Komet

mini|Kometen McNaught
En komet (fra , astēr komētēs, «hårstjerne», astronomisk symbol: ) er et mindre himmellegeme som kretser rundt en stjerne. Når den befinner seg tilstrekkelig nær stjernen, fremtrer en synlig koma (atmosfære) eller en hale som først og fremst skyldes påvirkningen fra stjernens stråling på kometkjernen. Kometkjerner er svakt sammenholdte samlinger av is, støv og mindre steinpartikler, og varierer i størrelse fra ca. 100 meter til 30 km.

Kometenes periodiske omløpstid varierer fra noen få år til hundretusenvis av år. Enkelte passerer bare én eneste gang gjennom den indre delen av solsystemet før de fortsetter utover i rommet. Kometer med en kort periode antas å ha opphav i Kuiperbeltet eller i den spredte skiven utenfor Neptuns omløpsbane. Langperiodiske kometer antas å ha opphav i et område som er mye lengre fra solen, i Oorts sky, som består av fragmenter som ble til overs ved kondensasjonen av soltåken. Når andre stjerner kommer i nærheten av solsystemet og Oorts sky, kan de isete objektene skyves ut av sine baner og falle inn mot solen og planetene, hvor de får omløpsbane som en komet. På samme måte kan gasskjempenes gravitasjon forandre banene.

Kometer etterlater seg en hale av fragmenter. Hvis deres bane passerer jordens, kan det også oppstå meteorsvermer når jorden passerer gjennom halen. Eksempler er perseidene som oppstår hvert år mellom 9. og 13. august når jorden passerer kometen Swift–Tuttles bane. Kometen 21P/Giacobini–Zinner er kilden til draconidene som opptrer rundt 8.–10. oktober, og Halleys komet er kilden til meteorsvermen orionidene i oktober/november. Kometene kretser ofte i sin bane i tusenvis av år, og fragmenter kan ha blitt spredt gjennom hele banen. Derfor kan meteorsvermen observeres hvert år selv om kometen er langt unna.

Asteroider består av silikater (stein) og metaller tvers igjennom, mens kometer består stort sett av frossent vann og frosne gasser. Utbrente og utdødde kometer, som har mistet sitt flyktige materiale, kan likevel ligne på asteroider.

Per 20. mars 2013 var det oppdaget  kometer, hvorav drøyt 500 er kortperiodiske. Det totale antallet kometlignende objekter i solsystemet antas å være nærmere en billion (), men de færreste kommer i nærheten av det indre solsystemet. I gjennomsnitt kan ca. én komet ses med det blotte øye per år, men mange er svake og ubetydelige.

 Etymologi 
mini|Kjernen hos kometen 103P/Hartley måler omtrent 2 kilometer i diameter.
mini|Kjernen hos kometen Tempel 1 måler omtrent 6 kilometer i diameter.
Ordet komet kommer via gammelfransk cometa (moderne fransk: comète), som er attestert ca. 1200, fra latin comēta eller comētēs. Dette er igjen en latinisering av gresk (aster) kometes ([ἀστὴρ] κομήτης, «hårstjerne»). Kometes er avledet av koman (κομᾶν, «å ha langt hår»), som er avledet av kome (κόμη, «hår på hodet») og som ble benyttet i betydningen «halen til en komet».

Ordet koma ble brukt første gang i 1765 i betydningen en komets flyktige stoffer, og kommer via latin coma, som er en latinisering av gresk kome. Det ble tidligere på engelsk (1660-årene) brukt som et botanisk begrep som betød «hårtuster».

Det astronomiske symbolet for kometer er  – en liten sirkel med tre hårlignende utvidelser.

 Navn og betegnelser 
Kometers navn har fulgt flere ulike konvensjoner de seneste to århundrene. Før tidlig på 1900-tallet siktet man til året en komet dukket opp, iblant sammen med spesielle beskrivelser som utpekte kometen. Eksempler er 1680-årets store komet (Kirchs komet) eller den store kometen i 1882. Da Edmond Halley påviste at kometene fra 1531, 1607 og 1682 var samme objekt og forutsa at den kom tilbake i 1759, ble kometen kjent som Halleys komet. Også Enckes komet og Bielas komet fikk sine navn etter astronomene som beregnet banene og ikke oppdagerne. Senere ble periodiske kometer som oftest benevnt etter oppdageren, mens ikke-periodiske kometer fortsatt ble betegnet etter det året de dukket opp.

Siden tidlig på 1900-tallet har det vært vanlig å oppkalle kometer etter oppdagere. En komet kan få navnet fra opp til tre uavhengige oppdagere. I den senere tid har kometer ofte blitt oppdaget av avanserte instrumenter som styres av et helt lag av astronomer, og i disse tilfellene benevnes objektene etter instrumentet. For eksempel ble kometen IRAS–Araki–Alcock oppdaget uavhengig av hverandre av satellitten IRAS og amatørastronomene Genichi Araki og George Alcock. Periodiske kometer som er oppdaget av samme individ eller gruppe individer, ble tidligere gitt oppdagerens navn med et nummer, for eksempel Shoemaker-Levy 1–9. I dag kan et og samme instrument oppdage et stort antall kometer – SOHO har per juni 2008 oppdaget over  kometer. Derfor er det blitt upraktisk med unike navn. I stedet brukes kometenes systematiske benevning for å unngå forvirring.

Frem til 1994 fikk kometer først en tilfeldig betegnelse som bestod av årstall for oppdagelse etterfulgt av en liten bokstav som betegnet rekkefølgen av oppdagelsen det året. For eksempel var 1969i (Bennett) den niende kometen som ble oppdaget i 1969. Etter at kometen var blitt observert gjennom periheliumpasseringen og omløpsbanen var bekreftet, fikk den en permanent betegnelse etter året for periheliumpasseringen fulgt av passeringens rekkefølge i romertall det året. Kometen 1969i ble dermed 1970 II (den andre kometen til å passere perihelium i 1970).

