mini|Kometen Hale-Bopp mini|Kometen McNaught En komet (fra , astēr komētēs, «hårstjerne», astronomisk symbol: ) er et mindre himmellegeme som kretser rundt en stjerne. Når den befinner seg tilstrekkelig nær stjernen, fremtrer en synlig koma (atmosfære) eller en hale som først og fremst skyldes påvirkningen fra stjernens stråling på kometkjernen. Kometkjerner er svakt sammenholdte samlinger av is, støv og mindre steinpartikler, og varierer i størrelse fra ca. 100 meter til 30 km.
Kometenes periodiske omløpstid varierer fra noen få år til hundretusenvis av år. Enkelte passerer bare én eneste gang gjennom den indre delen av solsystemet før de fortsetter utover i rommet. Kometer med en kort periode antas å ha opphav i Kuiperbeltet eller i den spredte skiven utenfor Neptuns omløpsbane. Langperiodiske kometer antas å ha opphav i et område som er mye lengre fra solen, i Oorts sky, som består av fragmenter som ble til overs ved kondensasjonen av soltåken. Når andre stjerner kommer i nærheten av solsystemet og Oorts sky, kan de isete objektene skyves ut av sine baner og falle inn mot solen og planetene, hvor de får omløpsbane som en komet. På samme måte kan gasskjempenes gravitasjon forandre banene.
Kometer etterlater seg en hale av fragmenter. Hvis deres bane passerer jordens, kan det også oppstå meteorsvermer når jorden passerer gjennom halen. Eksempler er perseidene som oppstår hvert år mellom 9. og 13. august når jorden passerer kometen Swift–Tuttles bane. Kometen 21P/Giacobini–Zinner er kilden til draconidene som opptrer rundt 8.–10. oktober, og Halleys komet er kilden til meteorsvermen orionidene i oktober/november. Kometene kretser ofte i sin bane i tusenvis av år, og fragmenter kan ha blitt spredt gjennom hele banen. Derfor kan meteorsvermen observeres hvert år selv om kometen er langt unna.
Asteroider består av silikater (stein) og metaller tvers igjennom, mens kometer består stort sett av frossent vann og frosne gasser. Utbrente og utdødde kometer, som har mistet sitt flyktige materiale, kan likevel ligne på asteroider.
Per 20. mars 2013 var det oppdaget kometer, hvorav drøyt 500 er kortperiodiske. Det totale antallet kometlignende objekter i solsystemet antas å være nærmere en billion (), men de færreste kommer i nærheten av det indre solsystemet. I gjennomsnitt kan ca. én komet ses med det blotte øye per år, men mange er svake og ubetydelige.
Etymologi mini|Kjernen hos kometen 103P/Hartley måler omtrent 2 kilometer i diameter. mini|Kjernen hos kometen Tempel 1 måler omtrent 6 kilometer i diameter. Ordet komet kommer via gammelfransk cometa (moderne fransk: comète), som er attestert ca. 1200, fra latin comēta eller comētēs. Dette er igjen en latinisering av gresk (aster) kometes ([ἀστὴρ] κομήτης, «hårstjerne»). Kometes er avledet av koman (κομᾶν, «å ha langt hår»), som er avledet av kome (κόμη, «hår på hodet») og som ble benyttet i betydningen «halen til en komet».
Ordet koma ble brukt første gang i 1765 i betydningen en komets flyktige stoffer, og kommer via latin coma, som er en latinisering av gresk kome. Det ble tidligere på engelsk (1660-årene) brukt som et botanisk begrep som betød «hårtuster».
Det astronomiske symbolet for kometer er – en liten sirkel med tre hårlignende utvidelser.
Navn og betegnelser Kometers navn har fulgt flere ulike konvensjoner de seneste to århundrene. Før tidlig på 1900-tallet siktet man til året en komet dukket opp, iblant sammen med spesielle beskrivelser som utpekte kometen. Eksempler er 1680-årets store komet (Kirchs komet) eller den store kometen i 1882. Da Edmond Halley påviste at kometene fra 1531, 1607 og 1682 var samme objekt og forutsa at den kom tilbake i 1759, ble kometen kjent som Halleys komet. Også Enckes komet og Bielas komet fikk sine navn etter astronomene som beregnet banene og ikke oppdagerne. Senere ble periodiske kometer som oftest benevnt etter oppdageren, mens ikke-periodiske kometer fortsatt ble betegnet etter det året de dukket opp.
