Komeetta

Ydin

Komeetan ydin on yleensä halkaisijaltaan muutamia kilometrejä, korkeintaan 50 kilometriä. Se on rakenteeltaan varsin löyhä ja koostuu keskimäärin 75-prosenttisesti hiilidioksidi-, metaani- ja vesijäästä. Vettä on näistä suhteellisesti eniten, Halleyn komeetassa 80 %. Muita komeetoissa esiintyviä yhdisteitä ovat hiilimonoksidi CO ja formaldehydi H₂CO. Pääasialliset ytimen alkuaineet ovat siis vety, hiili, typpi ja happi.
Loput 25 prosenttia koostuvat erilaisten mineraalien muodostamasta sorasta ja pölystä, jota on jään seassa. Ytimen pinta on mahdollisesti orgaanisten yhdisteiden peitossa, jotka raskaampina ovat jääneet jäljelle jään haihduttua pois ja jotka muodostavat tervamaisen kerroksen. Orgaaniset yhdisteet ovat hyvin tummia, ja niinpä komeettaytimet ovat eräitä aurinkokunnan tummimmista kappaleista. Esimerkiksi Halleyn komeetan albedo on 0,04 ja Barrellyn komeetan vain 0,024 – 0,03, kun asfaltilla se on 0,07. Fred Whipple on kuvannut komeetan ydintä ”likaiseksi lumipalloksi”.
Ytimen koossapitävät voimat ovat siinä määrin heikot, että kaasun ja pölyn irtoaminen, valtavat lämpötilanvaihtelut komeetan kulkiessa radallaan ja planeettojen aiheuttamat vuorovesivoimat saavat ytimen usein hajoamaan pienempiin osiin komeetan saapuessa lähelle periheliään. Esimerkiksi Westin komeetan nähtiin hajoavan neljään tai viiteen osaan pian perihelinsä jälkeen vuonna 1975; Shoemaker-Levy 9 puolestaan ohitti Jupiterin vain 21 000 kilometrin päästä vuonna 1992 ja hajosi sadoiksi kappaleiksi, ja kaksi vuotta myöhemmin se törmäsi planeettaan. Tapaus oli ensimmäinen tähtitieteilijöiden havaitsema taivaankappaleiden välinen törmäys. Myös Siperiassa vuonna 1908 tapahtunut Tunguskan räjähdys saattoi olla komeetan aiheuttama.
Auringon säteily aiheuttaa ytimen pinnalla olevan lumen ja jään sulamisen ja höyrystymisen tai sublimoitumisen suoraan höyryksi, ja sen mukana vapautuu myös pölyä ja soraa. Halleyn komeetalla kaasua irtosi perihelin aikaan 10–40 tonnia sekunnissa ja lisäksi useita tonneja pölyä. Irtautuneesta aineksesta muodostuu ytimen ympärille koma, ohut kaasuhuntu, joka lähellä Aurinkoa saattaa kasvaa jopa itse tähteä suuremmaksi ja hyvin harvaksi. Aineiden irtaantuminen saa koman kirkastumaan huomattavasti; kaasupurkaukset ovat kuitenkin hyvin epäsäännöllisiä, ja niinpä komeettojen kirkkautta on vaikea ennustaa etukäteen. Kauempana Auringosta komeetta on ulkoisesti erotettavissa  asteroideista lähinnä heikon komansa perusteella; Oortin pilvessä komeetat ovat pelkkiä jäälohkareita.

Pyrstö

Komeetan saapuessa aurinkokunnan sisäosiin Auringon säteilynpaine sekä aurinkotuuli saavat hiukkaset irtautumaan ytimen pinnasta. Ne venyvät likimain Auringosta poispäin osoittavaksi pyrstöksi, joka voi pisimmillään olla jopa 150 miljoonaa kilometriä – sama kuin Maan ja Auringon välinen etäisyys. Pyrstö on usein jakautunut kahteen osaan, pölypyrstöön ja kaasu- eli plasmapyrstöön. Pölypyrstö on syntynyt säteilypaineen irrottamasta pölystä, jonka hiukkasten nopeudet ovat suhteellisen pieniä, mistä aiheutuu pyrstön kaareutuminen komeetan kiertorataa kohden. Väriltään pölypyrstö on kellertävä, ja se heijastaa suoraan auringonvaloa. Joskus pölypyrstö on kaareutunut niin paljon, että sopivassa kulmassa Maasta katsottuna se näyttää osoittavan Aurinkoon päin; tällöin sitä kutsutaan harhaanjohtavasti vastapyrstöksi.
Plasmapyrstö koostuu aurinkotuulen irrottamasta, osittain ionisoituneesta kaasusta sekä erittäin hienojakoisesta pölystä, ja se osoittaa suoraan Auringosta poispäin. Pyrstö on väriltään sinertävä, ja sen väri syntyy ultraviolettisäteilyn virittämistä atomeista. Myös plasmapyrstö heijastaa hieman auringonvaloa. Pyrstössä joskus havaittavat teräväpiirteiset mutkittelevat kuviot ovat seurausta Auringon magneettikentän kuvioista, joita aurinkotuuli seuraa.

