mały|Kometa C/2020 F3 (NEOWISE) widziana w Kalifornii 7 lipca 2020 roku. frame|Animacja przedstawiająca ruch komety okresowej (A – gwiazda, B – orbita najdalszej planety, C – kometa) Kometa – małe, lodowo-skalne porowate ciało, składające się z gazów, lodu i materii skalnej, które zbliżając się do gwiazdy (na mniej więcej odległości 2 AU), uwalnia pył i gruz oraz gaz ze swojej powierzchni, tworząc dwa warkocze kometarne – jeden jonowy składający się ze zjonizowanych cząsteczek odpychanych przez ciśnienie słoneczne oraz pyłowy tworzony przez pył i fragmenty skał.
Rozmiary jąder kometarnych mieszczą się zwykle w przedziale od kilku metrów do kilkudziesięciu km, za to koma może osiągać średnicę rzędu setek tysięcy, a nawet milionów kilometrów. Z kolei długość warkocza kometarnego może sięgać nawet kilkadziesiąt milionów kilometrów (najdłuższy potwierdzony warkocz jonowy miała kometa McNaughta). Pomimo olbrzymich rozmiarów, zarówno głowa, jak i warkocz komety charakteryzują się bardzo niską gęstością, o kilka rzędów wielkości niższą od gęstości powietrza.
W skład jądra kometarnego wchodzi głównie zmrożony pył, drobne fragmenty skalne oraz lód, przy czym najczęściej jest to lód wodny zmieszany z zestalonym tlenkiem węgla i dwutlenkiem węgla, metanem, formaldehydem i amoniakiem i niewielką domieszką innych substancji.
Tradycyjny podział małych ciał Układu Słonecznego na emitujące gaz, poruszające się po wydłużonych orbitach komety i nieaktywne, krążące po bardziej kołowych orbitach (głównie między Marsem a Jowiszem) planetoidy, uległ z początkiem XXI wieku zatarciu. Odkryto wtedy całe spektrum obiektów o niejednoznacznej charakterystyce, m.in.:
komety pasa głównego, które poruszają się po orbitach typowych dla planetoid, wykazując jednocześnie od czasu do czasu aktywność (emisję materii) typową dla komet, planetoidy, które wiele lat po odkryciu gwałtownie wykształciły typowe dla komet warkocze (np. 6478 Gault), damokloidy – planetoidy będące prawdopodobnie "wygasłymi" kometami.
Wśród typowych komet wyróżnia się komety krótkookresowe, wracające do Słońca nie rzadziej niż raz na 200 lat, które prawdopodobnie pochodzą z Pasa Kuipera i Dysku Rozproszonego oraz komety długookresowe przylatujące do nas z zewnętrznych obszarów Układu Słonecznego – dysku rozproszonego i Obłoku Oorta. W 2020 roku w Układzie Słonecznym zidentyfikowano także pierwszą kometę międzygwiazdową (przybywającą do nas z innego układu planetarnego) - obecnie dwie takie komety są znane.
Etymologia Słowo „kometa” pochodzi od łacińskiego cometes, które zostało zaczerpnięte od greckiego κομήτης (komētēs) oznaczającego „długowłosa”. Jako pierwszy określenia komētēs użył Arystoteles, opisując je jako „gwiazdy z włosami”.
Jeszcze w XIX wieku słowo kometa w języku polskim było rodzaju męskiego:
Z objaśnień poety – „Pamiętny kometa roku 1811”. Mowa o komecie C/1811 F1.
Komety okresowe Komety okresowe powracają do centrum układu planetarnego regularnie lub nieregularnie (np. kometa Halleya), poruszając się po orbitach eliptycznych. W jednym z ognisk takiej elipsy znajduje się gwiazda, rzadko planeta (przykładowo Jowisz), ale tylko po przechwyceniu. W porównaniu do planet, orbity komet okresowych są silnie eliptyczneAstronomia ogólna, 2020, Hannu Karttunen.
Komety nieokresowe to komety pojawiające się układzie planetarnym tylko raz, bądź takie, których przelot był pierwszym odnotowanym przez człowieka. Ich tor ma kształt paraboli lub hiperboli z gwiazdą w ognisku tej krzywej. Oddziaływanie grawitacyjne komet z gazowymi olbrzymami może zmienić jej orbitę i okres jej obiegu, co miało miejsce w przypadku komety Halleya.
Komety długookresowe (zbliżające się do Słońca rzadziej niż co 200 latSmall Bodies Profile NASA/JPL.) pochodzą prawdopodobnie z Obłoku Oorta, nazwanego tak na cześć Jana Hendrika Oorta, który jako pierwszy postawił hipotezę dotyczącą istnienia chmury małych obiektów w odległości od 50 000 do 200 000 au od Słońca. Komety krótkookresowe pochodzą z bliższego Pasa Kuipera, ale zdarzają się pochodzące z pasa planetoidAmazing Space: Sources of comets..
