mini|desno|300px|Komet Hale-Bopp snimljen 29. ožujka 1997. u Pazinu.

mini|desno|300px|Mlazovi plina i leda izbijaju iz kometa Hartley 2.

mini|desno|300px|Halleyjev komet snimljen 8. ožujka 1986.

mini|desno|300px|Komet C/2011 W3 (Lovejoy) se približava Suncu krajem 2011.

mini|desno|300px|Komet McNaught (oznake C/2006) snimljen iznad Australije 2007.

mini|desno|300px|Tipična putanja kometa oko Sunca.

mini|desno|300px|Putanje kometa Kohoutek (crveno) i Zemlje (plavo), pokazuje veliki ekscentricitet putanje kometa i vrlo brzo kretanje u blizini Sunca.

mini|desno|300px|Građa kometa.

mini|desno|300px|Dijelovi repa kometa.

mini|desno|300px|Neki kometi kao komet Lovejoy (oznake C/2011 W3) imaju vrlo dugačak rep.

mini|desno|300px|Usporedba jezgri kometa Tempel 1 i Hartley 2.

mini|desno|300px|Jezgra kometa Wild 2.

mini|desno|300px|Komet Borrelly (oznake 19P/Borrelly) ima mlazeve plina, iako nema površinskog leda.

mini|desno|300px|Komet Holmes (oznake 17P/Holmes) iz 2007., pokazuje svojstveni plavi ionski plinski rep s desne strane.

mini|desno|300px|Putanja Halleyjeva kometa u plavoj boji, s obzirom na putanje Jupitera, Saturna, Urana i Neptuna, koje su u crvenoj boji.

mini|desno|300px|Snimka Enckeovog kometa i njegove prašine, snimljen sa Svemirskog teleskopa Spitzer u infracrvenom svjetlu.

Komet (prema grč. ϰομήτης: dugokos; zvijezda repatica) je nestalno nebesko tijelo u Sunčevu sustavu kojima su staze vrlo izdužene, a ravninu ekliptike mogu presijecati pod bilo kojim kutom. Njihovo je osnovno tijelo jezgra, rahla tvorevina smrznutih tvari, leda s prašinom. Oko jezgre razvija se koma (koja zajedno s jezgrom čini glavu kometa), a iz nje rep. Veličina jezgara većinom je nepoznata; desetak bolje upoznatih jezgara promjera su od jednoga do dvadeset kilometara. kometi,  "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.

Koma (lat. coma < grč. ϰόμη: kosa, vlasi) je magličasti ovoj kometske jezgre koji zajedno s jezgrom tvori glavu kometa. Sastoji se od rijetkih plinova i prašine. Kuglasta je ili izdužena oblika, a katkada pokazuje slojeve. Veličine je kao jedna do deset Zemaljskih kugli. Nastaje kada Sunce dovoljno zagrije kometsku jezgru, iz koje se tada oslobađaju plinovi sublimacijom zaleđene tvari, noseći sa sobom čestice praha. Koma je zapravo atmosfera u kojoj djelovanjem Sunčeva zračenja dolazi do disocijacije molekula i do ionizacije produkata raspada, koji su pobuđeni pa svijetle. Zbog utjecaja Sunčeva vjetra i magnetskog polja, plinovi kome udaljuju se od Sunca brzinom oko 1 km/s i oblikuju rep, koji je ravan i svijetli modrikasto. Na nekoj udaljenosti od jezgre, čestice prašine lebde slobodno i ovisno o svojoj masi gibaju se u polju Sunčeve sile teže. Tako nastaje žućkasti zavinuti prašni rep koji odbija Sunčevu svjetlost. Čestice kome raspršuju se po kometskoj stazi. koma,  "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.

Komet je nebesko tijelo koja se nalazi u eliptičnoj putanji oko Sunca. Dolaze iz najudaljenijih i najhladnijih područja Sunčevog sustava. Tamo su odbačeni gravitacijom divovskih planeta kada je Sunčev sustav tek nastajao. Većina ih stiže iz Oortovog oblaka – ledene sferične oblasti na samom rubu Sunčevog sustava. Kometi se sastoje od silikatne prašine i smrznutih plinova u obliku raznih vrsta leda (inja) koji čine poroznu jezgru. Kada se putanja kometa počne približavati Suncu, zbog povećanja temperature, led i smrznute čestice počinju isparavati stvarajući oblak plina oko kometa koji se zove koma. Zbog pritiska Sunčevog vjetra i radijacije, koma i tijelo kometa prilikom raspadanja pretvaraju se u karakteristične repove koji su vidljivi na nebu. Smjer plinovitog repa je u pravcu suprotno od Sunca, dok je rep kojeg čine čestice prašine nešto širi i tromiji u pomicanju. Rep može biti dug milijunima kilometara.

 Povijest
Kometi su vrlo rano skrenuli pozornost. Njihova se pojava obično smatrala predznakom nesreće. Najstariji zapis o pojavi kometa potječe iz 2315. pr. Kr. U antičko doba, kometi su se smatrali atmosferskim pojavama, o čemu govore tekstovi Aristotela i Ptolomeja. Aristotel je prvi pokušao objasniti njihovo podrijetlo, tvrdeći da su to atmosferske pojave, tj. pare koje su došle u blizinu ognjene sfere i ondje se zapalile, a rep je bio vjetrom nošeni plamen. Neuk je čovjek kometu predbacivao nesreće svake vrste, ratove, kugu, pogrom, poplavu, potres, kraj svijeta… Zbog čestine njihove pojave bilo ih je uvijek lako povezati s nekim događajem.

Astronomi Tycho Brahe i Michael Maestlin pokazali da se kometi nalaze izvan Zemljine atmosfere, mjereći paralaksu Velikog kometa iz  (današnje službene oznake C/1577 V1). Unutar preciznosti mjera, ovo je impliciralo da je komet barem četiri puta dalje nego Zemlja od Mjeseca. Brahe im ipak nije bio u stanju odrediti paralaksu). Komet se najprije pojavljuje kao maglica s jedva zamjetljivom jezgrom. Približavanjem Suncu na 2 do 3 AJ (astronomske jedinice), jezgra se zagrijava, isparava u obliku mlazova i ovija atmosferom, iz koje se izdvaja plinovito-prašni rep. Zbog toga se sjaj kometa stalno mijenja. Rep se izduži do više stotina milijuna kilometara.

Prve staze odredio je Edmond Halley  godine. Ustanovio je da su staze 24 kometa parabolične. Za komete viđene 1456., 1531., 1607. i 1682. ustanovio je podudarnost staza i time je ustvari otkrio jedan jedinstven komet, prozvan njemu u čast, Halleyjev komet. On sam promatrao ga je jednom. U povijesno doba zabilježeno je ukupno oko 2 000 takvih pojava, a podataka o stazama ima u 1 000 slučajeva. Među njima je ustanovljeno oko 600 različitih kometa, jer se neki kometi ponovo vraćaju. Svake se godine zapazi desetak kometa. Većinom su dostupni samo teleskopu. Golim okom vidljivo ih je tek desetak u stoljeću.

Označavanje ili numeriranje kometa je najprije privremeno, s oznakom godine koju prati malo slovo. Ono označava redoslijed otkrića u danoj godini. Na primjer, 1981 c znači da je komet kao treći opažen u godini 1981. Kada se odredi staza, pa se ustanovi da komet nije već prije viđen, dobiva ime otkrivača i uz godinu otkrića rimski broj koji označava redoslijed prolaska kroz perihel. Na primjer 1980 II znači da je komet te godine bio drugi koji je prošao perihelom.Vladis Vujnović : "Astronomija", Školska knjiga, 1989.

 Osnovni podaci
Kometi su složena tijela koja se oko Sunca gibaju izduženim stazama. Potpuno razvijeni komet sastoji se od jezgre, kome (kose) i repa. Jezgra i koma čine glavu kometa. Uokrug cijelog kometa širi se vodikova koma ili halo, koja se zapaža jedino u ultraljubičastoj svjetlosti. Katkada se uočava oblak prašine koja se širi oko kometa u ravnini njegove staze. Za veličinu kometa teško je dati jedinstvene podatke. Dok je jezgra razmjerno čvrsta, veličine od 1 do 10 kilometara, što ne znači da nema manjih, a možda i mnogo većih, koma i rep se neprestano mijenjaju. Za orijentaciju uzimamo da je veličina kome od 50 do 100 000 km, a repa 10 milijuna km. Kometi su promjenjiva sjaja i oblika. Pod utjecajem Sunčeva zračenja, komet se zagrijava i tvar istječe iz jezgre. Približavanjem Suncu, glava se izdužuje i iz nje se izvlači rep, usmjeren na stranu suprotno od Sunca. Zbog istjecanja tvari, kometi su trošni i raspadaju se. Staze su im podložne promjenama.

