duimnael|240px|Komeet Hale-Bopp, soos in 1997 gesien in Pazin, Kroasië. duimnael|240px|Komeet Hale-Bopp met sy twee sterte van nader gesien.
’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.
Komete bestaan uit ys, gas en stof en staan daarom ook as "vuil sneeuballe" bekend. Die kern kan van ’n paar honderd meter tot tientalle kilometers breed wees, terwyl die koma kan wissel tussen duisende en miljoene kilometers in deursnee en die stert (of sterte) kan tot 1 AE (astronomiese eenheid), of 150 miljoen km, lank wees. Kortperiodekomete neem minder as 200 jaar om hul wentelbaan te voltooi, maar langperiodekomete neem duisende of selfs miljoene jare.
Kortperiodekomete ontstaan in die Kuiper-gordel of die verwante verstrooide skyf, wat anderkant die wentelbaan van Neptunus lê.
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.
Die bekendste komeet is waarskynlik Halley se Komeet, wat laas in 1986 van die Aarde af gesien is.
Etimologie duimnael|’n Komeet wat genoem is in die Anglo-Saksiese Kroniek wat na bewering ’n verskyning in 729 n.C. gemaak het Die woord "komeet" is afgelei van die Latynse comēta of comētēs, wat op sy beurt kom van die Griekse woord κομήτης (komítis, "met lang hare"). Dié woord is ’n afleiding van κόμη (kómi, "hare op die kop").
Die sterrekundige simbool vir komete is () en bestaan uit ’n klein skyf met drie haaragtige uitsteeksels.
Ander Afrikaanse name sluit in: dwaalster, roeister of stertster.WAT s.v. komeet
Fisieke eienskappe Kern
Die soliede kern van ’n komeet bestaan uit ’n samestelling van rots, stof, ys en bevrore gasse soos koolstofdioksied, koolstofmonoksied, metaan en ammoniak. Daarom word hulle dikwels as "vuil sneeuballe" beskryf na aanleiding van Fred Whipple se model. Sommige komete het egter ’n hoër stofinhoud, en hulle word soms eerder "sneeuagtige stofballe" genoem.
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.
+Eienskappe van sommige kometeNaamGroottekmDigtheidg/cm3MassakgHalley 0,6 3Tempel 1 0,62 7,9Borrelly 0,3 2Wild 0,6 2,3 In 2009 is bevestig dat die aminosuur glikokol gevind is in die komeetstof wat Nasa se Stardust-sending versamel het. In Augustus 2011 is ’n verslag gepubliseer wat op Nasa se bestudering van meteoriete geskoei was, en daarin is die moontlikheid genoem dat DNS- en RNS-komponente (adenien, guanien en verwante organiese molekules) op asteroïdes en komete gevorm het.
Die buitenste oppervlak van komeetkerns het ’n baie lae albedo; hulle is van die swaks weerkaatsende voorwerpe in die Sonnestelsel. Die Giotto-ondersoektuig het bevind dat Halley se Komeet net 4% van die lig weerkaats wat daarop val en Deep Space 1 het ontdek dat Borrelly se Komeet net 3% van die lig weerkaats; in vergelyking daarmee weerkaats teer 7% van die lig wat daarop val. Dié swak weerkaatsing stel komete in staat om die hitte te absorbeer wat hulle nodig het om gasse vry te stel.
Komeetkerns met ’n radius van net sowat 30 km is al waargeneem, maar dit is moeilik om hul presiese grootte te meet. Die deursnee van Komeet P/2007 R5 se kern is moontlik slegs 100-200 meter. Omdat geen kleiner komete al ontdek is nie ondanks instrumente wat al hoe sensitiewer word, glo sommige kenners daar is bitter min komete wat kleiner as 100 meter breed is. Daar word geraam die bekende komete het ’n gemiddelde digtheid van 0,6 g/cm3. Vanweë hul lae massa word komeetkerns nie deur hul swaartekrag in ’n ronde bol gedruk nie en daarom het hulle onreëlmatige vorms.
Sowat 6% van die asteroïdes naby die Aarde is vermoedelik uitgedoofde komeetkerns wat nie meer gas vrystel nie.
Koma en stert
In die buitenste Sonnestelsel bly komete gevries en onaktief, en omdat hulle so klein is, is hulle uiters moeilik of byna onmoontlik om van die Aarde af te sien. Statistiese waarnemings van onaktiewe komeetkerns in die Kuiper-gordel is al aangemeld uit data deur die Hubble-ruimteteleskoop, maar dié waarnemings word bevraagteken.
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.
Hoewel die komeet se kern meestal minder as 60 km breed is, kan die koma duisende of miljoene kilometers breed wees – dit word soms groter as die Son, soos in Oktober 2007 die geval was met komeet 17P/Holmes. Die Groot Komeet van 1811 het ook ’n koma gehad wat so groot soos die Son was. Tog kan die koma kleiner word omtrent in die tyd dat dit Mars se wentelbaan 1,5 AE van die Son af kruis. Op dié afstand is die sonwind sterk genoeg om die stof en gas weg van die koma te waai en in die proses word die stert langer. Ioonsterte is al waargeneem wat 1 AE (150 miljoen km) of langer is.
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.
duimnael|links|Encke se Komeet verloor sy stert. 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.
Meteoorreëns 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.
Komete in ander stelsels 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.
Wentelbaaneienskappe duimnael|240px|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.
Kort periode Periodieke of kortperiodekomete is dié met ’n wentelperiode van minder as 200 jaar. Hulle wentel gewoonlik op die vlak van die ekliptika in dieselfde rigting as die planete. Hulle is gewoonlik tydens hul afelium in die buitenste wyke van die Sonnestelsel waar die buitenste vier planete (Jupiter en verder) voorkom; die afelium van Halley se Komeet is byvoorbeeld net buite die wentelbaan van Neptunus. Komete waarvan die afelium naby ’n groot planeet se wentelbaan is, word sy "familie" genoem. Sulke families ontstaan vermoedelik wanneer die planeet ’n voorheen langperiodekomeet in ’n korter wentelbaan aantrek. Jupiter is die planeet wat die meeste komete beïnvloed omdat sy massa meer as dubbel dié van al die ander planete saam is.