’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.
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.
’n Komeet wat genoem is in die Anglo-Saksiese Kroniek wat na bewering ’n verskyning in 729 n.C. gemaak het
Die sterrekundige simbool vir komete is (☄) en bestaan uit ’n klein skyf met drie haaragtige uitsteeksels.
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.
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.
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.
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.
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.
Die wentelbane van Komeet Kohoutek (rooi) en die Aarde (blou), wat die hoë eksentrisiteit van die komeet se wentelbaan wys asook sy spoed terwyl dit naby die Son is.
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.
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.
’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.
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.
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.
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.
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".
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:
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.
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.
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.
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.
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.
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.