 Svojstva
Spektralnom analizom u komi i repu pronađeni su radikali, neutralne i ionizirane molekule. U unutarnjoj komi nalaze se pojedinačni atomi vodika, ugljika, natrija, željeza i drugi, u vanjskoj komi radikali (CH, OH, C2 i drugi), a u repu pretežu ioni (CO+, CN+, OH+, N2+ i drugi). Plinoviti rep modrikaste je boje zbog fluorescencije iona CO+. Rep je male gustoće pa na nj tlači Sunčev vjetar s magnetskim poljem; ionski je rep ravan, uvijek u smjeru suprotnom od Sunca. Prašna sastavnica repa zaostaje za gibanjem kometa, pa je prašni rep zakrivljen; žućkaste je boje zbog odraza Sunčeve svjetlosti. Katkada se zamjećuje i proturep, kao šiljak okrenut prema Suncu, a sastoji se od prašine koja okružuje komet. Zbog pojave repa, komet se u puku naziva (zvijezdom) repaticom. Koliko se zna, Zemlja je više puta prošla kroz rep kometa bez ikakvih posljedica, na primjer 1910. kroz rep Halleyjeva kometa. Što se komet nakon prolaska kroz perihel više udaljuje od Sunca, to mu se rep više smanjuje i konačno iščezne.

Zbog gubitka materije kometi su kratkotrajne tvorevine. Manji nestanu nakon 1 do 5 prolazaka oko Sunca, što se prvi put primijetilo 1872., kada se umjesto kometa Biela pojavio roj meteora Andromedida ili Bielida. Halleyjev komet je pri prolasku trošio 50 tona vode u sekundi. Procjenjuje se da je vijek trajanja kometa najviše milijun godina. Privlačna sila planeta ometa komet u gibanju i može ga izbaciti iz Sunčeva sustava, usmjeriti na Sunce ili na planet, što se zbilo s kometom Shoemaker-Levy 7, koji je najprije postao Jupiterov satelit, a zatim 1994. pao na nj, razdrobljen plimnom silom u dvadesetak dijelova. Kako su konačnoga trajanja, kometi nisu u Sunčevoj blizini mogli preživjeti od postanka Sunčeva sustava, pa se pretpostavlja da postoji spremište kometskih jezgara iza Plutonove staze u Kuiperovu pojasu i na pola puta do najbližih zvijezda u Oortovu oblaku. Oko Sunca obilazi oko 200 kratkoperiodičnih kometa (mogu se vidjeti više puta), koji su podijeljeni u porodice s obzirom na položaj afela, te dugoperiodični kometi (viđeni samo jednom). Kratkoperiodični kometi nastaju od dugoperiodičnih kometa koje gravitacijski poremete planeti. Iz svemirskih se letjelica otkriva sve više kometa, a neke od letjelica namijenjene su njihovu presretanju.

Među značajnijim kometima nalaze se Halleyjev komet, Enckeov komet (ima najkraće ophodno vrijeme od 3.3 god.), de Cheseauxov (1744., pokazivao je šest repova), Donatijev (1858., pokazivao je glavu s nizom koncentričnih haloa), Kohoutekov komet (1973., na njemu je otkrivena voda).

 Staze kometa
Na staze kometa, osim Sunca, jako utječu veći planeti. Razlog je u tome što je masa kometa veoma mala, pa je znatan učinak gravitacijske sile planeta. Posebno velik utjecaj pokazuje Jupiter. Stvarnu putanju kometa teško je, pogotovo u većem njezinu dijelu, predočiti jednom od čunjosječnica (elipsa, parabola i drugo), s jednim jedinim numeričkim ekscentricitetom. Stvarne, poremećene putanje kometa su vijugave i spiralne, ili "elipse koje pulsiraju". Komet prelazi s jedne krivulje na drugu. Pod utjecajem divovskih planeta, kometi znadu s veće staze prijeći na manju i zadržati se na njoj. No proces može biti i obratan, kada komet odlazi na stazu veće poluosi.

Staze kometa veoma su izdužene. Malo kometa ima ekscentricitet manji od 0.4. No značajno je da ekscentriciteti nikada bitno ne prelaze jedinicu. Najveću zabilježenu vrijednost od 1.006 imao je komet Sandage 1972 IX (Allan Sandage). Kada bi kometi bili međuzvjezdanog porijekla, staze bi im morale biti bilokakve hiperbole, a ne samo one koje graniče s parabolom. Zato je ispravno smatrati da su kometi članovi Sunčeva sustava. Onima koji dolaze iz najvećih daljina, period je nemoguće ustanoviti, ne samo zbog velike izduženosti, već i zato što su im u prisustvu planeta staze poremećene.

Kometi se razvrstavaju u dugoperiodičke, s periodom duljim od 200 godina, i kratkoperiodične. Među njima najduži period zabilježen je u kometa Grigg-Melish 1742, a iznosi 164.3 godina. Tablice kometa sadrže nešto više od stotinu kratkoperiodičnih kometa. Među njima se razlikuju porodice, ovisno o tome gdje im je smješten afel. Najbolje je određena i najbrojnija je porodica Jupiterovih kometa. Periodi tih kometa kreću se između 3.3 i 15 godina. Po prosječnoj su udaljenosti smješteni između staza Marsa i Saturna. No zbog izduženosti staza, Suncu se dosta približe, neki i do blizine Merkura. Pripadnici Jupiterove porodice imaju male nagibe staza. Nema člana s inklinacijom većom od 45°, a prosječna je inklinacija 12°. Staze su im dakle stiješnjene uz ravninu ekliptike. Što je tome razlog? Ili su pod djelovanjem gravitacijskog polja Jupitera malo pomalo smanjivale inklinaciju (ima potvrda za takav proces), ili je Jupiter iz mnoštva dolaznih kometa izdvajao samo one kojima se ravnine staza nisu jako otklanjale od ravnine u kojoj se on giba.

Bilo je slučajeva da je komet naizmjenično prelazio iz Jupiterove porodice u Saturnovu. Saturnova porodica kometa broji njih desetak, Uranova porodica nekoliko, a Neptunova porodica također desetak. Neptunovoj porodici pripada Halleyjev komet, koji je retrogradan, kao malo koji od kratkoperiodičkih kometa. S povećanjem srednjih udaljenosti od Sunca, ekscentricitet staza i njihovi nagiba sve su veći.

Raspored kometa po perihelima pokazuje svojevrsnost. Nađena je jedna skupina od 9 kometa kojima je minimalni radijus-vektor od 0.005 do 0.009 AJ, a numerički ekscentricitet blizu jedinici. Ti se kometi u naše doba više neće pojaviti. Perihel im se praktički nalazi u Sunčevoj koroni, i kroz nju prolaze s brzinom od 500 km/s. Dugoperiodički kometi imaju ravnine staza raspoređene bilo kako u odnosu na ekliptiku. Što je nagib staze veći, to je manja vjerojatnost da dođe do bliskog susreta s nekim od planeta, pa da se staza takvog kometa znatnije promijeni i da komet postane kratkoperiodički.

Istina je, dakle, da kometi imaju staze i direktne i retrogradne, da mogu imati bilo koji nagib prema ekliptici i raznolike ekscentricitete, ali u tom neredu ipak ima nekog sistema.

 Otkud dolaze kometi?
Negdje u prostoru mora postojati zaliha kometa. U blizini Sunca oni se pokazuju krhkim, troše se i ponekad pretvaraju u meteorske rojeve. Prema Janu Hendriku Oortu, Sunce je praćeno golemim oblakom kometskih jezgri koji se pruža do na pola puta do najbližih zvijezda. U Oortovu oblaku ima na milijarde kometa. Kada se njihove staze poremete, stižu u Sunčevu blizinu, gdje ih planeti mogu zarobiti; oni kojima se to dogodi, postaju članovi planetskih porodica. Neki će se pak ponovo vratiti u blizinu Sunca, ali za više desetaka tisuća i milijuna godina, a neki prijeći će u područje drugih zvijezda.

