Dynamics

kometer er typisk i mere ekscentriske og mere tilbøjelige baner end andre organer i solsystemet. Generelt blev kometer oprindeligt klassificeret i to dynamiske grupper: kometer med kort periode med orbitalperioder kortere end 200 år og kometer med lang periode med orbitalperioder længere end 200 år. De korte periode kometer blev opdelt i to grupper, Jupiter-familien kometer med perioder kortere end omkring 20 år og Halley-typen kometer med perioder længere end 20 år, men kortere end 200 år. I 1996 introducerede den amerikanske astronom Harold Levison en ny taksonomi, der involverede en mængde kaldet Tisserand-parameteren:

T = aJ/a + 2 1/2 cos i

hvor A, e og jeg er henholdsvis den semimajorakse, ekscentricitet og hældning af kometens bane, og aJ er den Semimajorakse for Jupiters bane. Tisserand-parameteren er omtrent konstant for en given kometbane og blev skabt af den franske astronom f Tisserand for at genkende og identificere tilbagevendende periodiske kometer, selvom deres baner var blevet forstyrret af Jupiter.

Jupiter-familie kometer har Tisserand (T) parametre mellem 2,0 og 3,0, og Halley-type og langvarige kometer har T-værdier mindre end 2,0. Asteroider har generelt t-værdier større end 3,0. Der er dog både nogle periodiske kometer, hvis baner har udviklet sig til T-værdier større end 3 og nogle asteroider med T-værdier mindre end 3. Mange af sidstnævnte har vist sig at være sandsynligvis uddøde eller inaktive kometkerner.

en anden vigtig forskel i de dynamiske grupper er deres orbitale hældningsfordelinger. Jupiter-familie kometer har typisk baner, der er beskedent tilbøjelige til ekliptikken (planet for Jordens bane) med tilbøjeligheder op til omkring 35 kg. Halley-type kometer kan have meget højere tilbøjeligheder, herunder retrograde baner, der går rundt om Solen i den modsatte retning, men ikke helt randomiseret. De langvarige kometer har helt tilfældige tilbøjeligheder og kan nærme sig planetsystemet fra alle retninger. Som resultat, Jupiter-familien kometer er også kendt som “ekliptiske kometer,” der henviser til, at de langvarige kometer også er kendt som “næsten isotrope kometer.”

de kometiske kredsløbs tilbøjeligheder giver vigtige spor til deres oprindelse. Som nævnt ovenfor viser dynamiske simuleringer, at den store koncentration af Jupiter-familie kometbaner tæt på ekliptikken kun kan stamme fra en fladkilde af kometer. Denne kilde er Kuiper belt, en flad skive af iskolde kroppe ud over Neptuns bane og strækker sig til mindst 50 AU fra solen. Kuiper-bæltet er analogt med asteroidebæltet og består af isrige kroppe, der aldrig havde tid nok til at danne sig til en større planet.

mere specifikt kaldes kilden til Jupiter-familien kometer den spredte disk, Kuiper belt comets, der er i mere tilbøjelige og ekscentriske baner, men med perihelia tæt på Neptun. Neptun kan gravitationelt sprede kometer fra den spredte disk indad for at blive Jupiter-familie kometer eller udad til Oort cloud.

som beskrevet ovenfor er kilden til de langvarige kometer Oort-skyen, der omgiver solsystemet og strækker sig til interstellære afstande. Nøglen til at genkende dette var fordelingen af orbitale energier, som viste, at en stor del af de langvarige kometer var i meget fjerne baner med semimajorakser på ~25.000 AU eller mere. Kometernes baner i Oort-skyen er så fjerne, at de forstyrres af tilfældige forbipasserende stjerner og af tidevandsstyrker fra den galaktiske disk. Igen viser dynamiske simuleringer, at Oort-skyen er den eneste mulige forklaring på det observerede antal kometer med meget fjerne baner, der stadig er gravitationelt bundet til solsystemet.

Oort cloud kometer er i tilfældige baner i både hældning og orientering. Der er dog nogle afvigelser fra tilfældighed, der afslører vigtigheden af den galaktiske tidevand ved at sende kometer ind i det synlige område, hvor de kan observeres. Den galaktiske tidevand og stjernernes forstyrrelser skal handle sammen for at give en stabil tilstandsstrøm af nye langvarige kometer.

den generelle forklaring på dannelsen af kometer i Oort-skyen er, at de er iskolde planetesimaler fra giant planets-regionen. Da de dannede sig, spredte de voksende gigantiske planeter gravitationelt de resterende planetesimaler fra deres områder. Det er en ineffektiv proces, kun omkring 4 procent af udstødte kometer bliver fanget i Oort cloud. De fleste af resten udstødes på hyperbolske baner til interstellært rum.

det er også muligt, at hvis solen dannede sig i en klynge af stjerner, som de fleste stjerner gør, så kunne den have udvekslet kometer med de voksende oortskyer af de nærliggende stjerner. Det kan være en betydelig bidragyder til Oort cloud-befolkningen.

kilden til Halley-typen kometer med deres mellemliggende tilbøjeligheder og særheder er stadig et spørgsmål om debat. Både den spredte disk og Oort-skyen er blevet foreslået som kilder. Det kan være, at forklaringen ligger i en kombination af de to kometære reservoirer.

astronomer har ofte diskuteret eksistensen af interstellære kometer. Kun få observerede kometer har hyperbolske kredsløbsløsninger, og de er altid lige knap hyperbolske med ekscentriciteter op til omkring 1.0575. Det svarer til kometer med overskydende hastigheder på omkring 1-2 km (0.5-1 mile) per sekund, en meget lille og usandsynlig værdi, da solens bevægelse i forhold til de nærliggende stjerner er omkring 20 km (12 miles) per sekund. En virkelig interstellar komet med den overskydende hastighed ville have en ekscentricitet på 2.