Zbliżenie się komety do Słońca jest wynikiem zaburzenia jej orbity przez oddziaływanie grawitacyjne innych ciał, co powoduje, że niektóre kierują się w pobliże Słońca, wchodząc na orbity eliptyczne lub poruszając się po paraboli lub hiperboli.
Odkrywanie i obserwowanie Na ogół komety, przebywając daleko od Słońca, jako małe ciała niebieskie nie są obserwowane nawet przez wielkie teleskopy, ani obserwatoria i są odkrywane dopiero po zbliżeniu się do niego, gdy rozwinie się koma. Niektóre komety są nawet na początku uznawane za planetoidy, ale poprawki ostatecznie klasyfikują takie obiekty jako właśnie komety. Nowe komety są stale odkrywane dzięki obserwacjom nieba z wykorzystaniem teleskopów o szerokim polu widzenia. Badaniami tego typu zajmują się zawodowi astronomowie oraz amatorzy z całego świata. Dzięki wykonywaniu wielu zdjęć możliwe jest dostrzeżenie komety poruszającej się na tle nieruchomych gwiazd. Zazwyczaj są to niepozorne, ciemne, rozmyte plamki, czasem z delikatnie zarysowanym warkoczem. Wiele komet zostaje również odkrywanych przez amatorów. W 2003 roku powstała organizacja Sungrazer Project, która zrzesza pasjonatów, poszukujących komet muskających Słońce na zdjęciach przesłanych z sondy SOHO. W obecnych czasach ciężko jest wyprzedzić automatyczne przeglądy nieba i odkryć amatorsko kometę za pomocą teleskopu, lornetki czy też gołym okiem. Komety cieszą się ogólnym zainteresowaniem wśród ludzi, zwłaszcza jeśli kometa będzie dobrze widoczna i jasna. Większość komet jest obserwowanych przez teleskopy, a ich peryhelia znajdują się blisko orbity Marsa lub Ziemi. W ciągu roku odkrywanych jest około 20 komet na tyle jasnych, by można je było dostrzec za pomocą amatorskiego sprzętu, np. lornetki czy teleskopu. Jasne, widoczne gołym okiem obiekty, nie są częstym widokiem na niebie.
Właściwości fizyczne W czasie zbliżania się komety do wnętrza układu planetarnego, promieniowanie gwiazdy centralnej powoduje topienie i parowanie zewnętrznych warstw jądra, złożonych z lodu, skał oraz wielu innych składników. Strumienie pyłu i gazu formują rozrzedzoną atmosferę, nazywaną komą, która wystawiona jest na oddziaływanie ciśnienia promieniowania oraz wiatru słonecznego. Zjonizowane cząsteczki i bardzo drobny pył jest odpychany w kierunku od Słońca, poruszając się zgodnie z liniami pola magnetycznego. Pył porusza się wolniej, przez co warkocz pyłowy często jest zakrzywiony, wskazując kierunek orbity. Jądro komety ma średnicę od kilku metrów (komety o takich rozmiarach niemal natychmiast w momencie przejścia peryhelium się rozpadają) do kilkudziesięciu km (największą znaną kometą jest C/2014 UN271 (Bernardinelli-Bernstein), mająca średnicę 117 km), natomiast średnica komy wynosi od 50 tysięcy do 250 tysięcy km.
Szacuje się, że kometa w pobliżu peryhelium, traci kilka ton gazu i pyłu na sekundę.
Zarówno koma, jak i warkocz są podświetlane przez Słońce, dzięki czemu są doskonale widoczne z Ziemi, kiedy kometa znajdzie się w centrum Układu Słonecznego. Pył rozprasza światło słoneczne, podczas kiedy zjonizowane cząsteczki świecą wskutek rozgrzania do wysokiej temperatury.
Jądra komet są bardzo ciemnymi obiektami. Sonda Giotto zmierzyła albedo jądra komety Halleya na 4%, a Deep Space 1 – komety Borrelly’ego na 2,4–3%Dla porównania asfalt odbija 7% światła, które na niego pada.. Słońce uwalnia lotne substancje z jądra komety, pozostawiając związki organiczne złożone z długich łańcuchów węglowych, które są zwykle czarne, co przyspiesza nagrzewanie komety podczas przejścia przez wewnętrzne obszary układu planetarnego.