 Građa kometa
Kao pojava, komet se razlikuje od drugih nebeskih tijela po magličastoj ovojnici, komi. Maglica slabi pri rubu tako da se prelijeva u svjetlost okolnog neba. U središtu kome nazire se svijetlo zgušćenje, koje sadrži jezgru. Jezgra se smatra glavnim dijelom kometa. Tako je malena da se ne vidi pri tranzitu kometa. Dimenzije jezgre, osim u posljednjem preletu Halleyjeva kometa, nisu podložne izravnom mjerenju. Sudeći po tome kakva se zgušćenja javljaju, jezgre mogu biti dvostruke i višestruke. Sudeći po tome što se kometi raspadaju, jezgra je lako drobivo tijelo. O masi jezgre zaključuje se na osnovi njezinih dimenzija i gustoće (za Halleyjev komet gustoća se procjenjuje na 600 kg/m3). Komet nema primjetnog utjecaja na nebeska tijela kraj kojih prolazi. Najmanji komet ima možda masu oko 1 tonu, a gornja granica je također nepouzdana (osim realističkih 1016 kg, donose se i veće procjene).

 Koma

Koma je raslojena u područja različite gustoće. Ima ulogu atmosfere, koja nebesko tijelo izolira od okoline i time čuva. Ima kometa koji su prošli kroz Sunčevu koronu, pola milijuna kilometara iznad fotosfere. Takav je komet Ikeya–Seki (označen kao C/1965 S1, 1965 VIII i 1965f). Veličina kome na složen način ovisi o udaljenosti od Sunca. Najveća koma javlja se kada se komet nalazi na udaljenosti od 0.9 do 1.6 AJ. Nađene su glave veličine 5 000 km pa sve do milijun km. Daleko od Sunca, komet ima okruglu glavu i plin istječe jednoliko u svim smjerovima. U blizini Sunca, koma poprima oblik parabole. To dolazi zbog strujanja tvari koje izbacuje jezgra, a struje se svijaju pod tlakom Sunčeva vjetra i teku dalje od Sunca. Znade se javiti više paraboličnih ljusaka i drugi, raznovrsni oblici kome.

 Rep

Rep je sekundarna pojava u kometa, iako pruža veličanstven dojam kojemu promatrači ne mogu odoljeti ("zvijezda repatica"). Veći komet u trenutku najvećeg sjaja može repom pokriti znatan dio neba, od obzora do zenita, kao mač nad glavom. Kada se komet približava Suncu, rep raste s brzinom od kojih milijun kilometara u danu. Tako nastaju repovi i od 100 milijuna km. Na rep djeluje Sunčeva svjetlost, Sunčev vjetar i magnetsko polje koje se kroz međuplanetarni prostor prenosi sa Sunčevim vjetrom. Zato je rep u pravilu otisnut od Sunca i tvar teče kroza nj s nekim ubrzanjem (repulsivno ili odbojno ubrzanje). Čestice Sunčeva vjetra jesu atomske jezgre vodika s nešto helijevih jezgara, kreću se brzinom od 400 do 500 km/s i u izravnom sudaru tlače na kometske ione. Nagla pojačanja struje Sunčeva vjetra, koja su uzrokovana pojavama na Suncu, dovode do toga da sila kojom Sunčev vjetar odbija kometarne čestice nadjača privlačnu silu kometa i za više od stotinu puta. I svjetlost tlači, no ona tlači na čestice prašine od kojih se odbija, a tlači i atome koji je upijaju. Gustoća Sunčevih zračenja veća je u njegovoj blizini, pa su tu i posljedice jače.

U sudaru sa Sunčevim zračenjima, plinoviti sastojci repa vladaju se drukčije nego prah, a drukčije se vlada i neutralni plin od ioniziranog plina. Repove je Fjodor Aleksandrovič Bredihin u 19. stoljeću razvrstao prema obliku i odbojnom ubrzanju. Veoma ubrzani, pravocrtni repovi otklanjaju se točno od Sunca. Mogu se sastojati od strujnica i magličastih zgušćenja. U takvu repu otkrivene su ionizirane molekule. Manja ubrzanja javljaju se kod zakrivljenih repova. Sastoje se od čestica praha, pa svjetlost koja od njih dolazi odražena je Sunčeva svjetlost. Sasvim kratak rep položen je kao traka u smjeru prijeđene staze kometa, a sastoji se od većih čestica praha koje ne trpe nikakvo ili trpe samo malo odbojno ubrzanje. One se s jezgrom gibaju po stazi kometa. Anomalnim repom naziva se onaj koji prednjači pred kometom. Izrazit primjerak takvog “repa” imao je komet Arend - Roland (označen kao 1957 III, 1956h, C/1956 R1), predstavljajući oštricu koja je u ravnini staze bila uperena prema Suncu. Pojava je uzrokovana stanjenim oblakom prašine koja prati komet i koje ima više na tragu kometa nego ispred njega; opaža se pod povoljnim kutom gledanja, kada promatrač prolazi kroz ravninu staze kometa. U osnovi se, dakle, rep kometa sastoji od prašine i plinovitog (ioniziranog) dijela.

 Jezgra

Jezgra je izvor svekolike pojave. O kemijskom sastavu i građi sudi se na osnovu kemijskih tvari ustanovljenih u komi i repu, a i na osnovi kemijskog sastava meteorskih rojeva koji predstavljaju ostatke kometa. Spektar kometa složen je od više dijelova. Dijelom se radi o Sunčevoj svjetlosti, odbijenoj ili od jezgre, kada je komet veoma daleko, ili od krutih čestica, zrnaca, koji se nalaze u komi i repu. Plinoviti sastojci kome i repa emitiraju spektralne linije. Fizički procesi koji uzrokuju to svijetljenje jesu različiti atomski procesi između Sunčeve svjetlosti i plina. Velik udio ima fluorescencija, proces pri kojemu upijanje svjetlosti na jednoj valnoj duljini vodi zračenju na nekoj drugoj, većoj valnoj duljini.

Spektralnom analizom pronađene su u komi neutralne molekule. Među njima prevladavaju slobodni radikali: CH, OH, CN, NH, CH2, CH3, NH2, HCN, CS, CO, C2, C3. Radikali su kemijski veoma aktivni, njihove veze su nezasićene, a u kometu ostaju samo stalni zbog male gustoće plina. Molekula vode H2O otkrivena je među posljednjima, po emisiji radio valova. U unutarnjim slojevima kome, uz jezgru, viđeni su pojedinačni atomi: H, C, O, S te Na, Fe, Cu, Co, Cr i još neki atomi metala, što svjedoči o tome da su u unutarnjoj komi fizički i kemijski procesi najaktivniji. Katkada se vide i ioni. Pri susretu svemirskih letjelica s Halleyjevim kometom izravno su nađeni i drugi sastojci, na primjer H2O+, H3O+. U repu se zapažaju ioni CO+, CO2+, CH+, CN+, N2+, OH+, H2O+, C+, Ca+. Sve te tvari ne javljaju se čitavo vrijeme, već im pojava veoma ovisi o udaljenosti kometa od Sunca.

 Model zaprljane grude snijega
Promatranja i analize potvrđuju model kometske jezgre, koji je 1950. postavio Fred Lawrence Whipple. Model se naziva zaprljanom grudom snijega. Jezgra je rahli anglomerat smrznutih tvari (plinova) i stijenja, to jest prašine. Led i prah zastupljeni su otprilike jednako. Središte jezgre je u istom stanju kao u doba stvaranja kometa. Kora, koja je debela vjerojatno oko metra ili manje, nosi oznake meteorskih kratera, i u njoj prevladava prašina. Veoma je porozna. Njena je pojava, naime, posljedica procesa koji se odvijaju prilikom proleta kometa kraj Sunca. Pri svakom proletu kraj Sunca, komet veličine Halleyjeva izgubi dio kore, i nova se stvara. Do promjena na jezgri dolazi zagrijavanjem Sunčevim zračenjem, obično na udaljenosti od Sunca od 2.5 do 3 AJ. Kod Halleyjeva kometa promjene su zapažene na daljini 6 AJ, kada se pojavila koma. Mijenjala je oblik i sjaj. Sjaj se znao u jednom danu promijeniti za nekoliko puta. Zašto? Zato što iz jezgre izlazi tvar koja stvara atmosferu, ali ne izlazi jednoliko i po čitavoj površini, već iz nekoliko mjesta, i to poput mlazova. Zajedno sa strujom plina iz površine se odvajaju i čestice praha.

