Can you summarize the following document?
        
  Koma se typicky objevují a narůstají s blízkostí komety ke Slunci a mohou dorůstat i do velikosti průměru planety Jupiter a to i přes velmi nízkou hustotu. Jeden měsíc po vyvrhnutí materiálu měla na krátkou dobu v říjnu 2007 kometa 17P/Holmes obklopující plynný obal větší než je Slunce. Velká kometa z roku 1811 měla také předpokládaný průměr větší než má Slunce. I přes narůstající koma v blízkosti Slunce, se velikost plynného obalu po překročení oběžné dráhy Marsu zmenšuje (přibližně 1,5 AU od Slunce). Na tuto vzdálenost je sluneční vítr dostatečně silný, na to aby rozmetal plyn a prach z koma a tím zvýrazní ohon komety.

  V březnu 1996 byly zaznamenané komety, které emitují rentgenové záření. Zjištění překvapilo výzkumníky, protože rentgenové záření obvykle vydávají zdroje o vysokých teplotách. Je předpokládáno, že rentgenové záření je generováno interakcí mezi kometami a solárním větrem. Zdrojem rentgenové záření, tak má být proces při, kterém vysoce nabité ionty prolétají skrz plynný obal komety a srážejí se s molekulami a atomy komety. V průběhu se „odtrhávají“ jednotlivě, nebo i více elektronů od komety. Tento proces vede k emisi rentgenového záření a také ultrafialového záření ve formě fotonů.

  Při pozorování teleskopem z povrchu Země a za využití správné techniky může být vypočítána velikost koma obklopující kometu. Konkrétní metoda, nazývána driftová, nebo také proudová („drift“ v anglickém jazyce), spočívá v nastavení teleskopu ve stálé pozici a měření času za který viditelné těleso přejde přes rám viditelného pole. Tento změřený čas se vynásobí kosinusem deklinace komety a vynásobí se.25, to by se mělo rovnat průměr komety v obloukových minutách. V případě známé vzdálenosti ke kometě může být determinována zdánlivá velikost. V roce 2015 zaznamenal přístroj na měření ALICE na sondě Rosetta od ESA přítomnost prvků vodíku, kyslíku, uhlíku a dusíku v oblasti koma u komety 67P/Čurjumov-Gerasimenko. ALICE je spektrograf zaměřený na ultrafialové záření a napomohl zjištění, že elektrony vznikající vlivem UV záření se srážely a roztrhávaly molekuly vody a oxidu uhelnatého.

  Přístroj „"Stargazer"“, jinak také OAO-2 objevil ohromné halo vodíku obklopující některé komety. Vesmírná sonda Giotto detekovala vodíkové ionty na vzdálenost 7,8 milionů km daleko od Halleyovy komety při jejím průletu v roce 1986. Halo z plynného vodíku, bylo zaznamenáno o patnáctkrát větším průměru než má Slunce (12,5 milionů mil). Tento poznatek podpořil volbu pro zkoumání za využití sondy Pioneer od Venuše na danou kometu. Z mise bylo determinováno, že kometa vydává do okolí 12 tun vody za sekundu. Plynný vodík nebyl z emisí určen z toho důvodu, že při pozorování za využití teleskopů na povrchu Země je atmosféra Země pro tyto konkrétní vlny neprostupná. Způsob jakým jsou molekuly vody rozloženy na vodík a kyslík byl studován přístroji ALICE. Nejdříve foton UV záření ze Slunce zasáhne molekulu vody v oblasti koma a ionizuje jí, tím že vystrčí ven energetický nabitý elektron. Tento elektron dále zasáhne další molekulu vody v oblasti koma, rozloží jí tím na dva atomy vodíku a jeden atom kyslíku. Při procesu se tyto jednotlivé atomy energeticky nabijí a emitují charakteristické UV vlnové záření detekované přístroji ALICE.  Vodíkové plynové halo třikrát větší než je Slunce, bylo také detekováno přístroji Skylab kolem Kohoutkovy komety v 70. letech 20. století. SOHO zaznamenal obal plynného vodíku větší než je 1 AU v poloměru kolem komety Hale-Bopp. Voda vycházející z komety je rozložena radiací ze Slunce a dále interakce s vodíkem emituje UV záření. Některá plynná hala komet byla naměřena i o deseti miliardách metrů na šířku (tedy 1010 větší jak Slunce). Samotné atomy vodíku jsou velmi lehké a mohou cestovat velmi velké vzdálenosti, než podlehnou ionizaci vlivem Slunce. Když podlehnou atomy vodíku ionizaci jsou obvykle rozmetány slunečním větrem.

  Výzkumná mise Rosetta nalezla přítomnost oxidu uhelnatého, oxidu uhličitého, amoniak, metan a metanol v oblasti koma u komety 67P, stejně tak přítomnost malého množství formaldehydu, sirovodíku a kyanovodíku, oxidu siřičitého, sulfidu uhličitého. Největší naměřené množství u plynného obalu komety 67P bylo vody, kyslíku, oxidu uhličitého a oxidu uhelnatého. Poměr mezi kyslíkem a vodou vycházející z komety zůstával stejný po dobu několika měsíců.
Koma je plynný obal obklopující jádro komety, který se formuje při výrazně eliptickém oběhu komety konkrétně v době blízkého míjení Slunce. Když se jádro komety přiblíží k Slunci, tak se zahřeje a jednotlivé části sublimují. Tento proces zapříčiňuje „rozmazaný“ vzhled komet pozorovaných teleskopy a odlišuje je od pozorovaných hvězd. Samotné slovo koma pochází z řečtiny „kome“ (κόμη), znamenající „vlasy“ z kterého bylo později odvozeno slovo cometa (latina) v češtině zastarale vlasatice. Koma je obecně tvořeno ledem a prachovými částicemi z komety. Voda převládá téměř 90% těkavých látek, které vystupují z jádra komety v době, kdy je kometa v přibližné vzdálenosti 3 – 4 AU od Slunce. Molekuly vody (HO) jsou rozkládány především vlivem fotodisociace a v menší míře vlivem fotoionizace. Vzhledem k fotochemii, nehraje solární vítr velkou roli v destrukci vodních molekul. Větší prachové částice poměrně stabilně kopírují oběžnou dráhu komety, zatímco menší prachové částice jsou tlačeny vlivem radiačního záření do zadní části, dále od Slunce a tvoří ohon komety. Výzkumníci a astronomové vydali 11. srpna studie, ve kterých byl poprvé použit radiový teleskop ALMA, který detailně pozoroval rozložení HCN, HNC, formaldehydu a také prachu uvnitř plynných obalů komet C/2012 F6 (Lemmon) a C/2012 S1 (ISON). Druhého června 2015 oznámila NASA, že spektrograf ALICE na sondě Rosetta studující kometu 67P/Čurjumov-Gerasimenko determinoval přítomnost elektronů (ve vzdálenosti 1 km od jádra komety) produkovaných vlivem fotoionizace, radiací ze Slunce na molekuly vody. Původní předpoklad počítal s přítomností fotonů, degradací molekul vody a oxidu uhličitého uvolněných z jádra komety do oblasti obklopujícího koma.