Det økende antallet oppdagelser gjorde dette tungvint, og i 1994 lanserte IAU en ny navnekonvensjon. Kometer benevnes nå etter oppdagelsesår etterfulgt av en bokstav som indikerer hvilken halvmåned oppdagelsen ble gjort i, fulgt av et sekvensnummer (et system som ligner på det for asteroider). Dette innebærer at den fjerde kometen som ble oppdaget i den andre halvdelen av februar 2006, fikk navnet 2006 D4. Et prefiks indikerer kometens type:

 P/ indikerer at det er en periodisk komet (definert som at den har en omløpstid på mindre enn 200 år eller at man har bekreftet observasjoner av minst to perihelpassasjer).
 C/ indikerer en ikke-periodisk komet (slik at den ikke er periodisk ifølge definisjonen over).
 X/ indikerer en komet som det ikke er mulig å regne ut en sikker omløpsbane for (i allmennhet historiske kometer).
 D/ indikerer en komet som er gått i oppløsning eller en tapt komet.
 A/ indikerer en småplanet som er blitt feiltolket som en komet.

Etter den andre observerte periheliumpasseringen får periodiske kometer et siffer som indikerer rekkefølgen av oppdagelsen. Halleys komet, den første som ble identifisert som periodisk, har derfor betegnelsen 1P/1682 Q1. Kometer som først får en betegnelse som småplanet, beholder denne. Det fører da til litt merkelige navn som for eksempel P/2004 EW38 = 2009 S4 (Catalina-LINEAR).Minorplanetcener.org: MPEC 2009-S126: COMET P/2004 EW38 = 2009 S4 (CATALINA-LINEAR), Minor Planet Electronic Circular, 28. september 2009

Fem objekter er listet som både kometer og asteroider: 2060 Chiron (95P/Chiron), 4015 Wilson-Harrington (107P/Wilson-Harrington), 7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro), 60558 Echeclus (174P/Echeclus) og 118401 LINEAR (176P/LINEAR, LINEAR 52).

 Fysiske egenskaper 
 Kjernen 

+Egenskaper til enkelte kometerNavnDimensjonerkmTetthetg/cm3MassekgHalley: Volum til en ellipsoide på 15x8x8km * en tetthet på 0.6 g/cm3 gir en masse (m=d*v) på 3,02E+14 kg.
Tempel 1: Den sfæriske diameter på 6,25 km * en tetthet på 0.62 g/cm3 gir en masse på 7,9E+13 kg.
19P/Borrelly: Volum til en ellipsoide på 8x4x4km * en tetthet på 0.3 g/cm3 gir en masse på 2,0E+13 kg.
81P/Wild: Volum til en ellipsoide på 5,5x4,0x3,3km * en tetthet på 0.6 g/cm3 gir en masse på 2,28E+13 kg.Halleys komet    0,6  3Tempel 1    0,62  7,919P/Borrelly    0,3  281P/Wild    0,6  2,3
Kjernene varierer i størrelse fra ca. 100 meter opp til 30 kilometer, men å bestemme deres eksakte størrelse er vanskelig. Kjernen til kometen P/2007 R5 (SOHO) antas å ha en diameter på bare 100–200 meter. Mangelen på observerte kometer som er mindre, på tross av instrumentenes økte sensitivitet, har ført enkelte til å anta at det ikke finnes kometer som er under 100 meter i diameter. Den gjennomsnittlige tettheten i kjente kometer er 0,6 g/cm3. På grunn av sin lave masse blir ikke kometkjerner sfæriske (kuleformet) av sin egen gravitasjon og har derfor irregulære former.

Kometer består av bergarter, støv, is og ulike frosne gasser som karbonmonoksid, karbondioksid, metan og ammoniakk. De beskrives ofte som «skitne snøballer», etter Fred Lawrence Whipples modell. Samtidig er det observert tørre overflater dekket med stein og støv hvor isen er gjemt under overflaten, og noen kaller dette «isete støvballer». 

I tillegg inneholder kometkjerner organiske stoffer som metanol, hydrogencyanid, formaldehyd, etanol og etan, og muligens også mer komplekse molekyler som lengre hydrokarboner og aminosyrer. En rapport fra august 2011 som var basert på NASA-studier av meteoritter funnet på jorden, antyder at komponenter av DNA og RNA (adenin, guanin og relaterte organiske forbindelser) kan ha blitt dannet på asteroider og kometer.

Kometkjerner er blant de mørkeste kjente objektene i solsystemet. Romsonden Giotto oppdaget at kjernen i Halleys komet reflekterer 4 % av det innkommende lyset. Deep Space 1 målte 2,4–3 % refleksjon på kometen 19P/Borrelly. Til sammenligning reflekterer asfalt rundt 7 %. Forklaringen antas å være at kjernen i stor grad er dekket av komplekse organiske stoffer. Strålingen fra solen forringer de mer flyktige gassene og etterlater der de lange hydrokarbonene, som ofte er svært mørke. Denne mørke overflaten påskynder også forringingen av gasser.

 Koma og hale 

I det ytre solsystemet forblir kometene frosne og er derfor ofte nesten umulige å oppdage fra jorden med dagens teknikk på grunn av den lille størrelsen. Det er blitt rapportert observasjoner av inaktive kometkjerner i Kuiperbeltet ved hjelp av Hubble Space Telescope, men disse observasjonene er også blitt betvilt. Når kometen nærmer seg det indre solsystemet, varmer solstrålingen opp vann, frosne gasser og andre flyktige materialer som finnes inne i kometen. De forringes og strømmer ut fra kjernen samtidig som de drar med seg støv.

Solens strålingstrykk og solvinden er opphavet til den enorme halen som peker bort fra solen. Den dannes av de strømmer av støv og gass som frigjøres fra den store og ekstremt tynne atmosfæren (komaen) som omgir kometen.
+ Sammensetningen av kometkomaen til Hale-Bopp (1997), normert etter H2O Molekyler  Mengde H2O  100 CO  20 CO2  6–20 H2CO  1 CH3OH  2 NH3  0,7–1,8 CH4  0,6 C2H2  0,1 C2H6  0,3 HCOOH  0,06 CH2CO  <0,03 CH3CHO  0,02 CH3CH2OH  <0,05 CH3OCH3  <0,45 HCOOCH3  0,06 HNCO  0,06–0,1 NH2CHO  0,01 HCN  0,25 HNC  0,04 CH3CN  0,02 HC3N  0,02 H2S  1,5 OCS  0,5 H2CS  0,02 SO  0,2–0,8 SO2  0,1
Komaen består generelt av H2O og støv. Vannet utgjør omkring 90 % av volatilene som utgår fra kjernen når kometen er mellom 3 til 4 astronomiske enheter (450 000 000 til 600 000 000 km) fra solen. H2O oppløses primært gjennom fotolyse, og i en mindre grad gjennom fotoionisering, hvor solvinden spiller en mindre rolle enn fotokjemi. Større støvpartikler blir liggende igjen i kometens bane, mens mindre partikler dyttes bort fra solen inn i komethalen gjennom strålingstrykk.