W 1996 r. zaobserwowano, że komety emitują promieniowanie rentgenowskie. Źródłem promieniowania rentgenowskiego mogą być zderzenia rozpędzonych jonów pochodzących z wiatru słonecznego z atomami zawartymi w atmosferze komety, co prowadzi do emisji w zakresie promieniowania rentgenowskiego oraz dalekiego ultrafioletu. Zdarza się, że orbita komety przecina ziemską bądź przechodzi bardzo blisko niej. W wyniku tego okruchy pozostawione przez kometę, wlatują w ziemską atmosferę, przez co powstaje deszcz meteorów.mały|Budowa komety (nie w skali)|lewo
Skład i budowa Komety najwięcej zawierają wody, stanowiącej około 75-80% składu chemicznego. Resztę składu stanowi czad, dwutlenek węgla, metan, amoniak i formaldehyd. Jądro kometarne pokryte jest czarną skorupą mającą grubość zwykle kilku cm (niekiedy kilka m). W skład tej skorupy wchodzą krzemiany, sklejone organicznymi związkami węgla. Poniżej znajduje się gruba na kilka metrów warstwa lodu i pyłu. Wyniki badań lądownika Philae, wykazały, że woda pochodząca z komety 67P/Czuriumow-Gierasimienko, posiada stosunek wodoru do deuteru 3 razy większy w porównaniu na Ziemi. To wskazuje na to, że woda na Ziemi nie pochodzi z komet, przynajmniej nie takich, jak 67P.
Parametry orbit mały|Warkocze komety ustawiają się w kierunku od Słońca, choć warkocz pyłowy „zostaje w tyle”|lewo Komety są klasyfikowane według okresu obiegu na krótkookresowe (okresowe), które całą orbitę pokonują w czasie mniejszym niż 200 lat oraz długookresowe z większym czasem obiegu. Komety obu tych rodzajów są trwale związane grawitacyjnie z gwiazdą. Szczególną klasę stanowią komety, których orbity znajdują się w pasie planetoid. Komety nieokresowe pojawiają się w centrum układu planetarnego tylko raz, poruszając się po torach parabolicznych lub hiperbolicznych i potem opuszczają układ planetarny na zawsze.
Współczesne obserwacje pozwoliły na wykrycie kilku komet poruszających się po hiperbolach, których obecność można przypisać grawitacyjnemu oddziaływaniu Jowisza. Jeżeli komety dotarły do Układu Słonecznego z przestrzeni międzygwiezdnej, powinny poruszać się z prędkościami typowymi dla względnego ruchu gwiazd (dziesiątki kilometrów na sekundę). Takie obiekty mają dodatnią całkowitą energię mechaniczną i poruszają się po szczególnie wydłużonych torach hiperbolicznych. Szacunki wskazują, że w ciągu jednego stulecia w obszarze wyznaczanym przez orbitę Jowisza mogą pojawić się cztery komety hiperboliczne. Szacunek jest na tyle niepewny, że faktyczna ich liczba może być różna o jeden lub dwa rzędy wielkości.
Kometa Enckego jest kometą okresową o jednym z najkrótszych czasów obiegu wokół Słońca. Jej orbita nigdy nie pozwala tej komecie na oddalenie się od gwiazdy centralnej na odległość większą niż promień orbity Jowisza. Komety o tak krótkich okresach pochodzą prawdopodobnie z Pasa Kuipera, choć obecnie przeważa pogląd, że komety krótkookresowe pochodzą z położonego za Pasem Kuipera, choć znacznie bliżej od Obłoku Oorta, Dysku Rozproszonego. Źródłem komet długookresowych jest zapewne Obłok Oorta. Astronomowie postawili szereg hipotez dotyczących mechanizmów prowadzących do wytrącania komet z ich orbit w kierunku centrum układu planetarnego. Według niektórych badaczy źródłem perturbacji mogą być bliskie przejścia innych gwiazd poruszających się po orbitach wokół centrum Drogi Mlecznej.
Mała masa komet oraz duża eliptyczność orbit prowadzi „gwiazdy z warkoczami” w pobliże gazowych olbrzymów Układu Słonecznego. Ruch komet może zostać zaburzony przez oddziaływania grawitacyjne największych planet. Najważniejszym źródłem takiego oddziaływania jest Jowisz, którego masa jest dwa razy większa niż suma mas wszystkich innych planet.
Wiele komet okresowych „zgubiono”, gdyż ich orbity nie były znane dość dokładnie, aby możliwe było precyzyjne wyznaczenie ich przyszłego toru. Niektóre odkryte komety po przeprowadzeniu dokładnych obliczeń okazują się być znanymi z przeszłości. Przykładem może być kometa 11P/Tempel-Swift-LINEAR, odkryta w roku 1869 i zagubiona po 1908 na skutek oddziaływania Jowisza. Ponownie dostrzeżono ją w roku 2001 podczas obserwacji prowadzonych w projekcie LINEAR.
Nazewnictwo komet