Siden tidlig på 1900-tallet har det vært vanlig å oppkalle kometer etter oppdagere. En komet kan få navnet fra opp til tre uavhengige oppdagere. I den senere tid har kometer ofte blitt oppdaget av avanserte instrumenter som styres av et helt lag av astronomer, og i disse tilfellene benevnes objektene etter instrumentet. For eksempel ble kometen IRAS–Araki–Alcock oppdaget uavhengig av hverandre av satellitten IRAS og amatørastronomene Genichi Araki og George Alcock. Periodiske kometer som er oppdaget av samme individ eller gruppe individer, ble tidligere gitt oppdagerens navn med et nummer, for eksempel Shoemaker-Levy 1–9. I dag kan et og samme instrument oppdage et stort antall kometer – SOHO har per juni 2008 oppdaget over kometer. Derfor er det blitt upraktisk med unike navn. I stedet brukes kometenes systematiske benevning for å unngå forvirring.
Frem til 1994 fikk kometer først en tilfeldig betegnelse som bestod av årstall for oppdagelse etterfulgt av en liten bokstav som betegnet rekkefølgen av oppdagelsen det året. For eksempel var 1969i (Bennett) den niende kometen som ble oppdaget i 1969. Etter at kometen var blitt observert gjennom periheliumpasseringen og omløpsbanen var bekreftet, fikk den en permanent betegnelse etter året for periheliumpasseringen fulgt av passeringens rekkefølge i romertall det året. Kometen 1969i ble dermed 1970 II (den andre kometen til å passere perihelium i 1970).
Det økende antallet oppdagelser gjorde dette tungvint, og i 1994 lanserte IAU en ny navnekonvensjon. Kometer benevnes nå etter oppdagelsesår etterfulgt av en bokstav som indikerer hvilken halvmåned oppdagelsen ble gjort i, fulgt av et sekvensnummer (et system som ligner på det for asteroider). Dette innebærer at den fjerde kometen som ble oppdaget i den andre halvdelen av februar 2006, fikk navnet 2006 D4. Et prefiks indikerer kometens type:
P/ indikerer at det er en periodisk komet (definert som at den har en omløpstid på mindre enn 200 år eller at man har bekreftet observasjoner av minst to perihelpassasjer). C/ indikerer en ikke-periodisk komet (slik at den ikke er periodisk ifølge definisjonen over). X/ indikerer en komet som det ikke er mulig å regne ut en sikker omløpsbane for (i allmennhet historiske kometer). D/ indikerer en komet som er gått i oppløsning eller en tapt komet. A/ indikerer en småplanet som er blitt feiltolket som en komet.
Etter den andre observerte periheliumpasseringen får periodiske kometer et siffer som indikerer rekkefølgen av oppdagelsen. Halleys komet, den første som ble identifisert som periodisk, har derfor betegnelsen 1P/1682 Q1. Kometer som først får en betegnelse som småplanet, beholder denne. Det fører da til litt merkelige navn som for eksempel P/2004 EW38 = 2009 S4 (Catalina-LINEAR).Minorplanetcener.org: MPEC 2009-S126: COMET P/2004 EW38 = 2009 S4 (CATALINA-LINEAR), Minor Planet Electronic Circular, 28. september 2009
Fem objekter er listet som både kometer og asteroider: 2060 Chiron (95P/Chiron), 4015 Wilson-Harrington (107P/Wilson-Harrington), 7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro), 60558 Echeclus (174P/Echeclus) og 118401 LINEAR (176P/LINEAR, LINEAR 52).
Fysiske egenskaper Kjernen
+Egenskaper til enkelte kometerNavnDimensjonerkmTetthetg/cm3MassekgHalley: Volum til en ellipsoide på 15x8x8km * en tetthet på 0.6 g/cm3 gir en masse (m=d*v) på 3,02E+14 kg. Tempel 1: Den sfæriske diameter på 6,25 km * en tetthet på 0.62 g/cm3 gir en masse på 7,9E+13 kg. 19P/Borrelly: Volum til en ellipsoide på 8x4x4km * en tetthet på 0.3 g/cm3 gir en masse på 2,0E+13 kg. 81P/Wild: Volum til en ellipsoide på 5,5x4,0x3,3km * en tetthet på 0.6 g/cm3 gir en masse på 2,28E+13 kg.Halleys komet 0,6 3Tempel 1 0,62 7,919P/Borrelly 0,3 281P/Wild 0,6 2,3 Kjernene varierer i størrelse fra ca. 100 meter opp til 30 kilometer, men å bestemme deres eksakte størrelse er vanskelig. Kjernen til kometen P/2007 R5 (SOHO) antas å ha en diameter på bare 100–200 meter. Mangelen på observerte kometer som er mindre, på tross av instrumentenes økte sensitivitet, har ført enkelte til å anta at det ikke finnes kometer som er under 100 meter i diameter. Den gjennomsnittlige tettheten i kjente kometer er 0,6 g/cm3. På grunn av sin lave masse blir ikke kometkjerner sfæriske (kuleformet) av sin egen gravitasjon og har derfor irregulære former.
