dynamika

komety jsou obvykle ve více excentrických a více nakloněných drahách než ostatní tělesa ve sluneční soustavě. Obecně platí, že komety byly původně rozděleny do dvou dynamických skupin: krátké období komet s oběžnou dobu kratší než 200 let a dlouho-období komety s oběžnou dobu delší než 200 let. Krátké období komet byly rozděleny do dvou skupin, Jupiter-rodina komety s periodou kratší než 20 let, a Halley-typ komety s periodou delší než 20 let, ale kratší než 200 let. V roce 1996 Americký astronom Harold Levisona představil novou taxonomii, která zahrnovala množství tzv. Tisserand parametr:

T = j/o + 2 1/2, protože jsem

, kde a, e, a já jsme semimajor osy, excentricita a sklon kometa na oběžné dráze, respektive, a aJ je semimajor osy oběžné dráze Jupitera. Na Tisserand parametr je přibližně konstantní pro dané oběžné dráze komety a byl vytvořen francouzský astronom Félix Tisserand, aby se rozpoznat a identifikovat návratu periodických komet, i když jejich oběžné dráhy byl rozrušen tím, že Jupiter.

Jupiter-rodina komet, Tisserand (T) parametry mezi 2.0 a 3.0, a Halley-typ a dlouho-období komety T hodnoty menší než 2,0. Asteroidy mají obecně hodnoty T větší než 3,0. Existují však jak některé periodické komety, jejichž oběžné dráhy se vyvinuly na hodnoty T větší než 3, tak některé asteroidy s hodnotami T menšími než 3. Mnoho z nich se ukázalo jako pravděpodobně vyhynulá nebo neaktivní jádra komety.

dalším důležitým rozdílem v dynamických skupinách je jejich orbitální rozložení sklonu. Jupiterovy komety mají obvykle oběžné dráhy, které jsou mírně nakloněny k ekliptice (rovině oběžné dráhy Země), se sklonem až asi 35°. Komety typu Halley mohou mít mnohem vyšší sklony, včetně retrográdní dráhy, které obíhají kolem Slunce v opačném směru, i když ne zcela randomizované. Komety s dlouhým obdobím mají zcela náhodné sklony a mohou se přiblížit k planetárnímu systému ze všech směrů. Jako výsledek, komety rodiny Jupiterů jsou také známé jako “ekliptické komety,” zatímco komety s dlouhým obdobím jsou také známé jako ” téměř izotropní komety.”

sklony kometárních oběžných drah poskytují důležité stopy jejich původu. Jak bylo uvedeno výše, dynamické simulace ukazují, že velká koncentrace Jupiterovy rodiny komet obíhá blízko ekliptiky může pocházet pouze ze zploštělého zdroje komet. Tento zdroj je Kuiperův pás, zploštělý disk ledových těl za oběžnou dráhou Neptunu a sahající nejméně 50 AU od Slunce. Kuiperův pás je analogický pásu asteroidů a je složen z těl bohatých na led, která nikdy neměla dostatek času na vytvoření větší planety.

Více konkrétně, zdroj Jupiter-rodina komet je tzv. rozptýleného disku, Kuiperův pás komet, které jsou více nakloněny, a excentrických drahách, ale s perihelia v blízkosti Neptunu. Neptun může gravitačně rozptýlit komety z rozptýleného disku dovnitř a stát se kometami rodiny Jupiterů nebo ven do Oortova oblaku.

jak je popsáno výše, zdrojem komet dlouhého období je oblak Oort, obklopující sluneční soustavu a táhnoucí se na mezihvězdné vzdálenosti. Klíčem k rozpoznání tohoto bylo rozdělení orbitálních energií, které ukázalo, že velká část komet s dlouhým obdobím byla ve velmi vzdálených oběžných drahách se semimajorovými osami ~25 000 AU nebo více. Dráhy komet v Oortově oblaku jsou tak vzdálené, že jsou rozrušeni náhodné kolem hvězdy, a tím, že slapové síly z galaktického disku. Dynamické simulace opět ukazují, že Oortův mrak je jediným možným vysvětlením pozorovaného počtu komet s velmi vzdálenými oběžnými dráhami, které jsou stále gravitačně vázány na sluneční soustavu.

oortovy oblačné komety jsou na náhodných oběžných drahách ve sklonu i orientaci. Existují však určité odchylky od náhodnosti, které odhalují význam galaktického přílivu při odesílání komet do viditelné oblasti, kde je lze pozorovat. Galaktický příliv a hvězdné poruchy musí jednat společně, aby zajistily ustálený tok nových komet s dlouhým obdobím.

obecným vysvětlením vzniku komet v oortově oblaku je, že se jedná o ledové planetesimály z oblasti obřích planet. Jak se formovaly, rostoucí obří planety gravitačně rozptýlily zbývající planetesimály ze svých zón. To je neefektivní proces, jen asi 4 procenta vysunutých komet jsou zachycena do Oortova oblaku. Většina ostatních je vysunuta na hyperbolických drahách do mezihvězdného prostoru.

je také možné, že pokud Slunce tvoří v seskupení hvězd, jako většina hvězd, pak by to mohlo vyměnit komety s rostoucí Oortova mračna, z těch blízkých hvězd. To by mohlo významně přispět k populaci mraků Oort.

zdroj komet typu Halley s jejich mezilehlými sklony a excentricitami je stále předmětem debaty. Rozptýlený disk i cloud Oort byly navrženy jako zdroje. Je možné, že vysvětlení spočívá v kombinaci dvou kometárních nádrží.

astronomové často debatovali o existenci mezihvězdných komet. Jen několik pozorovaných komet na hyperbolické dráze řešení, a ty jsou vždy jen sotva hyperbolický s výstředností až o 1.0575. To znamená komety s nadměrnou rychlostí asi 1-2 km (0 .5-1 mil) za sekundu, velmi malá a nepravděpodobná hodnota, vzhledem k tomu, že pohyb Slunce vzhledem k blízkým hvězdám je asi 20 km (12 mil) za sekundu. Skutečně mezihvězdná kometa s touto nadměrnou rychlostí by měla excentricitu 2.