Energija Sunčeva zračenja dovodi do prijelaza leda u plin. To je proces sublimacije, izravan prijelaz iz čvrstog u plinovito. No tvari koje su bile sleđene opet mogu u atmosferi resublimacijom prijeći u ledena zrnca. Tako dolazi do različitih pojava kome: plin, prah, ledena zrnca. Oblak od praha i ledenih zrnaca u daljem razvoju kometa sakriva jezgru od našeg pogleda, jer se na krutim česticama rasipa Sunčeva svjetlost. Prava jezgra sakriva se u središnjem svjetlosnom zgušćenju. Osnovni sastojak ledova je led vode (H2O). Uz vodu vjerojatni su sastojci HCN i CH3CN. Kristal leda vode, zapravo jedna vrlo velika molekula, sadrži mnoge međušupljine, u kojima se mogu smjestiti manje molekule. To su takozvani klatratni hidrati. Kada se zagrijavanjem narušava struktura leda, zajedno s molekulama vode otpuštaju se i te druge molekule. Time se tumači tipična pojava kome na daljini od 2.5 do 3 AJ.

Brzina oslobađanja od kometa iznosi nekoliko m/s. Stoga se plin vrlo brzo širi i lako otječe u međuplanetarni prostor. Molekule se rastavljaju (disociraju) na atome i manje skupine, a atomi ioniziraju pod djelovanjem Sunčeva zračenja i Sunčeva vjetra. Jedan proces ionizacije je fotoionizacija (upijanje svjetlosti), a drugi izmjena naboja. Naime, proton Sunčeva vjetra (vodikov ion) u sudaru s neutralnim kometskim atomom oduzima njegov elektron; vodikov se ion neutralizira, a kometski se atom ionizira. Širenje ioniziranog plina na daljinu od 1 000 000 km oko kometske jezgre dovodi do presudnih posljedica. Sunčev vjetar nailazi na prepreku i usporava se. Zbog promjene u načinu strujanja javlja se takozvani udarni val, a Sunčev vjetar mijenja smjer i optječe oko kometa. Između udarnog vala i jezgre nalazi se najprije područje gdje su izmiješani ioni Sunčeva vjetra i kometski ioni; bliže kometu prevladavaju kometski ioni ili kometska plazma. Čestice praha ispunjavaju još manje područje, a najmanje područje, ledeni halo, ispunjavaju ledena zrnca.

Najveći obujam, vodikovu koronu, ispunjavaju atomi vodika potekli iz jezgre, i mogu se zapaziti samo izvan Zemljine atmosfere, jer zrače u kratkovalnom ultraljubičastom dijelu spektra. Plin se postupno širi oko kometa na udaljenosti veću od 10 000 000 km. Sa Sunčevim vjetrom prenosi se magnetsko polje. Ono ne može prodrijeti u područje kometske plazme u središnjim dijelovima kome, već se obavija oko kometa i utječe na oblik i ponašanje repa. Stoga se na osnovi izgleda repa i njegovih promjena može suditi o stanju međuplanetarnog magnetskog polja.

 Sjaj kometa
Sjaj kometa složena je posljedica svih fizičkih procesa koji se odvijaju pod djelovanjem svjetlosti i čestica Sunca na sleđenu jezgru i produkte njezina isparavanja, koji izgrađuju složenu i prolaznu atmosferu. Jakost svijetljenja kometa I opisuje se jednakošću:

gdje je: r - udaljenost kometa od Sunca, Δ - udaljenost kometa od Zemlje, Io - jakost svjetlosti koju bi komet imao kada bi za 1 AJ bio udaljen i od Sunca i od Zemlje. Ta jednakost kaže da je jakost svijetljenja obrnuto razmjerna kvadratu udaljenosti kometa od Zemlje. Ujedno, jakost ovisi o udaljenosti od Sunca. Kada bi svjetlost kometa bila jednostavno svjetlost Sunca odražena od tijela kometa i kada bi ono bilo uvijek jednako veliko (a ni jedno ni drugo nije istina), i sjaj kometa padao bi s kvadratom udaljenosti od Sunca, to jest bilo bi n = 2. No kako količina plina i praha okupljenih oko jezgre i pobuda plina na svijetljenje ovisi o udaljenosti, s približavanjem Suncu sjaj kometa raste brže no što bi rastao po pravilu kvadrata udaljenosti, pa je indeks n stvarno nađen u rasponu od n = 2 do n = 6. Ocjenjujući indeks dok je komet još daleko, pretkazuje se njegov sjaj u perihelu.

Komet koji je Sunce obišao manje puta ima površinu koja nije znatnije narušena. Kometu koji je više puta obišao oko Sunca i kojemu je mnogo sleđene tvari ispareno, skorena prašina dobro štiti smrznutu tvar od zračenja i aktivnost kometa slabi, koma je manja i rep manje raskošan. "Stari" kometi koji su izgubili mnogo lako isparljivih sastojaka mogu ostati bez kome i time iščeznuti iz vida. Neki se kometi raspadaju, ostavljajući za sobom oblak čestica prašine. Ne zna se je li to tipično vladanje kometa sa starenjem, jer o čvrstoći kometske jezgre nema dovoljno znanja.

Prema podacima svemirskih letjelica koje su se susrele s Halleyjevim kometom, u blizini perihela komet je u sekundi gubio 40 tona vode i 10 tona praha. Jezgru Halleyjeva kometa snimila je svemirska letjelica Giotto 14. ožujka 1986. kao nepravilnu gromadu, 8 km x 15 km. Na noćnom dijelu jezgre zapaža se veoma tamno tlo, crno poput ugljena, a iz osunčane polutke izbijaju pramenovi tvari.

 Zanimljivi kometi
mini|desno|300px|Komet Schwassmann–Wachmann 1, snimljen sa Svemirskog teleskopa Spitzer u infracrvenom svjetlu.

mini|desno|300px|Komet Kohoutek snimljen 11. siječnja 1974.

mini|desno|300px|Bielin komet  iz veljače 1846., i ubrzo nakon toga komet se razdvojio u dva dijela.

mini|desno|300px|Halleyjev komet snimljen 1986.

mini|desno|300px|Komet Ikeya–Seki, 30. listopada 1965.(NASA).

mini|desno|300px|Komet Hale-Bopp iz 1995.

mini|desno|300px|Komet McNaught iz 1995.

mini|desno|300px|Komet Čurjumov-Gerasimenko kako se vidi iz svemirske letjelice Rosetta.

 Enckeov komet
Enckeov komet (označen kao 2P/Encke) ima najkraće ophodno vrijeme, samo 3.3 godine. I zbog toga i zbog velikog sjaja prvak je u broju pojava, viđen je više od 50 puta. Izučava se gotovo dva stoljeća. Za to vrijeme mu se ophodno vrijeme skratilo. Razlog nije u mogućem kočenju u međuplanetarnom sredstvu, već u tome što se prilikom istjecanja tvari, a ona istječe u smjeru suprotnom od Sunca, javlja reaktivna sila zbog koje se komet približava Suncu. I sjaj mu se smanjio, za dvije zvjezdane veličine (prividna magnituda). Zanimljivo je da se uz pomoć većih teleskopa Enckov komet vidi na cijeloj stazi!

 Komet Schuster
Komet Schuster (označen kao 1975 II ili C/1976 D2) gibao se hiperboličnom stazom (e = 1.002) i posljednji je put viđen na daljini od 10 AJ, a imao je najveću udaljenost perihela: Suncu se nije primakao bliže od 6.88 AJ.

 Komet Bennett
Komet Bennett (označen kao 1970 II ili C/1969 Y1) bio je veoma sjajan (m = -1) i pokazivao je raskošan rep, ali ono čime se isticao bila je staza položena okomito na ravninu ekliptike.

 Komet Schwassmann–Wachmann 1
Komet Schwassmann–Wachmann 1 (označen kao 29P/Schwassmann–Wachmann) ima najmanje izduženu stazu, za komete gotovo kružnu (e = 0.1) i giba se između staza Jupitera i Saturna. Sjaj mu se periodički razgara, pa se povećava i za 100 puta. Ustanovljeno je da se vrti oko svoje osi s periodom od 5 dana. Slično njemu giba se komet Gunn (65P/Gunn), stazom između Marsa i Jupitera, dakle u pojasu planetoida (asteroidni pojas).

 Komet Kohoutek
Komet Kohoutek (označen kao C/1973 E1, 1973 XII ili 1973f) svestrano je opažan najraznovrsnijim tehnikama, iako je to ujedno i komet koji je najviše iznevjerio očekivanja. U blizini nije bio toliko sjajan koliko je na daljini obećavao.

 Komet de Cheseaux
Komet de Cheseaux ili Veliki komet iz 1744. (označen kao C/1743 X1) pokazivao je lepezu od 6 repnih traka.

 Komet Donati
Komet Donati (označen kao 1858 VI i C/1858 L1) pokazivao je glavu s nizom koncentričnih haloa.

