Prikaz kometnih repov vApianovem deluAstronomicum caesareum iz leta1540
Komèt (grškostarogrškoκομήτης: kométes -zvezda zlasmi, iz komé -lasje; alirepatíca) je majhnoastronomsko telo, podobnoasteroidu, vendar sestavljeno pretežno izledu. Skoraj vsa masa kometa je v njegovem jedru, ki je sestavljen iz kamenja in niklja ter železa. Ti delci so med seboj povezani z ledom. Ko se komet približa Soncu, se ta led spremeni v plin. Ta plinasti oblak se potem razporedi okrog jedra kometa in nastane koma. Koma je plinasta in prašna ovojnica jedra. Sončev veter potem odbija delce prahu iz kome in pojavi se dolg rep, ki je dolg tudi do 100.000km in je usmerjen stran od Sonca. Najbolj znan komet jeHalleyjev komet, ki imaobhodno dobo 76 let.
Tirnica kometa lahko seka tudi tirnico Zemlje. Ko potuje Zemlja skozi področje z delci, ki jih je zapustil komet, se pojavimeteorski roj. Najbolj znan takšen roj soPerzeidi med 9. in 13. avgustom, ko Zemlja potuje preko tirnicekometa Swift-Tuttle. Na poti skozi tirnicoHalleyjevega kometa nastane v oktobru meteorski rojOrionidov.
Kometi se razlikujejo od asteroidov po repu (komi), ki se nahaja za kometom. V daljšem času lahko komet izgubi vse hlapljive snovi. S tem postane podoben asteroidom.[1] Kometi in asteroidi se razlikujejo tudi po mestu nastanka. Kometi so nastali v zunanjem deluOsončja, asteroidi pa v notranjem delu.[2]
V novembru 1999 (2008)so poznali 3572 kometov,[3] od katerih jih je 1500Kreutzovih bližnjesončevih kometov in 400 je kratkoperiodičnih. To je verjetno izredno majhen del teles, ki bi lahko bili kometi, saj predvidevajo, da je takšnih okoli trilijon.[4] Običajno vsako leto s prostim očesom vidimo samo enega,[5] pa še ta ni vedno zanimiv za širšo javnost.
V letu 1994 jeMednarodna astronomska zveza uvedla nov način označevanja kometov. Novo odkritemu kometu Mednarodna astronomska zveza podeli začasno ime, ki je sestavljeno iz leta odkritja in velike črke, ki označuje polovico (prvo ali drugo) (glejZačasno označevanje nebesnih teles ) meseca v katerem je bil odkrit. Dodajo še številko, če bi v eni polovici meseca odkrili več novih kometov. Pred to oznako pa dodajo oznako, ki označuje lastnost kometa:
P/ označuje periodične komete
C/ označuje neperiodočne komete
X/ označuje komete za katere se ne more določiti tirnica (kometi opaženi v preteklosti)
D/ označuje komete, ki so razpadli ali so jih izgubili
A/ označuje telesa, ki so jih najprej imeli za komete, pozneje pa so ugotovili, da so asteroidi
Ko je natančno določena tirnica (po drugem prehodu perihelija) dobi komet še zaporedno številko (podobno kot priasteroidih). Tako ima prvi odkriti periodični komet (Halleyjev komet) oznako1P/1682 Q1. Poznamo pa tudi pet teles, ki jih obravnavamo kot komete in kot asteroide. To so2060 Hiron (95P/Chiron),4015 Wilson-Harrington (107P/Wilson-Harrington),7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro),60558 Eheklej (174P/Echeclus) in118401 LINEAR (176P/LINEAR (LINEAR 52)). Kometi, ki pa najprej dobijo oznako asteroida, pa s tem pridobijo nenavadno ime. Primer:P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).
Jedra kometov so med najbolj temnimi telesi v Osončju. SondaGiotto (Halleyjevemu kometu se je približala na 596km) je odkrila, da Halleyjev komet odbije samo 4% svetlobe, ki pade nanj[10] (za primerjavo:asfalt odbije 7% svetlobe). Tudi sondaDeep Space 1 je izmerila, da površina kometa19/P Borrelly odbije od 2,4 do 3% svetlobe.[10] Temna površina kometov povečuje absorbirano toploto in s tem se izhlapevanje še poveča.
