Komeet

’n Komeet is ’n klein, ysagtige hemelliggaam wat oor die algemeen in ’n sterk elliptiese baan om die Son wentel. Wanneer ’n komeet naby die Son kom, verdamp ’n gedeelte van die komeet se materie en word ’n sogenaamde koma en dikwels ook ’n stert of roei gevorm. Die soliede deel van die komeet word die komeetkern genoem.

Komete bestaan uit ys, gas en stof en staan daarom ook as "vuil sneeuballe" bekend. Die kern kan van ’n paar honderd meter tot tientalle kilometers breed wees, terwyl die koma kan wissel tussen duisende en miljoene kilometers in deursnee en die stert (of sterte) kan tot 1 AE (astronomiese eenheid), of 150 miljoen km, lank wees. Kortperiodekomete neem minder as 200 jaar om hul wentelbaan te voltooi, maar langperiodekomete neem duisende of selfs miljoene jare.

Kortperiodekomete ontstaan in die Kuiper-gordel of die verwante verstrooide skyf, wat anderkant die wentelbaan van Neptunus lê.

Langperiodekomete ontstaan waarskynlik in die Oort-wolk, ’n hipotetiese sferiese wolk van ysagtige liggame in die buitenste Sonnestelsel. Dié komete word in die rigting van die Son gewerp deur swaartekragsteurings wat veroorsaak word deur óf die groot buitenste planete (Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus) óf moontlik sterre wat verby die Sonnestelsel beweeg.

Hiperboliese komete, wat skaars is, beweeg een keer deur die Sonnestelsel voordat hulle in ’n hiperboliese baan in die interstellêre ruimte verdwyn.

In Julie 2013 was daar 4 894 bekende komete, en dié getal groei voortdurend. Tog is dit net ’n klein persentasie van die getal komete wat moontlik bestaan: daar kan tot ’n biljoen (1012) in die buitenste Sonnestelsel wees. Net sowat een komeet per jaar is met die blote oog sigbaar, want baie van hulle is redelik dof.

Die bekendste komeet is waarskynlik Halley se Komeet, wat laas in 1986 van die Aarde af gesien is.

Etimologie 

Die woord "komeet" is afgelei van die Latynse comēta of comētēs, wat op sy beurt kom van die Griekse woord κομήτης (komítis, "met lang hare"). Dié woord is ’n afleiding van κόμη (kómi, "hare op die kop").

Die sterrekundige simbool vir komete is () en bestaan uit ’n klein skyf met drie haaragtige uitsteeksels.

Ander Afrikaanse name sluit in: dwaalster, roeister of stertster.

Fisieke eienskappe

Kern 

Die soliede kern van ’n komeet bestaan uit ’n samestelling van rots, stof, ys en bevrore gasse soos koolstofdioksied, koolstofmonoksied, metaan en ammoniak. Daarom word hulle dikwels as "vuil sneeuballe" beskryf na aanleiding van Fred Whipple se model. Sommige komete het egter ’n hoër stofinhoud, en hulle word soms eerder "sneeuagtige stofballe" genoem.

Die oppervlak van die kern is gewoonlik droog, stowwerig of rotsagtig. Dit dui daarop dat die ys verberg lê onder ’n oppervlakkors van verskeie meters dik. Benewens die gasse wat reeds genoem is, bevat die kern ’n verskeidenheid organiese verbindings, wat kan insluit metanol, waterstofsianied, formaldehied, etanol en etaan en dalk meer komplekse molekules soos aminosure.

In 2009 is bevestig dat die aminosuur glikokol gevind is in die komeetstof wat Nasa se Stardust-sending versamel het. In Augustus 2011 is ’n verslag gepubliseer wat op Nasa se bestudering van meteoriete geskoei was, en daarin is die moontlikheid genoem dat DNS- en RNS-komponente (adenien, guanien en verwante organiese molekules) op asteroïdes en komete gevorm het.

Die buitenste oppervlak van komeetkerns het ’n baie lae albedo; hulle is van die swaks weerkaatsende voorwerpe in die Sonnestelsel. Die Giotto-ondersoektuig het bevind dat Halley se Komeet net 4% van die lig weerkaats wat daarop val en Deep Space 1 het ontdek dat Borrelly se Komeet net 3% van die lig weerkaats; in vergelyking daarmee weerkaats teer 7% van die lig wat daarop val. Dié swak weerkaatsing stel komete in staat om die hitte te absorbeer wat hulle nodig het om gasse vry te stel.