 Bielin komet
Bielin komet (označen kao 1846 II i 3D/Biela) bio je kratkog ophodnog vremena (6.7 godina) i s putanjom u blizini Zemljine, a otkriven je 1772. Nije se ničim odlikovao do 1846., kada mu se jezgra razdvojila. Razdvajanje je nastavljeno pa je 1852. viđen u dva dijela razmaknuta za 2 milijuna kilometara. Nikad više poslije toga nije viđen, ali su se umjesto njega počeli od 1872. javljati meteorski pljuskovi. Tako je dokazano da meteorski rojevi potječu od kometa i stižu njihovim stazama, uzduž kojih se raspršuju. Meteori Bielidi zapažaju se i danas, no u sve manjem broju.

 Halleyjev komet
Halleyjev komet najčuveniji je komet svih vremena. Pobuđuje neskrivenu radoznalost i predstavnik je te vrste nebeskih tijela, iako po svojstvima nije ništa posebno, pa ga sjajem znadu nadmašiti drugi kometi. Inklinacija staze iznosi 162.2°, a ekscentricitet je e = 0.967. Suncu je najbliže 0.6 AJ, a najdalje od njega 35 AJ. Provjereni niz njegovih pojava započinje 11. pr. Kr., a završava 1986., sveukupno 27 pojava. Sigurno je zapažen i prije (na primjer 476. i 240. pr. Kr.). Ophodno vrijeme iznosi 76 godina, ali se stalno i nepravilno mijenja; znao se mijenjati od 74 do 79 godina, a dva uzastopna perioda razlikovala su se i za 3 godine. Posljednji put komet je perihelom prošao 9. veljače 1986., kada ga je presrelo pet svemirskih letjelica. Sljedeći put Halleyjev komet perihelom bi trebao proći 2061.

Halleyjev komet je prvi komet koji je prepoznat kao stalan član Sunčeva sustava. Nazvan prema Edmondu Halleyju koji ga je opažao 1682. te povezao s prethodnim pojavama iz godine 1531. i 1607., za koje je utvrdio da ih je bilo oko 30, počevši od 476. pr. Kr. Giba se retrogradno. Kada je posljednji put prošao kroz perihel 9. veljače 1986., izbliza su ga proučavale svemirske letjelice Giotto, Sakigake, Suisei i Vega. Snimka s Giotta pokazuje izduženu jezgru izmjera 7.2 km × 7.2 km × 15.3 km. Iz vrlo tamnog tla na osunčanoj površini jezgre izbijali su mlazovi isparene tvari (leda i prašine) u obliku gejzira. Halleyjev komet,  "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2014.

 Komet Swift-Tuttle
Komet Swift-Tuttle (označen kao 109P/Swift-Tuttle, 1737 N1) je periodični komet u Sunčevom sustavu koji je ophodnog vremena svake 133 godine. Spada u klasičnu definiciju kometa Halleyjevske vrste, koje su ophodnog vremena od 20 do 200 godina."JPL Small-Body Database Browser: 109P/Swift–Tuttle", , Jet Propulsion Laboratory, 1995.  Komet su 1862. otkrili neovisno jedan o drugome Lewis Swift (16. srpnja) i Horace Parnell Tuttle (19. srpnja). Ponovo je postao vidljiv 1992. kad ga je uočio japanski astronom Tsuruhiko Kiuchi. Bio je vidljiv dalekozorom. Vrlo je određene putanje i ima jezgru promjera 26 km.

 Komet Ikeya–Seki
Komet Ikeya–Seki  (označen kao C/1965 S1, 1965 VIII i 1965f) je dugoperiodični komet kojeg su neovisno otkrila dva promatrača, Kaoru Ikeya i Tsutomu Seki. Prvi izračuni orbite pokazali su da će komet proći veoma blizu Sunca, te će vjerojatno biti veoma sjajan. Komet se ponašao onako kako je predviđeno i kako je prilazio perihelu moglo ga se vidjeti u sred dana kako sjaji magnitudom od -10. Jezgra kometa se malo prije prolaska kroz perihel raspala u tri dijela s gotovo identičnom putanjom. Nakon prolaska kroz perihel komet se pojavio na jutarnjem nebu s veoma sjajnim repom. Početkom 1966. je komet nestao iz vida otišavši u vanjske dijelove Sunčeva sustava. Komet je pripadnik Kreutz Sungrazers obitelji kometa, koja je nastala kada se veliki komet raspao godine 1106.

 Komet Hale-Bopp
Komet Hale-Bopp (označen kao C/1995 O1) je komet koji se pojavljuje u Sunčevom sustavu svakih 3.100 godina. Ovaj temeljito promatran kometa je jedan od najsjajnijih viđenih u posljednjih nekoliko desetljeća. Mogao se je vidjeti okom rekordnih 18 mjeseci, dvaput duže od Velikog kometa 1811. godine. Komet Hale-Bopp otkriven je 1995. na vrlo velikoj udaljenosti od Sunca, što je izazvalo velika očekivanja o njenom sjaju kada bude prišla blizu Sunca.

 Komet Hyakutake
Komet Hyakutake (označen kao C/1996 B2) je komet otkriven 30. siječnja 1996. U ožujku iste godine je prošao vrlo blizu Zemlje, te je prozvan Velikim kometom 1996. Hyakutake je komet koji je prošao najbliže Zemlji u posljednjih 200 godina. Imao je vrlo velik sjaj i bio je viđen u svim područjima Zemlje.

 Komet McNaught
Komet McNaught, poznat i kao C/2006 P1, je ne periodičan komet otkriven 7. kolovoza 2006. Komet je otkrio britanskoaustralski astronom Robert H. McNaught. Komet je bio najsjajniji u posljednjih 40 godina i bio je lako vidljiv golim okom za promatrače na južnoj polutki u siječnju i veljači 2007. Komet je najveći sjaj dosegao 13. siječnja 2007. i tada je iznosila oko m = -6.0 magnituda. Između 12. i 14. siječnja komet je bio vidljiv u sred dana nedaleko od Sunca. Duljina repa kometa dosegla je pritom 35°. Svemirska letjelica Ulysses napravila je neočekivani prolaz kroz rep kometa 3. veljače 2007. Ulysses je proletio kroz McNaughtov ionski rep oko 160 milijuna kilometara od jezgre kometa. Instrumenti na letjelici registrirali su "kompleksnu kemiju" u toj regiji. Instrumenti su detektirali i usporavanje Sunčevog vjetra s 700 km/s na 400 km/s.

 Komet 17P/Holmes
Komet 17P/Holmes je periodični komet, kojeg je 6. studenog 1892. otkrio britanski astronom amater Edwin Holmes. Sjaj kometa je krajem listopada 2007. naglo skočio s magnitude +18 do čak +2.8, što odgovara povećanju sjaja od oko 500 000 puta. Komet je bio vidljiv golim okom sve do početka prosinca, u početku kao mala okrugla svijetla mrlja u zviježđu Perzej, a kasnije kao tamna okrugla mrlja. Komet je bio vidljiv iz cijele Hrvatske.

 Komet Čurjumov-Gerasimenko
Komet Čurjumov-Gerasimenko (označen kao 67P/Čurjumov-Gerasimenko ili ponekad nazvan Čuri ili 67P/C–G ili samo 67P) je komet s trenutnim ophodnim vremenom 6.45 godina, vrti se oko svoje osi za otprilike 12.4 sati i putuje brzinom 135 000 km/h. Sljedeći put će proći kroz perihel (najbliži položaj do Sunca) 13. kolovoza 2015. Komet su otkrili Klim Čurjumov i Svetlana Ivanova Gerasimenko 1969. Svemirska letjelica Rosetta, Europske svemirske agencije (ESA), tijekom jutra je lansirala sondu Philae koja se uspješno spustila na komet 67P/Čurjumov-Gerasimenko na dan 12. studenog 2014 i tako je postala prva svemirska letjelica koja je sletjela na jezgru kometa. Ona je lansirana 2. ožujka 2004. iz svemirskog centra u Francuskoj Gvajani pomoću rakete Ariane 5G, a sastoji se od dvije glavne komponente: sonde Rosetta i landera Philae. "JPL Small-Body Database Browser: 67P/Churyumov-Gerasimenko", , Jet Propulsion Laboratory, 2014.

Izvori

 Vanjske poveznice

 Cometography.com

Kategorija:Sunčev sustav

The comet (through the grid.

Question: what is the name of a comet in our solar system

The comet (through the grid.

what is the name of a comet in our solar system

Question: what is the name of the celestial body that travels through our solar system

The comet (through the grid.

what is the name of the celestial body that travels through our solar system

Question: what plane of the sun is a comet in

The comet (through the grid.

Question: what is the problem with a comet in our solar system

The comet (through the grid.

what is the problem with a comet in our solar system

Question: how long is the path of a comet

The comet (through the grid.