V zunanjem delu Osončja komete težko opazimo, ker ostanejo zamrznjeni in so po velikosti zelo majhni. O opažanjih neaktivnih kometov vkuiperjevem pasu poročajo tudi po opazovanjih zVesoljskim teleskopom Hubble.[20][21] Teh opažanj še niso potrdili neodvisni opazovalci, zato niso povsem zanesljiva. Ko se komet približuje notranjemu delo Osončja, pričnejo lahko hlapljive snovi izparevati na površini. Pri tem se seveda izloča tudi prah, ki je vključen v zamrznjeno telo jedra kometa. To povzroči, da nastane okoli kometa oblak prahu in plinov, ki je podoben atmosferi, kar imenujemokoma. Zaraditlaka Sončevega sevanja inSončevega vetra se naredi velikanski rep, ki vedno kaže v nasprotni smeri od Sonca. Tokovi prahu in plinov tvorijo dva repa, ki kažeta v rahlo različni smeri. Rep, ki je nastal iz delcev prahu, je rahlo ukrivljen. Rep, ki je nastal izioniziranegaplina, pa kaže točno v smeri od Sonca navzven. Na ione plina močneje vpliva Sončev veter, delci prahu pa se gibljejo v smeri silnicmagnetnega polja. Koma kometa je lahko večja od Sonca, sam rep pa je lahko tudi daljši od 1 a.e. Ionski rep je rezultatfotoelektričnega pojava pri delovanjuultravijoličnega sevanja na komo. Ko so delci ionizirani, imajo skupni pozitivni električni naboj. To povzročiinduciranomagnetosfero okoli kometa. Inducirana magnetosfera predstavlja oviro za Sončev veter, ki se giblje od Sonca navzven. Relativna razlika v hitrosti kometa in Sončevega vetra povzročaudarni val. V tem udarnem valu se koncentrirajo kometovi ioni in polnijo Sončevomagnetno polje splazmo. Magnetne silnice se ukrivijo okoli kometa in tvorijo rep. Če je polnjenje repa z ioni dovolj veliko, potem se silnice magnetnega polja združijo v neki točki, kjer pride do ponovne povezave magnetnega polja.Koma in rep osvetljuje Sonce in tako postaneta vidna z Zemlje, ko se komet giblje v notranjem delu Osončja. Prah odbija vpadlo svetlobo, plini pa sevajo zaradi ionizacije. Večina kometov je preslabotnih, da bi jih videli s protim očesom. Nekateri pa postanejo nenadoma tako svetli, da jih lahko vidimo. Občasno kometi tudi kažejo nenadne izbruhe plina in prahu, kar močno poveča komo.
C/2006 W3 (Chistensen) oddaja ogljikov plin (IR slika)
V letu 1996 so opazili tudi, da kometi oddajajo tudirentgenske žarke.[22] To je zelo presenetilo raziskovalce. Predvidevajo, da nastanejo takrat, ko visoko ionizirani ioni letijo skozi kometovo komo. Pri tem pride do trkov zatomi inmolekulami kometa. Pri tem ioni zajamejo enega ali več elektronov in oddajo X- žarke infotoneultravijoličnega sevanja.[23]
Udarni valovi nastanejo zaradi medsebojnega vpliva medsončevim vetrom in ionosfero kometa, ki nastane z ionizacijo plinov v komi. Ko se komet približuje Soncu, povečanje hitrosti izpuščanja plinov povzroči, da se koma razširi in sončna svetloba ionizira pline v komi. Ko sončev veter preide skozi to ionsko komo, se pojavi udarni val.
Prva opazovnanja so bila opravljena v osemdesetih in devetdesetih letih, ko je več vesoljskih plovil preletelo komete21P/Giacobini–Zinner,[24]1P/Halley,[25] in26P/Grigg–Skjellerup.[26] Takrat so ugotovili, da so udarni valovi kometov širši in postopnejši kot ostri planetrani udarni valovi. Vsa ta opažanja so bila narejena v bližiniperihelija, ko so bili udarni valovi že popolnoma razviti.
SondaRosetta je opazovala udarni val kometa67P/Čurjumov-Gerasimenko v zgodnji fazi razvoja udarnega vala, ko se izpuščanje plinov povečevalo med potovanjem kometa proti Soncu. Ta mladi udarni val se je imenoval "infant bow shock". Le-ta je asimetričen in v primerjavi z razdaljo do jedra širši od popolnoma razvitih udarnih valov.[27]
Repi kometov in kome so vidni deli kometov, ko jih osvetljuje Sonce; z Zemlje pa lahko postanejo vidni, ko se komet giblje skozi notranjiSončni sistem. Ko se komet približuje notranjemu Osončju,sončevo sevanje povzroči izhlapevanje hlapljivih materialov iz kometa ter odnašanje prašnih delcev. Ločeni repi se tvorijo iz prahu in plinov, ki postanejo vidni zaradi različnih pojavov; prah neposredno odbija sončno svetlobo, plini pa žarijo zaradiionizacije. Večina kometov je premalo vidnih, da bi jih bilo mogoče videti brez pomočiteleskopa, vendar jih nekaj v vsakem desetletju postane dovolj svetlo, da jih lahko vidimo s prostim očesom.