Mens den faste kjernen oftest er mindre enn 60 km i diameter, kan komaen være større enn solen, og ionehaler kan være lengre enn 1 AE (avstanden mellom solen og jorden). Omkring en måned etter et utbrudd i oktober 2007, hadde kometen 17P/Holmes en kort stund en tynn støvatmosfære som var større enn solen. Den store komet av 1811 hadde en koma som omtrent tilsvarte solens diameter. Komaens størrelse reduseres når kometer krysser banen til Mars omkring 1.5 AE fra solen. I denne avstanden kan solvinden bli sterk nok til å blåse gass og støv ut av komaen og forlenge halen.

Komaen og halen belyses av solen og blir synlige fra jorden når en komet passerer gjennom det indre solsystemet. Støvet reflekterer sollyset og gassene gløder av ioniseringen. De fleste kometer er for svake til å være synlige uten teleskop, men noen få blir hvert tiår lyse nok til at de kan sees med det blotte øye. Nå og da får en komet et stort og plutselig utbrudd av gass og støv, noe som kan få størrelsen på komaen til å vokse kraftig. Dette skjedde med Holmes komet i 2007.

Strømmene av støv og gass danner hver sin adskilte hale som peker i noe ulike retninger. Halen av støv etter kometen danner ofte en bøyd hale, kalt type II eller støvhale. Ionehalen, eller type I-halen, består av gass, og er alltid rettet bort fra solen siden den i større grad påvirkes av solvinden og det magnetiske feltet. Til tider kan det bli sett en kort såkalt antihale, som peker i motsatt retning av ionehalen og støvhalen. Dette er endene av støvhalene som midlertidig blir presset foran kometen, sett fra vår synsvinkel. Eksempler på kometer med synlige antihaler, er C/1956 R1 (Arend–Roland) i 1957, Hale-Bopp i 1997, Lulin i 2009 og C/2011 L4 (PANSTARRS) i 2013.

Observasjonene av antihaler og ionehalenes retning bort fra solen, bidro til oppdagelsen av solvinden. Ionehalen dannes av den fotoelektriske effekten når solens ultrafiolette stråling påvirker partikler i komaen. De ioniserte partiklene får en positiv elektrisk ladning som gir opphav til en «indusert magnetosfære» rundt kometen. Kometen og det induserte magnetfeltet danner et hinder for de utslyngede solvindpartiklene. Siden den relative hastigheten mellom solvinden og kometen er høyere enn lydens hastighet, dannes det en sjokkbølge foran kometen i solvindens strømningsretning. I denne sjokkbølgen samles en stor mengde ioner som «trer inn» i kometen i feltlinjer og danner en ionehale.

Dersom ladingen i ionehalen er tilstrekkelig, vil de magnetiske feltlinjene trykkes sammen ved et punkt, i le av solvinden, langs ionehalen der en magnetisk omkobling inntreffer. Dette fører til at halen klippes av, noe som har blitt observert ved flere anledninger. Den 20. april 2007 observerte romsonden Stereo at ionehalen til Enckes komet ble kuttet da kometen passerte gjennom et koronamasseutbrudd.

I 1996 ble det oppdaget at Hyakutakes komet utstrålte røntgenstråling. Dette var ikke forutsett. Røntgenstrålene blir trolig fremkalt av vekselvirkningen mellom nøytrale atomer i kometens koma og ioniserte partikler fra solvinden. Når kraftig ladede ioner flyr gjennom kometens atmosfære, kolliderer de med kometatomer og molekyler. Ved disse kollisjonene fanger ionene inn et eller to elektroner som gir røntgenstråling og ultrafiolett lys.

I 2013 rapporterte forskere fra ESA at ionosfæren til planeten Venus strømmer utover på en måte som ligner ionehalen til en komet.

 Kilde til meteorsvermer 

Som følge av utstrålingene legger kometer igjen en hale av faste avfallsstoffer, som er for store til å bli ført bort av solvindens strålingstrykk. Hvis jorden krysser kometens bane rundt solen, kan det oppstå meteorsvermer. Meteorsvermen perseidene oppstår hvert år mellom 9. august og 13. august, når jorden passerer gjennom banen til kometen Swift–Tuttle. Kometen 21P/Giacobini–Zinner er kilden til draconidene som opptrer rundt 8.–10. oktober, og Halleys komet er kilden til meteorsvermen orionidene i oktober/november.

 Kometer i andre stjernesystemer 

Eksokometer er kometer utenfor solsystemet, og omfatter interstellare kometer og kometer som går i bane rundt andre stjerner enn solen. De er muligens vanlige i melkeveien. 

Den første eksokometen ble oppdaget i 1987, og har sin bane omkring den unge stjernen Beta Pictoris. Per 2014 er totalt 11 eksokometer oppdaget, ved å analysere absorsjonsspektrumet i større gasskyer som oppstår når kometene passerer nær en stjerne.

 Baneegenskaper 
De fleste kometene har strukne elliptiske omløpsbaner som tar dem nær solen på deler av ferden, og deretter ut til de fjerneste delene av solsystemet under resten av ferden. Kometer klassifiseres ofte etter siderisk omløpstid, der den lengre omløpstiden innebærer en mer strukket ellipse. Videre skilles det mellom periodiske og ikke-periodiske kometer. Begrepet periodiske kometer blir noen ganger brukt som en fellesbetegnelse på alle kometer som har en omløpsbane rundt solen, og det omfatter da både kortperiodiske og langperiodiske kometer. Andre ganger benyttes uttrykket utelukkende om kortperiodiske kometer.

Med utgangspunkt i baneegenskapene antas kortperiodiske kometer å ha sitt opphav i Kuiperbeltet eller i den spredte skiven, en skive av objekter utenfor Neptuns bane. Langperiodiske kometer antas å komme fra den mer avsidesliggende Oorts sky. Store svermer av kometlignende legemer antas å kretse rundt solen i disse avsidesliggende regioner av solsystemet i omtrent sirkulære baner. Nå og da vil gravitasjonen fra gasskjempene påvirke kuiperbeltet, og gravitasjonen fra nærliggende stjerner påvirke Oorts sky. Dette kan kaste objekter inn i baner mot solen, hvor de blir synlige kometer. Til forskjell fra periodiske kometer med kjente baner, er fremtredenen til nye kometer uforutsigbar.