Question: what is the name of a comet with a repatic star

The comet (through the grid.

what is the name of a comet with a repatic star

Question: where is the path of a comet located in our solar system

The comet (through the grid.

where is the path of a comet located in our solar system

The comet : longokos ; the repatic star ) is an unstable heavenly body in the Solar System whose paths are very long , and the ecliptical plane can be stretched under any angle .

The comet (through the grid. The comet: longokos; the repatic star) is an unstable heavenly body in the Solar System whose paths are very long, and the ecliptical plane can be stretched under any angle.

Question: what does a comet carry with it when it touches the sun

what does a comet carry with it when it touches the sun

Question: what is the name for the atmosphere in which the sun warms the comet core enough

what is the name for the atmosphere in which the sun warms the comet core enough

Question: what are the particles that make up a comet

what are the particles that make up a comet

Question: how do you release the gases from a comet

how do you release the gases from a comet

Question: where does the gas from a comet come from

where does the gas from a comet come from

Question: what are the ionization of products of disintegration

what are the ionization of products of disintegration

Question: when does the sun warms a comet

Question: where does the dust in a comet come from

where does the dust in a comet come from

It occurs when the Sun warms the comet core enough , from which the gases are then released by sublimating the frozen substance , carrying with it particles of dust .

In fact , coma is an atmosphere in which by the action of the Sun radiation comes to the disotion of molecules and to the ionization of products of disintegration , which are stimulated and bright .

It occurs when the Sun warms the comet core enough, from which the gases are then released by sublimating the frozen substance, carrying with it particles of dust. In fact, coma is an atmosphere in which by the action of the Sun radiation comes to the disotion of molecules and to the ionization of products of disintegration, which are stimulated and bright.