Alkuperä

Komeettojen uskotaan olevan jäänne aurinkokunnan alkuajoilta, jolloin ne tiivistyivät muiden kappaleiden tavoin protoplanetaarisesta kiekosta ja sinkoutuivat kaukaisille kiertoradoille nuorten kaasujättiläisplaneettojen painovoiman vaikutuksesta. Ne muodostivat 50 000–100 000 AU:n päähän Auringosta Oortin pilven, jossa niiden kiertoradat vähitellen vakiintuivat ympyrämäisemmiksi lähitähtien vaikutuksesta. Radat eivät kuitenkaan enää sijainneet aurinkokunnan tasossa vaan olivat hajaantuneet ympäröimään aurinkokuntaa kaikkialta. Vuorovaikutukset muiden tähtien vastaavien vyöhykkeiden kanssa ovat yksi mahdollinen syy sille, miksi osa komeetoista sinkoutuu uudelleen elliptiselle radalle lähelle Aurinkoa.

Kiertorata

Kiertoratojensa perusteella komeetat voidaan jakaa karkeasti kahteen ryhmään. Pitkäperiodisten komeettojen aphelit sijaitsevat suureksi osaksi noin 50 000 AU:n etäisyydellä Oortin pilvessä, jossa niitä arvellaan olevan jopa satoja miljardeja eli jopa useiden kymmenien Maan massojen verran. Keskittymän pitkäperiodisten komeettojen apheleissä huomasi ensimmäisenä Jan Oort vuonna 1950. Lyhytperiodisten komeettojen kiertoaika on alle 200 vuotta, ja ne ovat iältään varsin nuoria. Gerard Kuiper osoitti 1951, että ne ovat peräisin eri komeettapopulaatiosta kuin pitkäperiodiset: niiden kiertoradan kaltevuus on alle 40° ja ne kiertävät Aurinkoa samaan suuntaan kuin planeetat. Hänen mukaansa ne tulivat aivan Neptunuksen radan takaa vyöhykkeeltä, jota nykyisin kutsutaan Kuiperin vyöhykkeeksi.
Eräiden komeettojen kiertorata on poikkeava. Encken komeetta kiertää Aurinkoa lähimmillään Merkuriuksen radan sisäpuolella ja kauimmillaankin Jupiterin radan sisällä. Komeetta 29P/Schwassmann-Wachmann puolestaan pysyttelee jatkuvasti Jupiterin ja Saturnuksen ratojen välissä, kun taas aiemmin asteroidiksi luokiteltu komeetta 2060 Chiron kiertää Saturnuksen ja Uranuksen välissä. Sillä on havaittavissa vähäinen koma, joka erottaa sen asteroideista. Eräät komeetat saapuvat kiertoradallaan äärimmäisen lähelle Aurinkoa ja saattavat jopa iskeytyä siihen. Toisaalta Jupiterin ja Saturnuksen voimakas painovoima saattaa sinkauttaa komeetan kokonaan ulos aurinkokunnasta vievälle radalle. Toistaiseksi ainuttakaan aurinkokunnan ulkopuolelta tullutta komeettaa ei ole havaittu.
Komeettoja havaitaan nykyisin vuosittain kymmenkunta, joista useimmat ovat havaittavissa vain kaukoputkella ja osa myös kiikarilla. Suuria komeettoja, jotka näkyvät kirkkaana paljain silminkin, ilmestyy keskimäärin kerran tai kaksi vuosikymmenessä. Edelliset kirkkaat komeetat olivat Hale-Bopp vuonna 1997 ja Hyakutake vuotta aiemmin. 12. tammikuuta 2007 perihelissä oleva komeetta C/2006 P1 (McNaught) on saavuttanut magnitudin –2 kirkkauden.
Auringonhipoja on komeetta, jonka kiertorata vie sen perihelissä hyvin lähelle Aurinkoa. Tällöin pieni tai jäinen komeetta saattaa höyrystyä kokonaan, eikä se selviä Auringon ohituksesta. Komeetan kirkastuminen riippuu siitä, kuinka hyvin se selviää Auringon kuumuudesta.

Uskomuksia

Pyrstötähtiä on muinoin pidetty merkittävinä ennusmerkkeinä. Keskiajalla Euroopassa pyrstötähtiä pidettiin pahojen aikojen enteinä. Tällä ei ole kuitenkaan ollut mitään tekemistä sen kanssa, että nykyisin komeettojen tiedetään voivan periaatteessa törmätä Maahan. Myös suomenkielinen nimi pyrstötähti kertoo, miksi sitä on luultu: tähdeksi, jolla on pyrstö. Tähdet ja planeetat (joita niitäkin kutsuttiin tähdiksi, kiertotähdiksi) on kuviteltu osiksi kiinteää tai kiinteistä osista muodostunutta taivaankantta tai muuta jumalallista näyttämöä, jolla kaikki kulkee vääjäämättömän kellon tarkkuudella ennalta säädettyä rataa. Kaikki poikkeuksellinen on käsitetty tätä taustaa vasten merkeiksi, jotka jumalallinen voima on tarkoituksella tehnyt ihmisten nähtäväksi. Siksi sen on oltava jotain hyvin tärkeää.