 Kortperiodiske kometer 

Kortperiodiske kometer har en omløpstid på mindre enn 200 år. Omløpsbanene ligger ofte i samme plan og med samme retning som planetene. De typiske omløpsbanene tar dem ut blant de ytterste planetene (Jupiter og utover ved aphelium). For eksempel ligger aphelium til Halleys komet like utenfor Neptuns omløpsbane, mens Enckes komet har en omløpsbane som aldri når utenfor Jupiter. Kometer som har sitt aphelium nær en større planets bane, utgjør denne planetens «familie». Slike «familier» er antatt oppstått ved at en planet fanger inn langperiodiske kometer, og fører dem inn i kortere baner.

Kometenes elliptiske baner fører dem ofte nærmere gasskjempene, hvor banene forstyrres av gravitasjonen fra disse planetene. Aphelium til kortperiodiske tenderer mot å stemme overens med gasskjempenes omløpsradius. Jupiter er den største kilden til denne forstyrrelsen på grunn av den enorme massen, samtidig som den holder en høyere hastighet enn de øvrige gasskjempene.

Kortperiodiske kometer med omløpstid på mindre enn 20 år og lave inklinasjoner (inntil 30 grader) tilhører Jupiter-familien. Kometer med omløpstider på mellom 20 og 200 år, og med inklinasjoner som varierer fra 0 til 90 grader, tilhører Halley-familien. Per  er det kjent  kometer i Jupiter-familien og  kometer i Halley-familien. Ytterligere 3 kometer i Jupiter-familien ligger nær 200-årsgrensen.

 Asteroidebeltekometer 

Asteroidebeltekometer er en underkategori av kortperiodiske kometer, som har mer sirkulære omløpsbaner inne i asteroidebeltet. Den første av disse ble oppdaget 24. juli 1979. Den ble da forvekslet med en asteroide og gitt benevnelsen 1979 OW7. Den 7. august 1996 ble det påvist at objektet har en komethale, og dette ble bekreftet av observasjoner i 2002. Himmellegemet fikk da kometbetegnelsen 7968 Elst-Pizarro.

Asteroider antas å ha blitt dannet i det indre solsystemet, mens kometer antas å ha blitt dannet i det ytre. Oppdagelsen av asteroidebeltekometer har likevel påvist at det ikke alltid er like lett å skille mellom asteroider og kometer. Utbrente eller utdødde kometer, som har mistet alt av sitt flyktige materiale, kan nemlig ligne på og forveksles med asteroider. Per  var det blitt identifisert  slike kometer, som er blitt oppfanget av asteroidebeltet. Ytterligere  objekter regnes som rimelig sikre asteroidebeltekometer.


 Kentaurer 

Kentaurene er en gruppe objekter som kretser mellom Jupiter og Neptun. De har høyst ustabile baner og stammer trolig fra Kuiperbeltet. D-type-asteroiden 944 Hidalgo var den første kjente av disse objektene, og ble oppdaget den 31. oktober 1920. Det var likevel ikke før oppdagelsen av 2060 Chiron den 18. oktober 1977 at astronomene innså at kentaurene var en egen populasjon i solsystemet.

Det antas å eksistere omkring 44 000 kentaurer i solsystemet med en diameter større enn 1 km. De blir generelt ansett for å være asteroider. Men, slik tilfellet er med asteroidebeltekometene, har noen av dem avslørt kometaktivitet i form av en kometkoma.

Per  er  kentaurer identifisert som kometer, deriblant 2060 Chiron, som derfor også kalles 95P/Chiron.

 Damokloidene 

Damokloidene er en annen gruppe objekter som ofte betraktes som asteroider. Den første av disse som ble oppdaget var 5335 Damocles i 1991. Deres omløpsbaner heller kraftig eller er retrograde og er kraftig eksentriske. De ligner mye på omløpsbanen til Halleys komet eller andre langperiodiske kometer.

Damokloidene betraktes som inaktive kjerner fra utbrente kometer, der alt det flyktige materialet som gir en koma og hale har dunstet bort. Damokloiene er svært mørke, blant de mørkeste objektene i solsystemet, noe som også peker mot en opprinnelse som kometer.

 Langperiodiske kometer 

Langperiodiske kometer har kraftig eksentriske baner og omløpstider som varierer fra 200 år til millioner av år. En eksentrisitet som er større enn 1 nær perihelion, betyr ikke nødvendigvis at en komet forlater solsystemet, og disse kometene er fortsatt bundet til solens gravitasjon. Kometen McNaught hadde en heliosentrisk oskilerende eksentrisitet på 1,000019 nær dens perihelion epoke i januar 2007, men er bundet til solen med en omløpstid på omtrent 92 600 år, fordi baneeksentrisiteten faller under 1 når den beveger seg bort fra solen. Den fremtidige banen til en langperiodisk komet beregnes med hensyn til barysentriske koordinater (massens sentrum i solsystemet) som en oskulerende bane ved en epoke etter at den har forlatt den planetariske regionen. 

Per definisjon forblir langperiodiske kometer bundet til solens gravitasjon. Kometer som kastes ut av solsystemet etter nærpasseringer av gassplanetene, har ikke lenger «perioder». Omløpsbanene til langperiodiske kometer tar dem langt utenfor de ytre planetene ved aphelium, og banene trenger ikke ligge i samme plan som planetene. Langperiodiske kometer som Wests komet og C/1999 F1 (Catalina) kan ha sin apsis i avstander på nærmere 70 000 AE, med estimerte omløpsbaner på omkring 6 millioner år.

 Ikke-periodiske kometer 
Ikke-periodiske kometer har parabolske eller hyperbolske baner når de er nær perihelion i det indre av solsystemet. Dette gir en oscillasjon som fører dem ut av solsystemet for alltid etter å ha passert solen én gang. Deres ikke-periodiske baner kan forklares med påvirkningen fra Jupiters og de andre gasskjempenes gravitasjon.