Komeetkerns met ’n radius van net sowat 30 km is al waargeneem, maar dit is moeilik om hul presiese grootte te meet. Die deursnee van Komeet P/2007 R5 se kern is moontlik slegs 100-200 meter. Omdat geen kleiner komete al ontdek is nie ondanks instrumente wat al hoe sensitiewer word, glo sommige kenners daar is bitter min komete wat kleiner as 100 meter breed is. Daar word geraam die bekende komete het ’n gemiddelde digtheid van 0,6 g/cm3. Vanweë hul lae massa word komeetkerns nie deur hul swaartekrag in ’n ronde bol gedruk nie en daarom het hulle onreëlmatige vorms.

Sowat 6% van die asteroïdes naby die Aarde is vermoedelik uitgedoofde komeetkerns wat nie meer gas vrystel nie.

Koma en stert 

In die buitenste Sonnestelsel bly komete gevries en onaktief, en omdat hulle so klein is, is hulle uiters moeilik of byna onmoontlik om van die Aarde af te sien. Statistiese waarnemings van onaktiewe komeetkerns in die Kuiper-gordel is al aangemeld uit data deur die Hubble-ruimteteleskoop, maar dié waarnemings word bevraagteken.

Wanneer ’n komeet nader aan die binneste Sonnestelsel kom, veroorsaak die Son se straling dat die vlugtige materiale in die komeet verdamp en uit die kern stroom terwyl dit stof daarmee saamneem. Die strome stof en gas uit die atmosfeer om die komeet, wat die "koma" genoem word, en die krag wat op die koma uitgeoefen word deur die Son se stralingsdruk en sonwind, bring mee dat ’n enorme "stert" gevorm word wat weg van die Son af wys.

Die koma bestaan gewoonlik uit water en stof, met water wat sowat 90% uitmaak van die vlugtige stowwe wat van die kern af uitstroom wanneer die komeet binne 3 tot 4 AE van die Son af is. Die watermolekules word vernietig hoofsaaklik deur fotodissosiasie en in ’n mindere mate foto-ionisasie. Groter stofdeeltjies word agtergelaat in die komeet se wentelpad terwyl die stralingsdruk kleiner deeltjies van die Son af wegdruk in die komeet se stert in.

Hoewel die komeet se kern meestal minder as 60 km breed is, kan die koma duisende of miljoene kilometers breed wees – dit word soms groter as die Son, soos in Oktober 2007 die geval was met komeet 17P/Holmes. Die Groot Komeet van 1811 het ook ’n koma gehad wat so groot soos die Son was. Tog kan die koma kleiner word omtrent in die tyd dat dit Mars se wentelbaan 1,5 AE van die Son af kruis. Op dié afstand is die sonwind sterk genoeg om die stof en gas weg van die koma te waai en in die proses word die stert langer. Ioonsterte is al waargeneem wat 1 AE (150 miljoen km) of langer is.

Beide die koma en stert word deur die Son verlig en kan sigbaar word wanneer die komeet deur die binneste Sonnestelsel beweeg; die stof weerkaats die sonlig regstreeks en die gasse gloei vanweë ionisasie. Die meeste komete is te dof om sonder ’n teleskoop te sien, maar elke dekade is daar ’n paar wat helder genoeg is om met die blote oog te sien. Soms ondergaan die komeet ’n groot en skielike uitbarsting van gas en stof, en in dié tyd word die koma vir ’n tydperk baie groter. Dit het in 2007 met Komeet Holmes gebeur.

Die strome stof en gas vorm elk sy eie stert wat in verskillende rigtings wys. Die stroom stof vorm dikwels ’n gebuigde stert, wat ’n tipe II- of stofstert genoem word. Die ioon- of tipe I-stert, wat uit gasse bestaan, wys altyd reguit weg van die Son af omdat die gas meer deur die sonwind beïnvloed word as die stof, en dit volg dus magnetieseveldlyne eerder as ’n wentelbaan.

Soms wys ’n kort stert in die teenoorgestelde rigting as die ioon- en stofstert – dit word ’n antistert genoem. Dit het sterrekundiges eers laat kopkrap, maar dit is nou bekend dat dit die punt van die stofstert is wat oënskynlik voor die komeet uit geprojekteer word vanweë ons waarnemingshoek. Die waarneming van ioonsterte het aansienlik bygedra tot die ontdekking van sonwind. Die ioonstert word gevorm vanweë die ionisasie van deeltjies in die koma deur ultraviolet-sonstraling. Wanneer die deeltjies geïoniseer is, het hulle ’n netto positiewe elektriese lading, wat op sy beurt ’n "kunsmatige magnetosfeer" om die komeet vorm. Die komeet en sy kunsmatige magnetiese veld vorm ’n hindernis vir die uitvloeiende sonwinddeeltjies. Omdat die relatiewe spoed van die komeet en die sonwind supersonies is, vorm ’n boogskok voor die komeet in die rigting waarin die sonwind waai. In hierdie boogskok versamel groot konsentrasies komeet-ione en hulle "laai" die son se magnetiese veld met plasma, sodat die veldlyne om die komeet "drapeer" en die ioonstert vorm.