A Brief History of Comets I (until 1950)
The following text is adapted from a major review on Comets , prepared by Michel C. Festou (Observatoire Midi-Pyrenees, Toulouse, France), Hans Rickman (Astronomiska Observatoriet, Uppsala, Sweden) and Richard M. West (European Southern Observatory, Garching, Germany) and published in the review journal Astronomy & Astrophysics Reviews (A&AR) (Part I, Vol. 4 pp. 363-447, 1993)
The present account deals with the period up to around 1950. It includes some references to major papers in this period (by author of year of publication), but the original version of this review in Astronomy & Astrophysics Reviews must be consulted for the full details about these.
Introduction
The history of cometary astronomy is naturally divided into five major periods, the transitions being marked by important new insights. Before 1600, comets were essentially considered to be heavenly omens and were not yet clearly established as celestial (astronomical), rather than meteorological phenomena in the terrestrial atmosphere. Then followed two centuries of mostly positional measurements with emphasis on the motions and the orbits, lasting until the early 19th century, when the era of cometary physics was inaugurated, in particular by the passage of P/Halley in 1835. The next major step forward occurred in 1950 with the sudden emergence of the modern picture of comets as being essentially very old solar system objects made of primordial ice and dust, generally in unstable orbits and intensively interacting with the solar electromagnetic and corpuscular radiation. Finally, the space missions to P/Giacobini-Zinner in 1985 and especially to P/Halley in 1986 provided the first in situ observations of comets and dramatically widened our scientific horizon, but also posed many new questions which are yet to be answered.
Before 1950: The main events
The word comet , now used in all European languages, comes from Greek ( kometes = `the hairy one'), but the earliest extant records of cometary observations date from around -1000 in China and probably from about the same time in Chaldea (on the territory of present-day Iraq). Ideas about the true nature of comets are available from the time of the rise of Hellenistic natural philosophy at about -550 when the Pythagoreans considered comets to be a kind of (wandering) planets that were seen rather infrequently and mostly near the horizon in the morning or evening sky. Aristotle in his Meteorology (ca. -330) relegated comets to the lowest, `sublunar' sphere in his system of spherical shells and described them as `dry and warm exhalations' in the upper atmosphere. There is no mention of comets in Ptolemy's Almagest , presumably because they were not considered of celestial origin, but he described them in astrological terms in his Tetrabiblos . The Aristotelean view on comets was dogmatically upheld during the following millennium; the first doubts seem to have been expressed by Thomas Aquinas and also by Roger Bacon in his Opus Tertium from 1267, but like their predecessors they strongly believed comets to be evil omens.
Finally, Paolo Toscanelli observed P/Halley in 1456 and several other comets between 1433 and 1472 with improved accuracy, inaugurating the renaissance of European observational astronomy after the long period of dormancy. The decisive demonstration was delivered by Tycho Brahe (and confirmed by a few other observers, especially Michael Mästlin), on the basis of extensive observations of the bright comet which first appeared in late 1577. He showed that the horizontal parallax of this comet was certainly smaller than 15 arcmin, corresponding to a distance in excess of 230 Earth radii, or four times the distance to the Moon. The question of how comets move arose as a natural consequence and in 1610, the amateur Sir William Lower proposed that they do so in very elongated ellipses, while Robert Hooke and Giovanni Borelli suggested that cometary orbits may be parabolic. Georg Dörffel was the first to specifically state that the two bright comets seen in 1680 and 1681 are one and the same before and after its perihelion passage, and that it moved along a parabola with the Sun in the focal point. Isaac Newton in Principia (1687), applied his new theory of gravitation to show that the 1680 comet moved in an elliptical, albeit very nearly parabolic orbit and that it passed only about 0.0016 AU above the surface of the Sun. Edmond Halley (1705) computed the orbits of a dozen well-observed comets and demonstrated the periodical nature of the bright comet of 1682. `Halley's Comet', as it was from now on called, was telescopically recovered in December 1758 by Johann Palitzsch; this proved conclusively the validity of Newton's law of gravity out to the distance of the aphelion at 35 AU, more than three times the distance of Saturn, the outermost planet known at that time.
18th century cometary astronomy is characterized by the gradual development of improved methods for orbital computations and at the beginning of the 19th century, this had become a straightforward, if still somewhat arduous task, in particular when planetary perturbations were taken into account by means of iterative corrections. Some basic features of the orbital distribution of comets were established, e.g. the extremely broad range of orbital periods, over which the different objects are scattered. While some comets turned out to have orbits virtually indistinguishable from parabolas, others were confined to the inner solar system in the vicinity of Jupiter's orbit or inside of it. As time passed, a concentration of comets moving in similar orbits with fairly low inclinations and with aphelia close to Jupiter's orbit became more and more obvious; this concentration became known as the Jupiter family . It either called for a continuing ejection from Jupiter or for a mechanism of dynamical evolution, called `capture', whereby the comets would become concentrated into such orbits. It was realized that comets in general, and Jupiter family members in particular, suffer by far the largest orbital perturbations due to the action by Jupiter, and the restricted three-body problem (Sun-Jupiter-comet) therefore offered an interesting approximation for the study of their dynamical behaviour.
After Halley, Johann F. Encke was the second to successfully predict the return of a comet (in 1822) which as a consequence now carries his name. It turned out to have, and still has, the shortest period of all known comets, 3.3 years, and it was soon found to arrive systematically about 0.1 days earlier at perihelion than predicted, even when taking all planetary perturbations into account. Inspired by his observations of an asymmetric distribution of luminous matter in the head of P/Halley in 1835, Friedrich W. Bessel interpreted this as a Sun-oriented asymmetric outflow and suggested that a non-gravitational effect might arise due to the rocket-type impulse imparted by such an outflow. As a consequence, such perihelion shifts as observed for P/Encke might arise.
During the next decades, progressively more sophisticated instrumentation became available and the road was opened for a more physical approach to the study of comets. Comet tails were explained by Heinrich W.M. Olbers (1812) and Bessel (1836) by assuming that they were made of solid particles on which was acting a repulsive force directed anti-sunward. The close connection between comets and meteors was demonstrated by Giovanni Schiaparelli (1866, 1867) who found that the orbits of the Perseid and the Leonid meteor streams coincide with those of comets P/Swift-Tuttle (1862 III) and P/Tempel-Tuttle (1866 I), respectively. In 1835, P/Halley became the first comet in which detailed structures were extensively observed, in particular by John Herschel, Bessel and Friedrich G.W. Struve, who described jets, cones and streamers, cf. the Atlas by Donn et al. (1986). This led Bessel (1836) to postulate the ejection of material in the direction of the Sun which was then somehow forced back in the opposite direction by an unknown repulsive force. Feodor A. Bredikhin (quoted by Jaegermann, 1903) further developed this interpretation into the Bessel-Bredikhin ' mechanical model which remained in use until the late 1950's. Sir Arthur Eddington (1910), introduced the fountain model of particle ejection in which the parabolas represent the outer envelopes of particle trajectories emitted from the sunlit hemisphere of the nucleus or surfaces of high density of matter. One of the repulsive forces acting on the dust was identified by Svante Arrhenius (1900) as the radiation pressure by sunlight. The corresponding theory was further developed by Karl Schwarzschild (1901) and extended to molecules by Peter Debye (1909).
The first spectroscopic observations of comets were made by Giovanni Donati (1864) and by Sir William Huggins (1868) who visually compared the spectrum of comet Winnecke (1868 II) with flame spectra and found that the bands seen in the comet and in the flame, now known as the `carbon' or `Swan bands', were similar. Subsequent observations showed that these bands were present in all comet spectra and that carbon was therefore an important constituent of comets. Spectroscopy soon became the standard technique for studying the light of comets and new emissions were discovered at an increasing rate; Baldet (1926) published a detailed description of the spectra of about 40 comets, obtained since 1864, together with a complete bibliography of all comets observed until that time by spectroscopy. Schwarzschild and Kron (1911) studied the intensity distribution in P/Halley's straight tail during the 1910 passage and suggested that the emission could be explained by the effect of absorption of solar light, followed by re-emission, i.e. fluorescence . Polydor Swings (1941) solved the long-standing problem of why the violet CN bands (3875 A) in cometary spectra did not resemble CN laboratory spectra and varied in appearance: because of the crowding of absorption lines in the solar spectrum, the intensity at the exciting wavelengths critically depends on the doppler shift caused by the comet's motion relative to the Sun and so determines the strength of the fluorescence emission lines in the comet's spectrum; this is now known as theSwings effect .
1950 - 1951: Two crucial years
A major revolution in cometary science took place in 1950-51, with the formulation within a short time span of three fundamental ideas: 1) the icy conglomerate (`dirty snowball') model of the cometary nucleus by Fred Whipple (1950), 2) the identification from kinematic studies of the existence of a distant reservoir of comets, now known as the Oort cloud , by Jan Hendrik Oort (1950), and 3) the explanation of the motions in cometary plasma tails as due to interaction with the solar wind by Ludwig Biermann (1951). Interestingly, none of these ideas resulted directly from new observational evidence, and important parts of them had been proposed earlier, but it was the first time that the known facts were effectively combined to reveal the new picture.
The icy conglomerate nucleus
Karl Wurm, in a series of enlightening papers published between 1932 and 1939, suggested that, because the observed cometary radicals and ions are not chemically stable, these species must be created by purephotochemistry of more stable molecules residing inside the nucleus, cf. for instance the reviews by Wurm (1943) and Swings (1943). In the 1940's, Swings contributed significantly to the development of ideas along Wurm's line of thinking and his key role appears to have been overlooked in the later literature. The presence of CO, C 2 N 2 , CH 4 , CO 2 , N 2 and NH 3 was invoked on the basis that CO + , CN, CH, CO 2 + , N 2 + and NH were identified in comet spectra, respectively. Swings proposed many possible and reasonable candidates as parent molecules, among others CH 4 since CH 2 was held responsible for the emission recorded in the 4000-4100 A interval, as well as H 2 O, following the discovery of the OH 3090 A ultraviolet emission in 1941 by Swings, and despite the fact that the low vapor pressure of water was considered a serious problem when explaining the observed presence of the OH emission far from the Sun. In 1948, he came very close to actually proposing an icy model for the nucleus by suggesting that the mentioned molecules could exist in the solid state in the nucleus.
Swings (1942) also suggested that molecules similar to those found in meteorites were possibly stored in the nucleus by occlusion. This idea was quantitatively (and most probably, independently) explored by Boris Yu. Levin (1943), who developed the desorption theory of outgassing from the surface of meteoritic material to demonstrate that his sand bank model for the nucleus had a solid basis. However, although the average desorption heat, about 6000 cal/mole, as deduced empirically from the observed brightness/heliocentric distance relation, was in agreement with the laboratory values for the cometary molecules mentioned above, the amount of material that could be desorbed from a sand bank with an expected cometary mass fell far short of explaining the persistence of comae over several months at single passages, or indeed, the survival of comets like P/Halley or P/Encke for many apparitions.
Since the mid-19th century, a great deal of research had concentrated on understanding the nature of the central source of gas and dust in comets. Transits of comets across the solar disk had never shown any dark silhouette, proving the absence of any extended, optically thick object. Seeing-limited observations of comets passing near the Earth showed a central, unresolved light source of dimensional upper limits in the 10-100 km range (Nicolaus B. Richter, 1963). Upper limits to cometary masses had been estimated for instance from the absence of evidence for mutual gravitational attraction of the components of P/Biela in 1846 or of any influence on the Earth's orbit at very close passages like that of P/Lexell in 1770; in the end, masses in the 10 12 - 10 17 kg range were estimated (Whipple 1961). Comets were obviously small and light bodies, possibly even without a solid nucleus at the center. At the end of the 1940's, the nature of the nucleus was still a subject of much speculation and no consensus had been reached. In an attempt to put together all known facts about the cometary nucleus, and with particular attention to the long-standing problem of explaining the non-gravitational perihelion shifts, Whipple (1950, 1951) laid the foundations for the model of an icy conglomerate, solid nucleus . Building on the idea dating back to Pierre S. de Laplace (1813) and Bessel (1836), Whipple described the nucleus as a mixture of ices from which the gases in the coma are produced by sublimation in increasing quantities as the comet approaches the Sun and the nucleus surface temperature rises, and meteoritic dust that is released from the nucleus when these ices evaporate. This model had the virtue of explaining at once several observed features: 1) the large gas production rates, for which the desorption model was totally inadequate, 2) the observed jet-like structures in the coma and the erratic activity, impossible to produce if the nucleus were a cloud of particles, 3) the observed non-gravitational forces by means of momentum transfer by the outflow of gas from the nucleus, the net effect on the orbital motion being dependent, among others, on the sense of the nuclear spin and the direction of the spin axis, 4) the fact that most comets which pass extremely close to the Sun, e.g. the Kreutz sungrazing group, apparently may survive such approaches intact and with little change after perihelion, and 5) the fact that comets are the sources of meteor streams. Items 2-4 gave particularly strong arguments for a solid nucleus rather than a sand bank structure.
The Whipple model quickly won general acceptance and was gradually refined during the following decades. It had, however, some shortcomings; the main one was pinpointed by Whipple himself as being the large difference between the latent heats of vaporization of the various ices. As a consequence the highly volatile material should be rapidly removed from the surface layer of the nucleus long before perihelion, in contradiction to the observation of radicals and ions like CH and CH + near the Sun. This objection was tentatively removed when Armand Delsemme and Swings (1952) noticed that almost all parent molecules (except NH 3 ) required to explain the observed radicals and ions in comets could co-exist in the nucleus in the form of solid clathrate hydrates . In this way, the highly volatile material does not disappear too rapidly and is also freed together with less volatile molecules; this explains why the spectrum remains more or less similar throughout the comet apparition.
The Oort Cloud
Many orbital studies of individual comets with particular attention to the influence of planetary perturbations were carried out at several observatories during the first decades of the 20th century. They were naturally followed by statistical considerations about the distribution and dynamical origin of comets, including the question of whether or not some comets have `original' hyperbolic orbits (reciprocal semi-major axis 1/a orig < 0) and are therefore of interstellar origin. The work at the Copenhagen Observatory by Elis Strömgren (beginning in about 1910) and his associates is typical of such studies and showed the absence of originally hyperbolic orbits, all observed orbits of this type having been caused by planetary perturbations. Sinding (1948) produced a list with the values of 1/a orig for 21 long-period comets which together with the work by van Woerkom (1948) formed the basis for Oort's famous paper (1950) on the existence of a cometary reservoir in the outer reaches of the solar system. The idea of a cloud of distant hypothetical comets, stable against stellar perturbations, and its necessity in case many observed comets would have 1/a orig 10000 AU, had been expressed earlier by Ernst J. Öpik (1932).
Based on van Woerkom's (1948) theory of the orbital diffusion caused by planetary perturbations, Oort found that the number of comets with very small values of 1/a orig is much larger than one would expect, when comparing with the neighbouring, long-period elliptical orbits. This suggested that many of the comets become unobservable after their first passage through the inner solar system. In a subsequent study, Oort and Schmidt (1951) distinguished between `new comets' (those coming directly from the Oort cloud, making their first visit near the Sun) and `old comets' (those returning on elliptic orbits). The former appeared to be dustier and brighten more slowly than the latter. These tentative conclusions have later been revisited and modified, and the role of stellar perturbations in providing new comets has been reconsidered. However, the basic concept of the Oort cloud as an outer halo of the solar system has been substantiated by later studies, based on improved samples of cometary orbits.
The solar wind
The tails of comets have been the objects of many investigations. It is exactly these appendices that make comets so impressive to the layman, and astronomers of all times have been struck by the fact that the tails may vary so dramatically from one object to another. In the early 20th century, perhaps the strangest characteristic was the enormous repulsive force found to act on straight comet tails in the anti-solar direction.
Already in 1859, Richard Carrington (1859) suspected a physical connection between the major solar flare observed in the morning of Sept. 1, and enhanced magnetic activity on the Earth some hours thereafter. Ideas about the possible existence of a stream of particles from the Sun, perhaps electrically charged, emerged towards the end of the 19th century, in particular to explain the excitation of molecules and ions observed in cometary comae. It was also found that cometary ion tails (formerly Type I) develop closer to the Sun than dust tails (formerly Type II). However, it was only 50 years later that Cuno Hoffmeister (1943) provided the crucial observations of a gas tail aberration of about 6 o , i.e. the angle between the observed tail and the anti-solar direction. This was correctly interpreted by Biermann (1951) in terms of interaction between the cometary ions in the tail and the solar wind , a stream of electrically charged particles from the Sun with velocities of several hundred km/sec. His derived plasma densities were unrealistically high, since electrons were thought to accelerate the cometary ions, but Hannes Alfven (1957) settled this problem by introducing the notion of an interplanetary magnetic field which is carried along with the solar wind. Its existence was soon thereafter confirmed by experiments onboard some of the first spacecraft launched after the space age opened in late 1957 ( Lunik I and II , Explorer X , Mariner II , etc.). Still, for quite some time, cometary ion tails were the only well-distributed solar wind probes in interplanetary space and they remain so outside the ecliptic. Another important result of Alfven's study is that an ion tail must be considered as part of the comet since it is magnetically connected to the cometary head.
Back to ESO Hale-Bopp Homepage