Solens Hill-sfære har en ustabil maksimumsgrense på 230 000 AE, 1,1 parsec eller 3,6 lysår. Mulige kometer i det interstellare rommet ville bevege seg med noen få titalls kilometer per sekund – hastigheter i samme størrelsesorden som de nærmeste stjernene. Hvis de trer inn i solsystemet, vil de ha positiv total energi og få hyperboliske baner. En grov beregning tilsier fire hyperbolske kometer per århundre innenfor Jupiters bane. Noen få hundre kometer har blitt sett å oppnå en hyperbolisk bane (e > 1) når de er nær perihelion. En heliosentrisk, upåvirket kurvetilpasning innenfor tolegemeproblemet tilsier at de vil unnslippe solsystemet. 

Ingen kometer med en signifikant høyere eksentrisitet enn 1 har blitt observert. Der er derfor ingen bekreftede observasjoner av kometer som etter sannsynligheten har oppstått utenfor solsystemet. Kometen C/1980 E1 hadde en omløpsbane på rundt 7,1 millioner år før dens perihelion i 1982, men dens møte med Jupiter i 1980 akselrerte kometens bevegelse og ga den høyeste kjente eksentrisitet (1,057) blant noen kjente hyperbolske kometer. Eksempler på kometer som ikke forventes å returnere til det indre solsystemet, er C/1980 E1, C/2000 U5 (LINEAR), C/2001 Q4 (NEAT), C/2009 R1, C/1956 R1 (Arend–Roland), C/2007 F1 (LONEOS) og C/2011 L4 (PANSTARRS).

 Tapte kometer 

Noen periodiske kometer som ble oppdaget i tidligere århundrer har «forsvunnet». Banene var ikke tilstrekkelig kjent til at man kunne forutsi fremtidige fremtredener. Nå og da blir en «ny» komet gjenkjent som en «forsvunnet» komet. Tempel–Swift–LINEARs komet ble for eksempel oppdaget i 1869, men kunne ikke observeres etter 1908 på grunn av forstyrrelser fra Jupiter. I 2001 ble den gjenfunnet av LINEAR.

 Kometers undergang 
 Utstøting fra solsystemet 
En komet med høy nok hastighet kan forlate solsystemet, slik tilfellet er for hyperbolske kometer. Hittil er kometer bare kjent for å bli utstøtt ved en interaksjon med et annet objekt i solsystemet, som for eksempel Jupiter.

 Utdødde kometer 

Kortperiodiske og langperiodiske kometer synes å følge svært ulike livssykluser. De kortperiodiske har en livslengde på ca.  år, eller ca.  runder rundt solen. De langperiodiske tynnes ofte ut mye raskere, regnet i antall passasjer, siden de ofte passerer svært nært solen (se Kreutz-gruppen). Bare ti prosent av de langperiodiske overlever mer enn 50 passasjer, og bare en prosent overlever mer enn  passasjer. Til slutt fordamper det meste av det flyktige materialet og kometen blir en liten, mørk inaktiv klump eller klippe som kan minne om en asteroide. Noen asteroider med elliptiske baner er identifisert som utbrente kometer. Eksempler på antatte utdødde kometer er 2101 Adonis, 3200 Phaethon, 3552 Don Quixote, (137924)  og P/2007 R5 (SOHO).

 Oppbrutte kometer 
Kjernen til enkelte kometer kan være porøs, en konklusjon som støttes av observasjoner hvor kometer har blitt brutt opp i større biter. Allerede vinteren 372–373 f.Kr. rapporterte den greske historikeren Eforos om en komet som ble brutt opp i biter. Andre eksempler er Bielas komet i 1846, Shoemaker-Levy 9 i 1992, og Schwassmann–Wachmann 3 fra 1995 til 2006. Kometer antas å brytes opp av tidevannskrefter fra solen eller gasskjempene, eller etter «eksplosjoner» av flyktige materialer på grunn av gasstrykk i kometens indre.

Kometene 42P/Neujmin og 53P/Van Biesbroeck synes å være fragmenter av en moderkomet. Flere beregninger har vist at begge kometene var mye nærmere Jupiter i januar 1850, og at de to banene var nesten identiske i 1850. De betraktes som fragmenter av en komet som brøt opp i mars 1845.Comets II. Lunar and Planetary Institute, University of Arizona. p. 236, 237, 314.Are Comets 42P/Neujmin 3 and 53P/Van Biesbroeck Parts of one Comet?   

 Kollisjoner 
Visse kometer får en spektakulær slutt når de faller ned på solen eller kolliderer med en planet, måne eller et annet objekt. Kollisjoner med planeter og måner var mye vanligere i solsystemets ungdom. Mange av kratrene på månen har med sikkerhet blitt forårsaket av kometer, mens de øvrige skyldes kollisjoner med asteroider. En kjent kollisjon mellom en komet og en planet skjedde i 1994, da Shoemaker-Levy 9 brøt i stykker og kolliderte med Jupiter.

 Kilde til liv 
Mange kometer og asteroider kolliderte med jorden i den tidlige historien for ca. fire milliarder år siden. Den rådende teorien er at de førte med seg enorme mengder vann som fylte jordens hav, eller i det minste en stor del av dem. Noen forskere tror derimot at det meste av vannet har sitt opphav på jorden. Oppdagelsen av organiske molekyler i kometer har ledet forskere til å spekulere i om kometer eller meteoritter kan ha ført med seg forgjengere til livet, eller livet selv, til jorden. Det finnes fremdeles mange kometer som kan kollidere med jorden, men en kollisjon de neste 100 årene er svært usannsynlig.

Det har også vært foreslått at nedslag av kometer har ført med seg en betydelig mengde vann til månen, som fremdeles finnes der i form av is. Nedslag fra kometer og meteoritter er også mest sannsynlig ansvarlige for eksistensen av tektitter og australitter. I 2013 ble det foreslått at nedslag av kometer hadde potensial til å skape aminosyrer som er byggesteinen i proteiner.