As die ioonstertlading groot genoeg is, word die magneetveld om die koma gevou tot op ’n punt van die ioonstert waar magnetiese rekonneksie plaasvind. Dit lei daartoe dat die komeet se stert "gediskonnekteer" word. Dit is al ’n paar keer waargeneem – die een noemenswaardige voorval het op 20 April 2007 plaasgevind toe die ioonstert van Encke se Komeet heeltemal afgesny is. Dié gebeurtenis is deur die STEREO-ondersoektuig waargeneem.

Meteoorreëns 
Komete laat ’n stroom vaste afval agter wat te groot is om deur stralingsdruk of die sonwind weggedryf te word. As die komeet se wentelbaan dié van die Aarde om die Son kruis, sal daar waarskynlik ’n meteoorreën wees elke jaar wanneer die Aarde deur die stroom afval beweeg wat van die komeet agterbly. Die Perseïde-meteoorreën vind byvoorbeeld elke jaar tussen 9 en 13 Augustus plaas wanneer die Aarde deur die wentelbaan van Komeet Swift-Tuttle beweeg. Halley se Komeet is die bron van die Orionide-meteoorreën in Oktober.

Komete in ander stelsels 
Eksokomete, komete buite ons Sonnestelsel, is ook al waargeneem en is waarskynlik algemeen in die Melkweg. Die eerste eksokomeet wat ontdek is, was in 1987 om Beta Pictoris, ’n baie jong tipe A V-ster. Altesaam 10 sulke eksokomeetstelsels is sedertdien waargeneem danksy die absorpsiespektrum wat geskep word deur die groot gaswolke wat deur komete uitgestraal word wanneer hulle naby hul ster verbybeweeg.

Wentelbaaneienskappe 

Die meeste komete is klein Sonnestelsel-liggame met ’n lang elliptiese wentelbaan wat maak dat hulle vir ’n kort ruk naby die Son kom en dan vir ’n lang ruk ver weg na die buitenste deel van die Sonnestelsel beweeg. Komete word dikwels geklassifiseer volgens die lengte van hul wentelperiodes: hoe langer die periode, hoe meer uitgerek is die ellips.

Kort periode 
Periodieke of kortperiodekomete is dié met ’n wentelperiode van minder as 200 jaar. Hulle wentel gewoonlik op die vlak van die ekliptika in dieselfde rigting as die planete. Hulle is gewoonlik tydens hul afelium in die buitenste wyke van die Sonnestelsel waar die buitenste vier planete (Jupiter en verder) voorkom; die afelium van Halley se Komeet is byvoorbeeld net buite die wentelbaan van Neptunus. Komete waarvan die afelium naby ’n groot planeet se wentelbaan is, word sy "familie" genoem. Sulke families ontstaan vermoedelik wanneer die planeet ’n voorheen langperiodekomeet in ’n korter wentelbaan aantrek. Jupiter is die planeet wat die meeste komete beïnvloed omdat sy massa meer as dubbel dié van al die ander planete saam is.

Die ander uiterste is komete soos Encke se Komeet, waarvan die wentelbaan nie eens tot by dié van Jupiter strek nie; hulle is bekend as "Encketipe-komete". Kortperiodekomete met wentelperiodes van minder as 20 jaar en lae hellings (tot 30º) word "Jupiterfamilie-komete" genoem. Dié soos Halley, met wentelperiodes van tussen 20 en 200 jaar en hellings van nul tot meer as 90º, word "Halleytipe-komete" genoem. Tot in 2013 is net 72 Halleytipe-komete waargeneem in vergelyking met 470 Jupiterfamilie-komete.

Onlangs ontdekte "hoofgordelkomete" vorm ’n aparte klas; hulle wentel in meer sirkelvormige bane in die asteroïdegordel.