Question: how far is the comet from the moon

Question: who measured the paralysis of the great comet

who measured the paralysis of the great comet

Question: where is the great comet located on earth

izvan Zemljine atmosfere , mjereći paralaksu Velikog kometa iz ( današnje službene

where is the great comet located on earth

Question: where does the data for komet come from

Question: where does the name komet come from

Astronomers Tycho Brahe and Michael Maestlin have shown that the comets are located outside the Earth 's atmosphere , measuring the paralysis of the Great Comet from ( today official labels C/1577 V1 ) .

Within the accuracy of the measurement , this implies that the comet is at least four times further than Earth from the moon .

Astronomers Tycho Brahe and Michael Maestlin have shown that the comets are located outside the Earth's atmosphere, measuring the paralysis of the Great Comet from (today official labels C/1577 V1). Within the accuracy of the measurement, this implies that the comet is at least four times further than Earth from the moon.

Halley's comet is the first comet to be recognized as a permanent member of the Sun's system.

by Kr

The .

Question: what is the name of the first comet to be recognized as a permanent member of the

Halley's comet is the first comet to be recognized as a permanent member of the Sun's system.

by Kr

The .

what is the name of the first comet to be recognized as a permanent member of the

Question: who was the first person to see a comet

by Kr

The .

Question: when was the last time a comet was seen

by Kr

The .

Question: when was the last time a comet came close to earth

by Kr

The .

when was the last time a comet came close to earth

Question: when was the last time a comet came around

by Kr

The .

when was the last time a comet came around

Question: how many komets are there in our solar system

by Kr

The .

how many komets are there in our solar system

Halley 's comet is the first comet to be recognized as a permanent member of the Sun 's system .

It was named after Edmond Halley who observed it in 1682 and linked to the previous appearances of 1531 . and 1607 . for which he found that there were about 30 , starting from 476 .

Halleyjev komet je prvi komet koji je prepoznat kao stalan član Sunčeva sustava.

Halley's comet is the first comet to be recognized as a permanent member of the Sun's system. It was named after Edmond Halley who observed it in 1682 and linked to the previous appearances of 1531. and 1607. for which he found that there were about 30, starting from 476. by Kr The .

Halley's comet is the first comet to be recognized as a permanent member of the Sun's system.

The Swift-Tuttle comet (named as 109P/Swift-Tuttle, 1737 N1) is a periodic comet in the Solar System that is time-to-date every 133 years.

Question: how long does it take for a comet to orbit the earth

how long does it take for a comet to orbit the earth

Question: what is the name of the comet in our solar system

Swift - Tuttle Komet Swift - Tuttle ( označen kao 109P / Swift - Tuttle , 1737 N1 ) je periodični komet

what is the name of the comet in our solar system

Question: what is the name of the comet that orbits the earth every 133 years

what is the name of the comet that orbits the earth every 133 years

Question: when is the last time a comet came around

when is the last time a comet came around

Question: how many years does it take for a comet to hit earth

how many years does it take for a comet to hit earth

The Swift - Tuttle comet ( named as 109P / Swift - Tuttle , 1737 N1 ) is a periodic comet in the Solar System that is time - to - date every 133 years .

The Small

-Body Database Browser: 109P/Swift-Tuttle, Jet Propulsion Laboratory, 1995.

Question: who discovered the comet that turned into a comet

The Small

-Body Database Browser: 109P/Swift-Tuttle, Jet Propulsion Laboratory, 1995.

who discovered the comet that turned into a comet

Question: when was the last time a comet was discovered

The Small

when was the last time a comet was discovered

Question: where was the first comet found in the solar system

The Small

where was the first comet found in the solar system

Question: where was the first comet discovered in the solar system

The Small

where was the first comet discovered in the solar system

Question: where can i find the name of the comet

The Small

-Body Database Browser : 109P / Swift - Tuttle , Jet Propulsion Laboratory , 1995 .

The comet was discovered independently by Lewis Swift ( July 16 ) and Horace Parnell Tuttle ( July 19 ) .

-Body Database Browser: 109P/Swift–Tuttle", , Jet Propulsion Laboratory, 1995.

The Small -Body Database Browser: 109P/Swift-Tuttle, Jet Propulsion Laboratory, 1995. The comet was discovered independently by Lewis Swift (July 16) and Horace Parnell Tuttle (July 19).

-Body Database Browser: 109P/Swift-Tuttle, Jet Propulsion Laboratory, 1995.

The comet was discovered by Klim Čurjumov and Svetlana Ivanova Gerasimenko in 1969.

Question: when did rosetta land on a comet

12 . studenog 2014 i tako je postala prva svemirska letjelica koja je sletjela na jezgru kometa .

The comet was discovered by Klim Čurjumov and Svetlana Ivanova Gerasimenko in 1969.

Question: what is the name of the european space agency spacecraft that landed on the core

what is the name of the european space agency spacecraft that landed on the core

Question: who discovered the comet 67p/churjumov gerasimenko

Klim Čurjumov and Svetlana Ivanova Gerasimenko

Klim Čurjumov i Svetlana Ivanova Gerasimenko

Klim Čurjumov and Svetlana Ivanova Gerasimenko

who discovered the comet 67p/churjumov gerasimenko

Question: what is the name of the spacecraft that landed on the core of the comet 67p

what is the name of the spacecraft that landed on the core of the comet 67p

Question: what is the name of the comet that rosetta landed on

what is the name of the comet that rosetta landed on

Question: what is the name of the spacecraft that landed on comet 67p/churj

letjelica Rosetta , Europske svemirske agencije ( ESA ) , tijekom jutra je lansirala sondu Philae

what is the name of the spacecraft that landed on comet 67p/churj

Question: who discovered the comet 67p gerasimenko

who discovered the comet 67p gerasimenko

The comet was discovered by Klim Čurjumov and Svetlana Ivanova Gerasimenko in 1969 .

The European Space Agency ( ESA ) spacecraft Rosetta launched the Philae spacecraft that successfully landed on the comet 67P / Churjumov - Gerasimenko on November 12 , 2014 and thus became the first spacecraft to land on the core of the comet .

Komet su otkrili Klim Čurjumov i Svetlana Ivanova Gerasimenko 1969.

The comet was discovered by Klim Čurjumov and Svetlana Ivanova Gerasimenko in 1969. The European Space Agency (ESA) spacecraft Rosetta launched the Philae spacecraft that successfully landed on the comet 67P/Churjumov-Gerasimenko on November 12, 2014 and thus became the first spacecraft to land on the core of the comet.

The comet was discovered by Klim Čurjumov and Svetlana Ivanova Gerasimenko in 1969.