Tipična usmeritev repa med gibanjem kometa v bližini Sonca
Neenakomerno segrevanje lahko povzroči, da na površini njegovega jedra nastanejo številni gejzirji snovi (angleško:jets),[28] ki bruhajo plin in prah v komo. Ti tokovi plina in prahu lahko povzročijo, da se jedro vrti ali celo razcepi.[28]
Kometi imajo zelo različne obhodne dobe, ki so lahko velike od nekaj let pa vse do nekaj sto tisoč let. Nekateri od njih letijo mimo Sonca samo enkrat, ker jih težnostna sila izvrže v medzvezdni prostor. Komete pogosto razvrščajo glede na dolžino njihovih obhodnih dob: daljša kot je obhodna doba, daljša je elipsa.
Kratkoperiodočni kometi imajo obhodno dobo krajšo od 200 let. Ta vrsta kometov izvira verjetno izKuiperjevega pasu ali vrazpršenem disku.nakloni tirnice teh kometov so okoli 20° in tako se nahajajo blizuekliptike. Pri več kot polovici kratkoperiodičnih kometih ležiperihelij tirnice blizu tirniceJupitra (to je med 5 in 6a.e.). Te komete obravnavamo kotJupitrovo družino kometov.
OrbitiC/1973 E1 (Kohoutek) (rdeči) in Zemlje (modro), prikazujeta visokoekscentričnost orbite in svoje hitro gibanje, ko je v bližini Sonca.
Dolgoperiodični kometi imajo obhodno dobo daljšo od 200 let. Verjetno izhajajo izOortovega oblaka. Njihov način gibanja je lahkoprograden aliretrograden.Izsrednost njihove tirnice je blizu 1.
Kometi z enim prikazovanjem ali neperiodični kometi so podobni kometom z dolgo obhodno dobo, ker prav tako imajo parabolične ali rahlo hiperbolične tirnico,[29] ko so blizu perihelija v notranjem Osončju. Vendar pa gravitacijske motnje velikih planetov povzročijo, da se njihove orbite spremenijo. Kometi z enim prikazovanjem imajo hiperbolični ali paraboličnioskulacijski tir, ki jim omogoča trajni izhod iz Osončja po enem samem prehodu Sonca.[30]
↑Yeomans, Donald K. (2005).Comet.World Book Online Reference Center. World Book, Inc. Arhivirano izprvotnega spletišča dne 11. januarja 2010. Pridobljeno 27. decembra 2008.
↑Halley:prostorninaelipsoida 15×8×8km * gostota gmote kamenja 0,6g/cm3 da maso (m=d*v) 3,02E+14kg. Tempel 1: prostorninakrogle s premerom 6,25km * gostota 0,62g/cm3 da maso 7,9E+13kg. 19P/Borrelly: protornina elipsoida 8×4×4km * gostota 0,3g/cm3 da maso 2,0E+13kg. 81P/Wild: prostornina elipsoida 5,5×4,0×3,3km * gostota 0,6g/cm3 da maso 2,28E+13kg.
↑Gringauz, K. I.; insod. (15. maj 1986). »First in situ plasma and neutral gas measurements at comet Halley«.Nature. Zv.321. str.282–285.Bibcode:1986Natur.321..282G.doi:10.1038/321282a0.
↑Neubauer, F. M.; insod. (Februar 1993). »First results from the Giotto magnetometer experiment during the P/Grigg-Skjellerup encounter«.Astronomy and Astrophysics. Zv.268, št.2. str.L5–L8.Bibcode:1993A&A...268L...5N.
↑Gunell, H.; insod. (november 2018). »The infant bow shock: a new frontier at a weak activity comet«.Astronomy and Astrophysics. Zv.619. L2.doi:10.1051/0004-6361/201834225.{{navedi revijo}}: Vzdrževanje CS1: samodejni prevod datuma (povezava)
.jpg)
.svg)
.png)