Vanweë hul wenteleienskappe het kortperiodekomete vermoedelik hul oorsprong in die Sentoure, die Kuiper-gordel en die verstrooide skyf – ’n skyf van voorwerpe anderkant Neptunus – terwyl die bron van langperiodekomete vermoedelik die meer verafgeleë sferiese Oort-wolk is. Groot swerms komeetagtige voorwerpe wentel waarskynlik in hierdie verafgeleë streke in rofweg sirkelvormige bane om die Son. Die swaartekraginvloed van die buitenste planete (in die geval van voorwerpe in die Kuiper-gordel) of nabygeleë sterre (in die geval van Oort-wolkvoorwerpe) kan hierdie liggame in ’n elliptiese baan dwing wat hulle in die rigting van die Son stuur om ’n sigbare komeet te vorm. Anders as by periodieke komete, waarvan die wentelbane vasgestel is danksy vorige waarnemings, is die verskyning van nuwe komete onvoorspelbaar.

Lang periode 

Langperiodekomete het uiters eksentriese wentelbane en periodes van tussen 200 en duisende of selfs miljoene jare. Komete soos West en C/1999 F1 kan apoapside-afstande van byna 70 000 AE hê en wentelperiodes wat op sowat 6 miljoen jaar geraam word.

’n Eksentrisiteit van groter as 1 (wat ’n ontsnappingsbaan veroorsaak) wanneer dit naby sy perihelium is, beteken nie noodwendig die komeet sal die Sonnestelsel verlaat nie. So het Komeet McNaught ’n heliosentriese oskulerende eksentrisiteit van 1,000019 gehad toe dit sy perihelium in Januarie 2007 bereik het, maar dit is gebonde aan die Son met ’n wentelperiode van rofweg 92 600 jaar omdat die eksentrisiteit tot minder as 1 afneem wanneer dit verder weg van die Son beweeg. Komete wat uit die Sonnestelsel gewerp word deurdat hulle naby groot planete verbybeweeg het, word nie meer beskou asof hulle ’n "periode" het nie.

Geen komete met ’n eksentrisiteit van veel meer as 1 is al waargeneem nie, en daar is dus geen bevestigde waarnemings van komete wat dalk hul oorsprong buite die Sonnestelsel het nie. Komeet C/1980 E1 het ’n wentelperiode van rofweg 7,1 miljoen jaar gehad voor sy perihelium in 1982, maar toe hy in 1980 naby Jupiter was, het dié planeet hom laat versnel en dit het ’n eksentrisiteit van 1,057 bereik, die grootste van enige bekende hiperboliese (nie-periodieke) komeet.

Verlore komete 
’n Paar periodieke komete wat in vorige eeue ontdek is, is nou verlore. Hul wentelbane was nooit bekend genoeg om toekomstige verskynings te voorspel nie, of die komete het gedisintegreer. Tog word ’n "nuwe" komeet nou en dan ontdek en dan wys berekenings van sy wentelbaan dat dit ’n ou, "verlore" komeet is. ’n Voorbeeld is 11P/Tempel-Swift-LINEAR, wat in 1869 ontdek is maar nie ná 1908 weer gesien is nie weens die steurende uitwerking van Jupiter. Dit is eers in 2001 per toeval deur LINEAR herontdek.

Die lot van komete 

As ’n komeet vinnig genoeg beweeg, kan dit die Sonnestelsel verlaat. Tot op datum is die enigste komete waarmee dit gebeur het, dié wat deur die steurende uitwerking van ander voorwerpe soos Jupiter beïnvloed is.

Jupiterfamilie-komete het ’n aktiewe leeftyd van sowat 10 000 jaar of ~1 000 omwentelings, terwyl langperiodekomete gouer verdoof. Net 10% van die langperiodekomete oorleef meer as 50 omwentelings en net 1% meer as 2 000 omwentelings. Eindelik verdamp al die vlugtige materiale in ’n komeet se kern en dit word ’n klein, donker stuk rots wat soos ’n asteroïde kan lyk. Sommige asteroïdes in elliptiese wentelbane is nou geïdentifiseer as verdoofde komete.

Die kern van sommige komete kan baie bros wees en van hulle is al waargeneem wat disintegreer of opbreek. Dit sluit in 3D/Biela in 1846, Shoemaker-Levy 9 in 1992 en 73P/Schwassmann–Wachmann van 1995 tot 2006. Die Griekse historikus Ephorus het berig dat ’n komeet so lank terug as die winter van 372–373 v.C. opgebreek het. Dit kan gebeur weens termiese stres, interne gasdruk of ’n botsing.

Die komete 42P/Neujmin en 53P/Van Biesbroeck lyk soos dele wat van een komeet oorgebly het. Albei het in Januarie 1850 redelik naby aan Jupiter gekom, en hul wentelbane was voor 1850 byna identies.

