Joskus yötaivaalla voi nähdä outon hännän tähden. Mutta tämä on kaukana tähdestä. Se on komeetta. Ihmiset havaitsivat tämän ilmiön muinaisina aikoina. Suuria pyrstöitä pidettiin muinaisina aikoina ilmakehän ilmiönä. Usein komeetan ulkonäköä selitettiin suurten ongelmien, sotien ja onnettomuuksien julistajana. Brahe kiisti komeettojen kuulumisen ilmakehän ilmiöihin. Hän totesi, että komeetta vuodelta 1577 on samassa paikassa, kun sitä tarkastellaan eri kohdista, mikä osoittaa sen sijainnin kauempana kuin Kuu.
Halley, kuuluisa tähtitieteilijä vuonna 1705, pystyi selittämään komeettojen liikkeen. Hän havaitsi, että komeetat liikkuvat parabolisilla kiertoradilla. Hänelle myönnetään 24 komeetan kiertoradan määrittäminen. Näin tehdessään hän totesi, että vuosien 1531, 1607 ja 1682 komeetoilla on melko samanlaiset kiertoradat. Tämä löytö auttoi häntä päättelemään, että tämä on sama komeetta, joka 76 vuoden ajan lähestyy Maata hyvin pitkänomaisella kiertoradalla. Tämä yksi kirkkaimmista komeetoista nimettiin hänen mukaansa.
Aluksi komeetat löydettiin puhtaasti visuaalisesti, mutta ajan myötä ne alkoivat avautua valokuvista. Meidän aikanamme paljastuu visuaalisesti melko suuri määrä komeettoja. Jokaiselle uudelle avoimelle komeetalle annetaan sen löytäneen henkilön nimi, johon lisätään löytymisvuosi ja sarjanumero kyseisenä vuonna löydettyjen komeettojen joukosta. Melko pieni määrä komeettoja on ajoittain, eli niitä esiintyy säännöllisesti aurinkokunnassa. Useimmilla komeetoilla on niin pitkänomainen kiertorata, että se on lähellä paraboleja. Tällaisten komeettojen kiertoaika voi olla jopa miljoonia vuosia. Nämä komeetat siirtyvät pois auringosta tähtienvälisillä etäisyyksillä eivätkä ehkä koskaan palaa takaisin.
Säännöllisten komeettojen kiertoradat ovat vähemmän pitkänomaisia, joten niillä on täysin erilaiset ominaisuudet. Aurinkokunnassa havaituista 40 jaksollisesta komeetasta 35: llä on kiertoradat, jotka ovat kallistuneet ekliptikan tasoon alle 45 astetta. Kaiken kaikkiaan Halleyn komeetan kiertorata on suurempi kuin 90 -luku. Tämä viittaa siihen, että hän liikkuu päinvastaiseen suuntaan. Siellä on niin kutsuttu Jupiter-perhe. Nämä komeetat ovat lyhytaikaisia, eli niiden jaksot ovat kolmesta kymmeneen vuoteen.
Oletetaan, että tämä perhe syntyi sen seurauksena, että planeetat, jotka aiemmin liikkuivat pidemmillä kiertoradilla, valloittivat komeettoja. Mutta komeetan ja Jupiterin suhteellisesta sijainnista riippuen komeetan kiertorata voi sekä kasvaa että laskea. Jaksollisen komeetan kiertorata voi muuttua melko dramaattisesti. Yhdessä tapauksessa komeetta kulkee monta kertaa maan lähellä, ehkä jättiläisplaneettojen vetovoiman vuoksi, joten muuta kiertorataa niin, että siitä tulee havaitsematon. Muissa tapauksissa päinvastoin komeetta, jota ei ole koskaan havaittu, tulee näkyviin, koska sen kiertorata muuttuu, koska se kulkee lähellä Jupiteria tai Saturnusta. Mutta radikaalimuutokset niin dramaattisesti ovat harvinaisia. Tästä huolimatta komeettojen kiertorata muuttuu jatkuvasti. Mutta ei vain tämä on syy komeettojen katoamiseen.
Lisäksi komeetat hajoavat melko nopeasti. Esimerkki tästä oli Biela -komeetta. Se avattiin vuonna 1772. Sen jälkeen se havaittiin kolme kertaa, ja vuonna 1845 se osoittautui suurentuneeksi, ja seuraavana vuonna sen tarkkailijat yllättyivät nähdessään yhden komeetan sijasta hyvin lähellä toisiaan. Laskettaessa havaittiin, että komeetta jakautui vuosi sitten, mutta koska sen komponentit heijastettiin päällekkäin, he eivät huomanneet tätä heti. Tämän komeetan seuraavassa havainnossa yksi osa oli huomattavasti pienempi kuin toinen, ja vuotta myöhemmin kukaan muu ei havainnut sitä. Vaikka meteorisuihkun, joka kulkee tiukasti entisen komeetan kiertorataa pitkin, voidaan päätellä, että se romahti.
Komeetta häntä
on myös varsin mielenkiintoinen kohde. Se on aina suunnattu auringosta. Jos komeetta on huomattavalla etäisyydellä Auringosta, häntä ei ole ollenkaan. Mutta mitä lähempänä se on aurinkoa, sitä suurempi häntä tulee. Korpulaariset virrat ja kevyt paine työntävät komeetan hännän pois auringosta. Jos hännässä on havaittavissa tiivistymistä tai pilviä, on mahdollista mitata sen aineen liikenopeus, josta se koostuu. On aikoja, jolloin aineen nopeudet komeetan hännässä ovat yksinkertaisesti valtavia ja ylittävät Auringon painovoiman sata kertaa. Vaikka useammin tämä arvo ei ylitä useita kertoja.
Mukavuuden vuoksi on tavallista jakaa komeetan hännät kolmeen tyyppiin:
- Tyyppi I ovat pyrstöjä, joiden karkottava voima on kymmenen - sata kertaa auringon painovoima. Tällaiset hännät sijaitsevat melkein täsmälleen auringosta;
- Tyyppi II - sillä on vastenmielisyys hieman enemmän kuin vetovoima. Tällainen häntä on hieman kaareva;
- Tyyppi III - hänellä on voimakkaasti kaareva häntä, mikä viittaa siihen, että Auringon painovoima on vastenmielisempi.
Komeettojen tarkan massan määrittäminen ei ole mahdollista, koska se on liian pieni vaikuttamaan jollain tavalla planeettojen liikkeeseen. Oletettavasti komeetan massan yläraja on 10 (-4) maasta. Itse asiassa tämä arvo voi olla paljon pienempi.
Tästä voidaan päätellä, että aineen tiheys, josta komeetta koostuu, on myös melko alhainen. Komeetan ydintä ympäröi hyvin harvinainen kaasuympäristö. Se on kiinteä ja on noin yhdestä kolmekymmentä kilometriä. Se koostuu haihtuvista aineista, mutta kiinteässä tilassa. Auringon lähestyessä tapahtuu jään sublimaatiota, minkä seurauksena meille näkyvä häntä ilmestyy.