 Bemerkelsesverdige kometer 
 Kometer som er synlige for det blotte øye 
Hvert år passerer flere hundre «iøynefallende» kometer gjennom det indre solsystemet, men det er svært få som får allmen oppmerksomhet. I gjennomsnitt kan ca. én komet ses med det blotte øye per år, men mange er svake og ubetydelige. Omtrent én gang hvert tiår kommer det en komet som blir tilstrekkelig lys til at den kan observeres av hvem som helst. Før i tiden kunne lyssterke kometer forårsake panikk eller hysteri, da de ble ansett som et forvarsel på noe ondt. I 1910 lød avisoverskrifter at millioner av mennesker ville bli forgiftet av cyanid da jorden passerte gjennom halen til Halleys komet. Hale-Bopp ga i 1997 opphav til kollektivt selvmord innenfor den amerikanske dommedagssekten Heaven's Gate der 39 medlemmer tok sitt eget liv. For de fleste mennesker er kometer imidlertid et vakkert skue.

Å forutsi om en komet blir synlig for det blotte øye er svært vanskelig, fordi mange faktorer spiller inn. Hvis en komet har en stor og aktiv kjerne, passerer nær solen og ikke skjules av solen når den er som nærmest, er det gode sjanser for at den blir en spektakulær komet. Kohouteks komet oppfylte i 1973 disse kriteriene, men ble ikke spektakulær. Wests komet som dukket opp tre år senere hadde man mindre forventninger til, men dens opptreden ble svært imponerende.

De siste fremtredende kometene på 1900-tallet var Hyakutakes komet (lysest i mars 1996, oppdaget 31. januar 1996) og Hale-Bopp (lysest våren 1997, oppdaget i 1995). Den første lyse kometen på 2000-tallet var McNaughts komet. Den ble synlig for det blotte øye på den sørlige halvkule i januar 2007, og var den lyseste kometen på 40 år.

 Kometer i baner svært nær solen 
mini|Den store kometen i 1882 er et medlem av Kreutz-gruppen
Solstrykende kometer forflytter seg i baner som tar dem ekstremt nær solen ved perihelium, iblant bare noen få tusen kilometer over solens overflate. Enkelte fordamper helt under en slik passering, mens større kometer kan overleve flere periheliumpasseringer. De store tidevannskreftene fører imidlertid til at de ofte brytes opp.

Rundt 90 % av de solstrykende kometene som observeres av SOHO er medlem av Kreutz-gruppen. De stammer fra en kjempekomet som ble løst opp i mange mindre under den førte passeringen av det indre solsystemet. De resterende 10 % er først og fremst enslige kometer uten tydelig gruppetilhørighet. Et fåtall tilhører Kracht-, Kracht 2a-, Marsden- og Meyer-gruppene. Marsdengruppen og Krachtgruppen synes å være forbundet med kometen 96P/Machholz, som er en foreslått kilde til de to meteorsvermene quadrantidene og arietidene.

 Uvanlige kometer 
Noen kometer er svært uvanlige. Enckes komet har sin omløpsbane fra utsiden av asteroidebeltet til innenfor Merkurs bane. 29P/Schwassmann-Wachmann ferdes i en nærmest sirkulær bane mellom Jupiter og Saturn. 2060 Chirons ustabile bane holder seg mellom Saturn og Uranus. Chiron ble først klassifisert som en asteroide frem til man oppdaget en svak koma. Kometen Shoemaker-Levy 2 hadde først asteroidebetegnelsen 1990 UL3. Anslagsvis 6 % av de jordnære asteroidene antas å ha vært kjerner i slukkede kometer – kometer som ikke lengre gir fra seg noen gass og dermed ikke lengre har noen koma eller hale.

miniatyr|left|Fragmenter fra den sønderknuste kometen Shoemaker-Levy 9

Noen kometer har brutt sammen under periheliumpasseringer, deriblant store kometer som Wests komet i 1976, Ikeya-Sekis komet i 1965 og Bielas komet, som brøt sammen under sin periheliumpassering i 1846. De to kometdelene ble sett igjen i 1852, men aldri senere. I stedet syntes en meteorsverm i 1872 og 1885 når kometen burde ha vært synlig. En mindre meteorsverm synes hvert år i november og antas å komme av Bielas komet. I 2001 ble det oppdaget en komet som antas å være en bit av den forsvunne Bielas komet.

Kometen Shoemaker-Levy 9 ble oppdaget 24. mars 1993 i bane rundt Jupiter, som hadde fanget den inn under en nærpassering, kanskje så tidlig som 1960-tallet. Under en passering som førte kometen enda nærmere Jupiter i 1992 antas det at den brøt opp i hundrevis av biter, og i løpet av seks dager i juli 1994 styrtet bitene ned i Jupiters atmosfære. Dette var første gang en utenomjordisk kollisjon ble observert i solsystemet. Det har også blitt foreslått at det objektet som forårsaket Tunguska-eksplosjonen i 1908 var et fragment fra Enckes komet.

 Observasjonshistorie 
 Tidlige observasjoner og tanker 
mini|Bayeux-teppet viser hvordan Halleys komet fremstår før slaget ved Hastings i 1066.
Før teleskopet ble oppfunnet, syntes kometer å komme ut av ingensteds på himmelen for så å gradvis forsvinne. De ble betraktet som et dårlig jærtegn som forutsa kongers og adeliges død eller en annen form for katastrofe. En annen tolkning var at himmelske vesen skulle angripe jorden. Fra oldtidens kilder, som kinesisk orakelskrift, er det kjent at kometenes opptreden har blitt notert av mennesker i årtusener. Visse autoriteter tolker slike uttrykk som «fallende stjerner» i Gilgamesj, Johannes' åpenbaring og Enoks bok som kometer eller muligens ildkuler.

I sin første bok, Meteorologia, presenterte Aristoteles sitt syn på kometer, som ble rådende i den vestlige verden i nærmere to tusen år. Han forkastet tanken til flere tidligere filosofer, om at kometer var planeter eller et fenomen relatert til planetene. Han noterte hvordan kometer kan oppstå hvor som helst på himmelen, mens planetene kretser i Dyrekretsen. Derfor trodde han at kometer var et fenomen i den øvre atmosfæren der varme og tørre utpustinger ble samlet og i blant tok fyr. Aristoteles anså at dette fenomenet også forårsaket meteoroider, nordlys og til og med Melkeveien.
Noen få klassiske filosofer stilte spørsmål ved hans syn. I Naturales quaestiones observerte Seneca den yngre at kometer forflytter seg over hele himmelen uten å påvirkes av vinden, noe som er mer typisk for himmelske enn atmosfæriske fenomen. Selv om han medga at planetene kretset innenfor Dyrekretsen, utelukket han ikke at de kunne bevege seg hvor som helst over himmelen all den tid vår kunnskap var begrenset. Det var ikke før på 1600-tallet at man kunne bevise at kometene befinner seg utenfor jordens atmosfære.