Sommige komete het ’n skouspelagtiger einde – hulle val óf in die Son óf bots teen ’n planeet of ander voorwerp. Botsings tussen komete en planete of mane was in die vroeë dae van die Sonnestelsel algemeen: van die kraters op die maan is waarskynlik deur komete veroorsaak. ’n Onlangse botsing was dié van Komeet Shoemaker-Levy 9 in Julie 1994 teen Jupiter nadat dit aanvanklik opgebreek het.

Bron van lewe 
Baie komete het in die beginjare van die Aarde se bestaan teen die planeet gebots. Baie wetenskaplikes glo komete wat die Aarde sowat 4 miljard jaar gelede gebombardeer het, het die groot hoeveelhede water wat nou in ons oseane voorkom, of minstens ’n groot deel daarvan, na die Aarde gebring. Ander navorsers betwyfel egter dié teorie. Die opsporing van organiese molekules in komete laat sommige geleerdes vermoed dat komete of meteoriete dalk die voorlopers van lewe – of lewe self – na die Aarde gebring het. Daar is steeds baie komete wat na aan die Aarde verbybeweeg, maar ’n botsing met ’n asteroïde is meer waarskynlik as een met ’n komeet.

Daar word ook vermoed dat komete oor ’n lang tydperk aansienlike hoeveelhede water na die maan gebring het, waarvan ’n deel dalk steeds oorgebly het as maanys.

Naamgewing 

Verskillende metodes is die afgelope twee eeue gebruik om name aan komete te gee. Voor ’n sistematiese naamgewingsproses aanvaar is, het komete hul name op verskeie maniere gekry. Voor die vroeë 20ste eeu het die meeste name bloot verwys na die jaar waarin dit verskyn het, soms met bykomende byvoeglike naamwoorde vir besonder helder komete; dus die "Groot Komeet van 1680", die "Groot Komeet van 1882" en die "Groot Januarie-komeet van 1910".

Nadat Edmund Halley bewys het die komete van 1531, 1607 en 1682 is dieselfde voorwerp en sy terugkeer in 1759 korrek voorspel het, het dit bekend geword as Halley se Komeet. Net so is die tweede en die derde periodieke komeet wat ontdek is, Encke se Komeet en Biela se Komeet, genoem na die sterrekundiges wat hul wentelbane korrek bereken het eerder as die oorspronklike ontdekkers. Later is periodieke komete genoem na hul ontdekkers, maar komete wat net een keer verskyn het, is steeds genoem na die jaar van hul verskyning.

In die vroeë 20ste eeu het dit algemene gebruik geword om komete na hul ontdekkers te noem. ’n Komeet kan na tot drie onafhanklike ontdekkers genoem word. In onlangse jare is talle komete ontdek deur instrumente wat deur groot spanne sterrekundiges gehanteer word, en in dié geval word die komete na die instrument genoem. Komeet IRAS-Araki-Alcock is onafhanklik ontdek deur die Infrarooi Satelliet (IRAS) en die amateur-sterrekundiges Genichi Araki en George Alcock. In die verlede is ’n nommer by die naam gevoeg as ’n paar komete deur dieselfde individu, groep of span ontdek is (maar net vir periodieke komete); dus Komeet Shoemaker-Levy 1-9. Vandag is dit onprakties vanweë die groot aantal komete wat sekere instrumente ontdek en geen poging word aangewend om elke komeet ’n unieke naam te gee nie. Komete se sistematiese name word eerder gebruik om verwarring te voorkom.

Tot 1994 het komete eers ’n voorlopige naam gekry wat bestaan het uit die jaar waarin dit ontdek is, gevolg deur ’n kleinletter om die volgorde van sy ontdekking in daardie jaar aan te dui. Komeet 1969i (Bennett) was byvoorbeeld die 9de komeet wat in 1969 ontdek is. Nadat die komeet sy perihelium bereik het en sy wentelbaan bepaal is, het dit ’n permanente naam gekry volgens die jaar van sy perihelium, gevolg deur ’n Romeinse getal om aan te dui in watter volgorde hy daardie jaar sy perihelium bereik het. Komeet 1969i het byvoorbeeld Komeet 1970 II geword (dit was die tweede komeet wat in 1970 sy perihelium bereik het).