Kometer består av bergarter, støv, is og ulike frosne gasser som karbonmonoksid, karbondioksid, metan og ammoniakk. De beskrives ofte som «skitne snøballer», etter Fred Lawrence Whipples modell. Samtidig er det observert tørre overflater dekket med stein og støv hvor isen er gjemt under overflaten, og noen kaller dette «isete støvballer».
I tillegg inneholder kometkjerner organiske stoffer som metanol, hydrogencyanid, formaldehyd, etanol og etan, og muligens også mer komplekse molekyler som lengre hydrokarboner og aminosyrer. En rapport fra august 2011 som var basert på NASA-studier av meteoritter funnet på jorden, antyder at komponenter av DNA og RNA (adenin, guanin og relaterte organiske forbindelser) kan ha blitt dannet på asteroider og kometer.
Kometkjerner er blant de mørkeste kjente objektene i solsystemet. Romsonden Giotto oppdaget at kjernen i Halleys komet reflekterer 4 % av det innkommende lyset. Deep Space 1 målte 2,4–3 % refleksjon på kometen 19P/Borrelly. Til sammenligning reflekterer asfalt rundt 7 %. Forklaringen antas å være at kjernen i stor grad er dekket av komplekse organiske stoffer. Strålingen fra solen forringer de mer flyktige gassene og etterlater der de lange hydrokarbonene, som ofte er svært mørke. Denne mørke overflaten påskynder også forringingen av gasser.
Koma og hale
I det ytre solsystemet forblir kometene frosne og er derfor ofte nesten umulige å oppdage fra jorden med dagens teknikk på grunn av den lille størrelsen. Det er blitt rapportert observasjoner av inaktive kometkjerner i Kuiperbeltet ved hjelp av Hubble Space Telescope, men disse observasjonene er også blitt betvilt. Når kometen nærmer seg det indre solsystemet, varmer solstrålingen opp vann, frosne gasser og andre flyktige materialer som finnes inne i kometen. De forringes og strømmer ut fra kjernen samtidig som de drar med seg støv.
Solens strålingstrykk og solvinden er opphavet til den enorme halen som peker bort fra solen. Den dannes av de strømmer av støv og gass som frigjøres fra den store og ekstremt tynne atmosfæren (komaen) som omgir kometen. + Sammensetningen av kometkomaen til Hale-Bopp (1997), normert etter H2O Molekyler Mengde H2O 100 CO 20 CO2 6–20 H2CO 1 CH3OH 2 NH3 0,7–1,8 CH4 0,6 C2H2 0,1 C2H6 0,3 HCOOH 0,06 CH2CO <0,03 CH3CHO 0,02 CH3CH2OH <0,05 CH3OCH3 <0,45 HCOOCH3 0,06 HNCO 0,06–0,1 NH2CHO 0,01 HCN 0,25 HNC 0,04 CH3CN 0,02 HC3N 0,02 H2S 1,5 OCS 0,5 H2CS 0,02 SO 0,2–0,8 SO2 0,1 thumb|left|Holmes komet med sin blå ionhale til høyre. thumb|left|Kometen IRAS–Araki–Alcock i falske farger. thumb|left|Kometen Lulins antihale til venstre, ionehalen til høyre. Komaen består generelt av H2O og støv. Vannet utgjør omkring 90 % av volatilene som utgår fra kjernen når kometen er mellom 3 til 4 astronomiske enheter (450 000 000 til 600 000 000 km) fra solen. H2O oppløses primært gjennom fotolyse, og i en mindre grad gjennom fotoionisering, hvor solvinden spiller en mindre rolle enn fotokjemi. Større støvpartikler blir liggende igjen i kometens bane, mens mindre partikler dyttes bort fra solen inn i komethalen gjennom strålingstrykk.
Mens den faste kjernen oftest er mindre enn 60 km i diameter, kan komaen være større enn solen, og ionehaler kan være lengre enn 1 AE (avstanden mellom solen og jorden). Omkring en måned etter et utbrudd i oktober 2007, hadde kometen 17P/Holmes en kort stund en tynn støvatmosfære som var større enn solen. Den store komet av 1811 hadde en koma som omtrent tilsvarte solens diameter. Komaens størrelse reduseres når kometer krysser banen til Mars omkring 1.5 AE fra solen. I denne avstanden kan solvinden bli sterk nok til å blåse gass og støv ut av komaen og forlenge halen.