En berømt gammel nedtegning av en komets fremtreden er Halleys komet på Bayeux-teppet, som viser normannernes erobring av England i 1066.

 Studier av omløpsbanen 
I 1577 var en lys komet synlig i flere måneder. Den danske astronomen Tycho Brahe brukte sine egne målinger og andre observasjoner til å fastslå at kometen ikke hadde noen målbar parallakse. Med målingenes presisjon betydde dette at kometen måtte befinne seg på en avstand av minimum fire ganger avstanden til månen.
mini|left|Omløpsbanen for 1680-årets komet stemmer overens med en parabel, noe som vises i Isaac Newtons Principia.
Selv om Tycho Brahe påviste at kometer beveger seg langt ovenfor atmosfæren, gjenstod spørsmålet om eksakt hvordan de beveget seg. Johannes Kepler påviste i 1609 at planeter beveger seg i elliptiske baner rundt solen, men var tvilende til at lovene som bærer hans navn skulle påvirke andre himmellegemer. Han trodde i stedet at kometene forflyttet seg langs rette linjer blant planetene. Galileo Galilei holdt fast ved Kopernikus' idéer, men avviste Tychos målinger av parallaksen og trodde feilaktig fast på Aristoteles' tanker om at kometer forflytter seg i rette linjer gjennom den øvre atmosfæren.

I 1610 foreslo den engelske astronomen William Lower at Keplers lover for planetenes bevegelser også gjaldt for kometer. I 1670 observerte han Halleys komet, og foretok en rekke grundige målinger av dens bevegelser. Sammen med astronomen og matematikeren Thomas Harriot, fant han at kometen fulgte en kurveformet bane. Han foreslo at den fulgte Keplers lover, og ikke var et atmosfærisk fenomen som fulgte en rettlinjet bane. Andre astronomer som Pierre Petit, Giovanni Alfonso Borelli, Adrien Auzout, Robert Hooke, Johann Baptist Cysat og Giovanni Cassini argumenterte for at kometer beveger seg i elliptiske eller parabolske baner, mens Christiaan Huygens og Johannes Hevelius anså at kometer beveget seg i rette linjer.

Spørsmålet fikk sin løsning av den lyse kometen som ble oppdaget av Gottfried Kirch 14. november 1680. Over hele Europa sporet astronomer posisjonen i flere måneder. I 1681 beviste den saksiske pastoren Georg Samuel Doerfel at himmellegemer beveger seg i parabolske baner med solen i sentrum. Senere viste Isaac Newton i principia mathematica, at objekter som beveger seg under påvirkning av en gravitasjonell kraft som er omvendt proporsjonal med kvadratet av avstanden vil bevege seg i baner som beskriver et kjeglesnitt. Han demonstrerte hvordan man tilpasser en komets bane over himmelen til en parabolsk omløpsbane med 1680-årets store komet som eksempel.
mini|left|Kometer har kraftige elliptiske baner. Det finnes to haler: den blå består av gass og den brune av støv.
I 1705 brukte Edmond Halley Newtons metode på 23 kometer som dukket opp mellom 1337 og 1698. Han noterte at tre av disse – kometene fra 1531, 1607 og 1682 – hadde lignende baneelement og han regnet ut at forskjellene kom av forstyrrelser fra Jupiter og Saturn. Han var overbevist om at den skulle komme igjen i 1758–59. Tidligere hadde Robert Hooke identifisert kometen i 1664 med den fra 1618, og Jean-Dominique Cassini koblet sammen kometene fra årene 1577, 1665 og 1680. Begge tok feil. Halleys forutsigelser ble forbedret av de franske matematikerne Alexis Clairaut, Joseph Lalande og Nicole-Reine Lepaute, som forutsa datoen for periheliet i 1759 med en måneds nøyaktighet. Da kometen kom tilbake som forutsagt, ble den kjent som Halleys komet. Offisiell betegnelse er 1P/Halley og den dukker opp igjen i 2061.

Blant kometer som har tilstrekkelig kort omløpsbane til at de kan observeres flere ganger i løpet av historien, er Halleys komet unik i det at den er tilstrekkelig lys til at den kan ses med det blotte øye. Siden det ble bekreftet at Halleys komet var periodisk, har mange andre periodiske kometer blitt oppdaget gjennom teleskop. Den andre oppdagede kometen som fikk fastslått banen var Enckes komet. I perioden 1819–21 hadde den tyske matematikeren og fysikeren Johann Franz Encke beregnet omløpsbanen for kometer som dukket opp i 1786, 1795, 1805 og 1818, og kom frem til at det var samme komet. Han forutsa da at den skulle dukke opp igjen i 1822. I 1900 var 17 kometer blitt observert med mer enn én periheliumpassasje og blitt bekreftet som periodiske kometer. I april 2009 var 217 periodiske kometer bekreftet, hvorav visse anses å være tapte.

 Studier av fysiske egenskaper 
mini|Nedslaget av sonden Deep Impact på kometen Tempel 1.
Isaac Newton beskrev kometer som kompakte og stabile legemer i skråstilte baner og deres haler som tynne strømmer av damp som utgikk fra deres kjerne, når den ble oppvarmet av solen. Han betraktet kometene som opprinnelsen til den livgivende komponenten luft.

I 1755 foreslo Immanuel Kant at kometer er sammensatt av noe flyktig materiale som når det fordamper ga opphav til den elegante oppvisningen ved perihelium. Etter å ha observert strømmer av damp ved Halleys komet i 1835 foreslo den tyske matematikeren Friedrich Wilhelm Bessel at jetstrømmene av fordampet materiale kunne være sterke nok til å på en betydelig måte endre en komets omløpsbane. Han argumenterte for at bevegelsene til Enckes komet som ikke skyldtes gravitasjonell påvirkning, var et resultat av en slik mekanisme.

I perioden 1864–1866 hadde den italienske astronomen Giovanni Schiaparelli beregnet banen for meteorsvermen Perseidene og korrekt antatt at de var fragmenter av kometen Swift–Tuttle. Koblingen mellom kometer og meteorsvermer ble dramatisk bekreftet i 1872 da en større meteorsverm viste seg i Bielas komets bane. Denne ble observert gå i oppløsning i to deler i 1846 og ble aldri mer sett etter 1852. En modell ble tatt frem der man forestilte seg en komets struktur som et lager av grus som er dekket med et lag av is.