’n Toename in die ontdekking van komete het dié metode onprakties gemaak, en in 1994 het die Internasionale Astronomiese Unie ’n nuwe metode van naamgewing aanvaar. Komete word nou genoem na die jaar van hul ontdekking, gevolg deur ’n letter wat dui op die halfmaand van die ontdekking en ’n nommer wat dui op die volgorde van die ontdekking (’n soortgelyke stelsel word vir asteroïdes gebruik). Die vierde komeet wat in die tweede helfte van Februarie 2006 ontdek is, sal byvoorbeeld die naam 2006 D4 kry. Voorvoegsels word ook bygevoeg om die aard van die komeet aan te dui:
 P/ is ’n periodieke komeet (met ’n wentelperiode van korter as 200 jaar of as bewyse bestaan van meer as een waarneming van sy perihelium).
 C/ is ’n nie-periodieke komeet (een wat nie aan bogenoemde vereistes voldoen nie).
 X/ is ’n komeet waarvoor geen betroubare wentelbaan bereken kon word nie (gewoonlik historiese komete).
 D/ is ’n periodieke komeet wat verdwyn, opgebreek of gedisintegreer het.
 A/ is ’n voorwerp wat verkeerdelik as ’n komeet geïdentifiseer is, maar daar is later bewyse gevind dat dit ’n kleinplaneet is.

Halley se Komeet, wat die eerste komeet is wat as periodiek geïdentifiseer is, het die sistematiese naam 1P/1682 Q1. Komete wat eers name as ’n kleinplaneet gekry het, hou dié naam en dit lei tot ’n paar vreemde name soos P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).

Daar is net vyf voorwerpe in die Sonnestelsel wat name as beide komete en asteroïdes het: 2060 Chiron (95P/Chiron), 4015 Wilson-Harrington (107P/Wilson-Harrington), 7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro), 60558 Echeclus (174P/Echeclus) en 118401 LINEAR (176P/LINEAR).

Waarnemingsgeskiedenis

Vroeë studies 

Uit vroeë bronne, soos Chinese orakelbene, is dit bekend dat die mens millenniums lank al komeetverskynings waarneem. Tot die 16de eeu is komete beskou as voorbodes van die dood van konings of adellikes, of tekens van rampe wat kom of selfs aanvalle deur hemelse wesens op aardbewoners.

Toe Halley se Komeet in 1066 verskyn, het Willem, die Hertog van Normandië, dit as ’n teken beskou om Engeland binne te val. Terselfdertyd het koning Harold II dit as ’n voorbode beskou dat sy bewind tot ’n val sou kom. Met die Slag van Hastings het Willem Harold verslaan en Willem I van Engeland geword.

In die eerste boek van sy Meteorologie het Aristoteles komete beskryf as ’n verskynsel van die Aarde se boonste atmosfeer, waar warm, droë dampe vergader en van tyd tot tyd in vlamme uitbars. In die 16de eeu het Tycho Brahe gedemonstreer dat komete van buite die Aarde se atmosfeer kom deur die parallaks van die Groot Komeet van 1577 te bestudeer uit waarnemings wat deur verskeie mense gedoen is. Met sy berekenings het hy gemeen die komeet moes minstens vier keer so ver as die maan wees.

Wentelbaanstudies 

Isaac Newton het in sy Philosophiae Naturalis Principia Mathematica van 1687 bewys ’n voorwerp wat onder die invloed van sy swaartekragwet beweeg, moet ’n wentelbaan volg met die vorm van een van die keëlsnitte (’n sirkel, ovaal, parabool of hiperbool), en hy het gedemonstreer hoe ’n komeet se pad deur die lug ’n parabool kan vorm deur die komeet van 1680 as voorbeeld te gebruik.

In 1705 het Edmond Halley (1656–1742) Newton se metode toegepas op 23 komeetverskynings tussen 1337 en 1698. Hy het gemerk drie van hulle, die komete van 1531, 1607 en 1682, het baie eenderse wentelbaanelemente, en hy was verder in staat om die effense verskille in hul wentelbane te verduidelik aan die hand van die swaartekraginvloed van Jupiter en Saturnus. Oortuig daarvan dat dit drie verskynings van dieselfde komeet was, het hy voorspel dat dit weer in 1758-'59 sy verskyning sou maak. Toe sy voorspelling waar word, is die komeet na hom genoem. Dit sal weer in 2061 te sien wees.

Studie van fisieke eienskappe 
Newton het komete beskryf as kompakte en soliede voorwerpe wat in ’n skuins wentelbaan beweeg en hul sterte as dun strome damp uit hul kern wat deur die Son aan die brand gesteek of verhit word. Hy het vermoed dat komete verantwoordelik is vir die oorsprong van die lewegewende komponent van lug.

In die 18de eeu het sommige wetenskaplikes reeds reg voorspel waaruit komete bestaan. In 1755 het Immanuel Kant voorspel dat komete bestaan uit die een of ander vlugtige stof, waarvan die verdamping verantwoordelik is vir hul helderheid naby hul perihelium. In 1835 het die Duitse wiskundige Friedrich Bessel strome damp tydens die verskyning van Halley se komeet waargeneem en in die volgende jaar het hy voorgestel dat die krag van die verdampende materiaal groot genoeg is om die komeet se wentelbaan aansienlik te verander. Hy het gemeen die nie-gravitasionele bewegings van Encke se Komeet is die gevolg daarvan.

