alanı kapladığı düşünülmektedir. Bu bulut, güneş sistemimizin ortasından başlayarak Kuiper Kuşağı'nın dış sınırlarına kadar uzanan güneşi çevreleyen gök cisimlerini kaplar. Oort bulutu, gök cisimlerinin yaratılması için gerekli olan uygun malzemelerden oluşur. Bugün sahip olduğumuz gezegenler, yalnızca güneşin yerçekimi tarafından yoğunlaştırılan ve oluşan gezegenler (gezegenlerin oluşumuna yardımcı olan artık uzay parçaları) nedeniyle var olurlar. Bu kapana kısılmış gezegenlerden yapılan eksantrik, Oort Bulutunun bile var olmasının nedenidir. Bazı tahminler, dış kenarı arasına yerleştirir. Bölge, 'luk küresel bir dış Oort bulutu ve halka şeklindeki bir iç bulut olan Hills bulutu, olarak alt bölümlere ayrılabilir. Dış bulut, Güneş'e yalnızca zayıf bir şekilde bağlıdır ve Neptün yörüngesinin içine düşen uzun dönemli (ve muhtemelen Halley tipi) kuyruklu yıldızları besler. İç Oort bulutu, 1981'de varlığını öneren J. G. Hills'in adını taşıyan Hills bulutu olarak da bilinir. Modeller, iç bulutun, dış halenin onlarca veya yüzlerce katı kadar kuyruklu yıldız çekirdeğine sahip olması gerektiğini öngörür; nispeten zayıf dış bulutu besleyen olası bir yeni kuyruklu yıldız kaynağı olarak görülür çünkü sonuncusunun sayıları yavaş yavaş tükeniyor. Hills bulutu, Oort bulutunun milyarlarca yıl sonra devam eden varlığını açıklar. === Exocometler === Güneş Sistemi'nin ötesindeki Exocomet'ler de tespit edildi ve bunlar Samanyolu'nda yaygın olabilir. Tespit edilen ilk exocomet sistemi, 1987'de çok genç bir A-tipi ana kol yıldızı olan Beta Pictoris civarındaydı. Kuyruklu yıldızların, yıldızlarının yakınından geçerken yaydıkları büyük gaz bulutlarının neden olduğu absorpsiyon spektrumunu kullanılarak, 2013'den beri toplam 11 dış kuyruklu yıldız sistemi tanımlanmıştır. On yıl boyunca Kepler (uzay aracı) teleskobu güneş sistemi dışındaki gezegenleri ve diğer formları araştırmaktan sorumluydu. İlk geçiş yapan dış kuyruklu yıldızlar, Kepler Uzay Teleskobu tarafından kaydedilen ışık eğrilerinde profesyonel gök bilimcilerden ve vatandaş bilim adamlarından oluşan bir grup tarafından Şubat 2018'de bulundu. Kepler Uzay Teleskobu Ekim 2018'de emekli olduktan sonra, Kepler'in görevini TESS Teleskobu adlı yeni bir teleskop devraldı. TESS'in uzaya fırlatılmasından bu yana, gök bilimciler, TESS'ten gelen bir ışık eğrisini kullanarak Beta Pictoris yıldızı etrafındaki kuyruklu yıldızların geçişlerini keşfettiler. TESS devraldığından beri, gök bilimciler o zamandan beri dış kuyruklu yıldızları spektroskopik yöntemle daha iyi ayırt edebildiler. Yeni gezegenler, bir gezegen ana yıldızını gölgede bıraktığında harita okumalarında simetrik bir düşüş olarak görülen beyaz ışık eğrisi yöntemiyle tespit edilir. Ancak, bu ışık eğrilerinin daha fazla değerlendirilmesinden sonra, sunulan eğimlerin asimetrik modellerinin bir kuyruklu yıldızın veya yüzlerce kuyruklu yıldızın kuyruğundan kaynaklandığı keşfedildi. == Yörüngelerine göre sınırlandırma == Kuyruklu yıldızlar ilke olarak Güneş'in çekim alanının etkisi altındadır. Yörüngeleri elips, parabol ender olarak da hiperbol çizer. Bu yörüngeler, izledikleri yola en yakın biçimleri ifade eder, çünkü kuyruklu yıldızlar aynı zamanda Güneş Sistemi'nin dokuz gezegeninin ve kendi çekirdeklerinden açığa çıkan anizotrop gazları çekim gücüyle bağlantısı olmaksızın etkisi altındadır. Bunlar, yörünge periyotlarına göre, yani Güneş'in çevresinde tam bir dolanım yapmak için harcadıkları zamana göre sınıflandırılırlar. Listesi yapılan 710 kuyruklu yıldızdan 121'inin periyodu 200 yılın altındadır; Bunlara "kısa periyotlu"'lar denir. Geriye kalan 589'u da "uzun periyotlular" grubunu oluşturur (Örneğin; C/2021 A1 (Leonard) gibi. Kısa periyodlular günberi noktalarına yaklaştıklarında genel olarak birkaç kez gözlemlenebilir, bu da yörüngelerinin kesin belirlenmesini sağlar. Bunlar, Güneş'in çevresinde, Dünya'nın tutulumuna (Dünya'nın Güneş çevresindeki yörünge düzlemi) oranla biraz daha eğik bir düzlem içinde elips yörüngeler çizer; çoğu zaman Dünya ve öteki gezegenler yönünde dönerler (doğru yön). Günberi noktaları 0,34 AB ile 2,5 AB (1 AB = 1 astronomi birimi = Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafe, yani yaklaşık 150 milyon kilometre) arasındadır. Bu mesafenin ötesinde güçlükle gözlemlenirler. Periyodik kuyruklu yıldızların günöte noktaları çoğunlukla dev gezegenlerin yakınındadır. Günöte noktası, özellikle Güneş'ten 4 ilâ 6 AB uzaklıklar arasında Jüpiter'in yörüngesinin yakınındadır. En küçük yörünge periyoduna (yaklaşık 3 yıl 4 ay) sahip kuyruklu yıldız Encke Kuyruklu Yıldızı'dır.Axis Türkçe Ansiklopedi, Kuyruklu yıldızlar maddesi. ==Ayrıca bakınız== * Yıldızlararası kuyruklu yıldız == Kaynakça == {{ Kategori:Astronomik cisimler