Midt på 1900-tallet begynte man å tvile på denne modellen, fordi den ikke kunne forklare hvordan et legeme som inneholder så lite is kunne fortsette å avgi et strålende skuespill etter flere periheliumpasseringer. I 1950 foreslo Fred Lawrence Whipple at kometer ikke var en samling av blokker med is på, men isklumper med en del støv og steinblokker i. Denne «skitten snøball»-modellen ble snart allment akseptert. Den ble bekreftet når en armada av romsonder (blant disse ESAs Giotto og Sovjetunionens Vega 1 og Vega 2) fløy gjennom komaen til Halleys komet i 1986 for å fotografere kjernen og studere jetstrømmene fra det avdampede materialet. Den amerikanske romsonden Deep Space 1 fløy forbi kjernen til Borellys komet 21. september 2001 og bekreftet at egenskapene til Halleys komet også gjelder for andre kometer.
mini|Kometen Borrelly sender ut jetstråler, til tross for at den er varm og tørr.
Til tross for at kometene dannes i de ytterste delene av solsystemet, har det skjedd en sammenblanding av materialet i den protoplanetariske skiven slik at kometer også inneholder krystalliske korn som har blitt dannet i det indre solsystemet. Dette har man sett ved hjelp av spektroskopi, og ved å studere materialprøver som har blitt brakt tilbake til jorden.

Romsonden Stardust samlet inn partikler fra komaen til kometen Wild 2 i januar 2004, og tok med seg innsamlede prøver i en kapsel tilbake til jorden den 15. januar 2006. Forskere ble forundret over antallet jetstrømmer, deres utseende på den mørke såvel som på den lyse siden, egenskapen til å bryte løs store blokker fra kometens overflate og det faktum at Wild 2 ikke er en samling av støv og løst pakkede blokker.

Den europeiske romsonden Rosetta ble skutt opp 2. mars 2004, og ble plassert i bane rundt 67P/Tjurjumov-Gerasimenko den 6. august 2014. Den 12. november 2014 ble det lille landingsfartøyet Philae satt ned på overflaten.

 Debatt om sammensetning 
I 2001 tok gruppen bak NASAs romsonde Deep Space 1 høyoppløste bilder av overflaten på kometen Borrelly. De tilkjennega at kometen utstrålte distinkte jetstråler, selv om overflaten var varm og tørr med temperaturer på mellom 26 og 71 °C. Laurence Soderblom ved U.S. Geological Survey uttalte at «spektrumet antyder at overflaten er varm og tørr. Det er overraskende at vi ikke kan se noen spor etter is.»

Oppdagelsene utløste en ny debatt om hvor mye is, eller andre frosne væsker, som kometer består av. Soderblom dro den konklusjonen at isen trolig er gjemt under skorpen eller at «overflaten har tørket av varmen fra solen eller at muligvis et svært mørkt sot-lignende materiale dekker Borrelly uten å etterlate noen spor på overflaten.»

Sonden Deep Impact sendte 4. juli 2005 ned en mindre sonde på kometen Tempel 1, som forårsaket et krater på overflaten. Hensikten var å finne ut mer om dens sammensetning. I tillegg til Deep Impact, observerte romsonden Rosetta – i en avstand av ca. 80 millioner km, hva som skjedde før, under og etter nedslaget.

Forsøket medførte den første oppdagelsen av frossent vann på en komet. Isen befant seg i tre små områder med et samlet areal på omkring 27 900 m². Bare 6% av dette området var ren is; resten var støv. Forskere konkluderte enda en gang at store mengder frossent vann var skjult under overflaten. Disse teoretiske reservoarene av vann ble forklart som kildene til jetstrålene av fordampet vann som kommer fra Tempel 1s koma. Under sitt nye navn EPOXI, foretok sonden en forbiflygning av 103P/Hartley den 4. november 2010.

Romsonden Stardust ble skutt opp 7. februar 1999. Den returnerte til jorden 15. januar 2006 med prøver som var tatt av komethalen til Wild 2. Materialet var krystallinsk og kan dermed bare ha blitt «født i ild» med temperaturer på mer enn 1 000 °C. Ytterligere materiale som har blitt samlet inn viser at støv fra kometer ligner støv fra asteroider. Disse nye resultatene tvang forskere til å revurdere sine tanker om kometer og forskjellen fra asteroider.

 Romfartsoppdrag 
Navn   Oppdaget  Romsonde(r)  Besøkt  Nærmestepassering(km)  Merknader 21P/Giacobini–Zinner  1900  ICE  1985  7800  Forbiflyging Halleys komet  Antikken  Giotto, Vega 1, Vega 2ICE, Suisei, Sakigake   1986  596  Forbiflyginger 26P/Grigg–Skjellerup  1902  Giotto  1992  200  Forbiflyging Borrelly  1904  Deep Space 1  2001  2200  Forbiflyging Wild 2  1978  Stardust  2004  240  Forbiflyging og retur til jorden med prøver Tempel 1  1867  Deep Impact  2005  Impaktor Forbiflyging og retur til jorden  Hartley 2  1986  EPOXI  2010  700  Forbiflyging, minste undersøkte komet 67P/Tjurjumov-Gerasimenko  1969  Rosetta  2014  30 Banesonde og landing

 Referanser 
 Besøkt 31. mai 2013

Kronk, '29P/Schwassmann-Wachmann 1'

Kronk, '95P/Chiron'

Kronk, '137P/Shoemaker-Levy 2'

Kronk, 'D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9'

Kronk, 'C/1975 V1 (West)'

Carroll and Ostlie (1996) An Introduction to Modern Astrophysics, s 864–874, kapittel 21. Addison-Wesley Publishing Company

, Lib. 3, Prop. 41.

 Litteratur 




 Eksterne lenker 



 cometography.com
 seds.org
 JPL Orbit Simulation
 Donald Yeomans, "Great Comets in History"
 Vega 2 Images of Comet Halley
 Bilder av ulike kometer


Kategori:1000 artikler enhver Wikipedia bør ha
Kategori:Artikler i astronomiprosjektet