In 1950 het Fred Whipple voorgestel dat komete ysagtige voorwerpe is met ’n hoeveelheid stof en rots, eerder as rotsagtige voorwerpe met ’n hoeveelheid ys. Hierdie "vuil sneeubal"-model is gou aanvaar en dit het gelyk of talle ruimtetuie se waarnemings hiermee ooreenstem. Tuie soos Giotto, Vega 1 en Vega 2 het in 1986 deur die koma van Halley se Komeet gevlieg en die kern afgeneem. Strome verdampende materiaal is waargeneem.

Onlangs bevindings 

Daar word steeds gedebatteer oor hoeveel ys in ’n komeet is. In 2001 het Nasa se Deep Space 1-span hoëresolusiefoto's van die oppervlak van Komeet Borrelly geneem. Hulle het aangekondig dat Borrelly ’n droë oppervlak het met duidelike strome materiaal. Die feit dat komete water- en ander ys bevat, het dr. Laurence Soderblom van die VS Geologiese Opname tot die gevolgtrekking laat kom dat die ys onder die kors weggesteek is "omdat die oppervlak deur die Son se hitte uitgedroog is of miskien omdat die baie donker, roetagtige materiaal op die oppervlak enige tekens van oppervlak-ys bedek".

In Julie 2005 het die Deep Impact-ondersoektuig ’n krater in Komeet Tempel 1 geblaas om sy binnekant te bestudeer. Dit het gelyk of die meeste van die komeet se ys onder die oppervlak lê en dat dit die strome verdampende water in die koma voed. Die tuig is hernoem tot EPOXI en het op 4 November verby Komeet Hartley 2 gevlieg.

Die Stardust-ruimtetuig het in Januarie 2004 deeltjies van die koma van Komeet Wild 2 versamel en twee jaar later monsters  teruggebring na die Aarde. Claudia Alexander, ’n wetenskaplike van Nasa se Jet Propulsion Laboratory wat al lank komete bestudeer, het aan space.com gesê hoe verbaas sy is oor die hoeveelheid strome, hul voorkoms aan die donker en die ligte kant van die komeet, hul vermoë om groot stukke rots van die oppervlak af te lig en die feit dat Komeet Wild 2 nie ’n losse verbinding van afval is nie.

Meer onlangse data van die Stardust-sending het gewys materiaal wat uit die stert van Wild 2 verkry is, is kristalagtig en kon net "in vuur" gevorm gewees het. Hoewel komete in die buitenste Sonnestelsel gevorm word, het die vermenging van materiaal in die vroeë vorming van die Sonnestelsel vermoedelik materiaal deur die protoplanetêre skyf versprei, en daarom bevat komete ook kristalagtige korrels wat in die warm binneste Sonnestelsel gevorm het. Boonop het die materiaal gewys "komeetstof lyk soos asteroïde-materiale". Dit het wetenskaplikes genoop om weer te dink oor die aard van komete en hoe hulle van asteroïdes verskil.

In April 2011 het wetenskaplikes van die Universiteit van Arizona bewyse ontdek dat daar vloeibare water in Wild 2 is. Hulle het yster- en kopersulfiedminerale gevind wat in die teenwoordigheid van water gevorm moes gewees het. Dié ontdekking weerspreek die bestaande idee dat komete nooit warm genoeg word om hul ys te smelt nie.

Toekomstige ruimtesendings sal die mens ’n beter begrip gee van waaruit komete bestaan. Die Europese Rosetta-ondersoektuig is tans op pad na Komeet Churyumov-Gerasimenko; in 2014 sal dit om die komeet wentel en ’n klein landingstuig op sy oppervlak plaas.

Ruimtetuie se teikens 
Hieronder volg ’n lys van komete wat al deur ruimtetuie besoek is.

Merkwaardige komete

Groot komete 
Sowat een keer in ’n dekade word ’n komeet so helder dat dit duidelik van die Aarde af gesien kan word. Sulke komete word "groot komete" genoem. Lank gelede het helder komete die mens dikwels met histerie en paniek gevul en hulle is as slegte tekens beskou. Meer onlangs, tydens die verskyning van Halley se Komeet in 1910, het die Aarde deur die komeet se stert beweeg en ’n koerantberig het die vrees laat ontstaan dat giftige siaangas in die stert miljoene mense kan vergiftig. Die verskyning van Komeet Hale-Bopp het in 1997 gelei tot die massaselfmoord van die sekte Heaven's Gate.

Dit is moeilik om te voorspel of ’n komeet ’n groot komeet gaan wees omdat baie faktore die helderheid daarvan kan beïnvloed. In die algemeen is die kans groot dat ’n komeet ’n groot komeet kan wees as dit ’n groot en aktiewe kern het, naby die Son sal verbybeweeg en nie soos van die Aarde af gesien, deur die Son verberg sal word as dit op sy helderste is nie. Tog het Komeet Kohoutek in 1973 aan al die kriteria voldoen en daar is verwag dit sou skouspelagtig wees, maar dit was nie. Minder is verwag van Komeet West, wat drie jaar later verskyn het, en toe was dit ’n uiters indrukwekkende komeet.

In die laat 20ste eeu was daar ’n lang tyd waarin geen groot komete verskyn het nie, maar dit is gevolg deur twee kort ná mekaar – Hyakutake in 1996 en Hale-Bopp, wat sy maksimum helderheid in 1997 bereik het nadat dit twee jaar vroeër ontdek is. Die eerste groot komeet van die 21ste eeu was C/2006 P1 (McNaught), wat in Januarie 2007 met die blote oog gesien kon word. Dit was die helderste komeet in meer as 40 jaar.

Sonskeerders 
Sonskeerders is komete wat met hul perihelium baie na aan die Son verbyskeer, soms op ’n afstand van ’n paar duisend kilometer. Hoewel klein planete heeltemal kan verdamp in sulke omstandighede, kan ’n groter komeet dit vele kere oorleef. Die sterk getykrag wat dit ondervind, lei egter dikwels daartoe dat dit opbreek.

Sowat 90% van die Sonskeerders wat met die SOHO-sterrewag waargeneem word, is lede van die Kreutz-groep, wat almal van een reusekomeet afkomstig is wat opgebreek het nadat dit die eerste keer deur die binneste Sonnestelsel beweeg het. Die ander 10% is soms sporadiese Sonskeerders, maar vier ander verwante komeetgroepe is onder hulle geïdentifiseer: die Kracht-, Kracht 2a-, Marsden- en Meyer-groep.

Ongewone komete 
’n Paar van die duisende bekende komete is heel ongewoon. Encke se Komeet wentel van buite die asteroïdegordel tot net binne die wentelbaan van Mercurius, terwyl Komeet 29P/Schwassmann-Wachmann tans in ’n byna sirkelvormige wentelbaan beweeg tussen die wentelbane van Jupiter en Saturnus. 2060 Chiron, wat ’n onstabiele wentelbaan tussen Saturnus en Uranus volg, is eers as ’n asteroïde geklassifiseer totdat ’n dowwe koma opgemerk is. Net so is Komeet Shoemaker-Levy 2 oorspronklik as ’n asteroïde, 1990 UL3, geïdentifiseer. Sowat 6% van die asteroïdes naby die Aarde is vermoedelik die gedoofde kerns van komete wat nie meer gas vrystel nie.

Sommige komete breek op tydens hul perihelium, soos die groot komete West en Ikeya-Seki. Biela se Komeet het in 1846 middeldeur gebreek. Die twee komete wat daaruit ontstaan het, is in 1852 apart gesien, maar nooit weer nie. In die plek daarvan het ’n skouspelagtige meteoorreën in 1872 en 1885 plaasgevind toe die komete weer sigbaar moes gewees het.

Nog ’n merkwaardige verskynsel was Shoemaker-Levy 9. Dit is in 1992 deur Jupiter aangetrek toe dit tydens sy perijovium naby die planeet verbybeweeg het en het in honderde stukke gebreek. Dit is in 1993 ontdek terwyl dit in ’n wentelbaan om Jupiter was. Die stukke het in Julie 1994 oor ’n tydperk van ses dae Jupiter se atmosfeer getref – dit was die eerste keer dat sterrekundiges ’n botsing tussen twee voorwerpe in die Sonnestelsel waarneem. Daar is ook al voorgestel dat die voorwerp wat in 1908 vir die Toengoeska-voorval verantwoordelik was, ’n stuk van Encke se Komeet was.

Verwysings

Bronne

Verdere leesstof 
 .
 Brandt, J.C. and Chapman, R.D.: Introduction to comets, Cambridge University Press 2004

Eksterne skakels 
 Comets Page  at NASA's Solar System Exploration
 International Comet Quarterly
 How to Make a Model of a Comet  audio slideshow – National High Magnetic Field Laboratory
 Catalogue of the Solar System Small Bodies Orbital Evolution
 Information about comets and asteroids
 

  Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia