Dynamik
Kometen befinden sich typischerweise in exzentrischeren und stärker geneigten Umlaufbahnen als andere Körper im Sonnensystem. Im Allgemeinen wurden Kometen zunächst in zwei dynamische Gruppen eingeteilt: die kurzperiodischen Kometen mit Umlaufzeiten von weniger als 200 Jahren und die langperiodischen Kometen mit Umlaufzeiten von mehr als 200 Jahren. Die kurzperiodischen Kometen wurden in zwei Gruppen eingeteilt, die Kometen der Jupiter-Familie mit Perioden von weniger als etwa 20 Jahren und die Kometen vom Halley-Typ mit Perioden von mehr als 20 Jahren, aber kürzer als 200 Jahren. 1996 führte der amerikanische Astronom Harold Levison eine neue Taxonomie ein, die eine Größe namens Tisserand-Parameter beinhaltete:
T = aJ / a + 2 1/2 cos i
wobei a, e und i die Halbachse, Exzentrizität und Neigung der Umlaufbahn des Kometen sind und aJ die Halbachse der Jupiterbahn ist. Der Tisserand-Parameter ist für jede Kometenumlaufbahn annähernd konstant und wurde vom französischen Astronomen Félix Tisserand entwickelt, um wiederkehrende periodische Kometen zu erkennen und zu identifizieren, obwohl ihre Umlaufbahnen vom Jupiter gestört wurden.
Jupiter-Familie Kometen haben Tisserand (T) Parameter zwischen 2,0 und 3,0, und Halley-Typ und langperiodische Kometen haben T-Werte von weniger als 2,0. Asteroiden haben im Allgemeinen T-Werte größer als 3,0. Es gibt jedoch sowohl einige periodische Kometen, deren Umlaufbahnen sich zu T-Werten von mehr als 3 entwickelt haben, als auch einige Asteroiden mit T-Werten von weniger als 3. Es wurde gezeigt, dass viele der letzteren wahrscheinlich ausgestorbene oder inaktive Kometenkerne sind.
Ein weiterer wichtiger Unterschied in den dynamischen Gruppen ist ihre Orbitalneigung Verteilungen. Kometen der Jupiter-Familie haben typischerweise Umlaufbahnen, die leicht zur Ekliptik (der Ebene der Erdumlaufbahn) geneigt sind, mit Neigungen von bis zu etwa 35 °. Kometen vom Halley-Typ können viel höhere Neigungen haben, einschließlich retrograder Umlaufbahnen, die in die entgegengesetzte Richtung um die Sonne verlaufen, wenn auch nicht vollständig randomisiert. Die langperiodischen Kometen haben völlig zufällige Neigungen und können sich dem Planetensystem aus allen Richtungen nähern. Als Ergebnis, Die Kometen der Jupiter-Familie werden auch als “ekliptische Kometen” bezeichnet,”Während die langperiodischen Kometen auch als “fast isotrope Kometen” bekannt sind.”
Die Neigungen der Kometenbahnen liefern wichtige Hinweise auf ihren Ursprung. Wie oben erwähnt, zeigen dynamische Simulationen, dass die große Konzentration von Kometenbahnen der Jupiter-Familie in der Nähe der Ekliptik nur von einer abgeflachten Kometenquelle stammen kann. Diese Quelle ist der Kuipergürtel, eine abgeflachte Scheibe aus eisigen Körpern jenseits der Umlaufbahn von Neptun, die sich bis zu mindestens 50 AE von der Sonne entfernt erstreckt. Der Kuipergürtel ist analog zum Asteroidengürtel und besteht aus eisreichen Körpern, die nie genug Zeit hatten, sich zu einem größeren Planeten zu formen.
Genauer gesagt wird die Quelle der Kometen der Jupiter-Familie als Streuscheibe bezeichnet, Kuipergürtel-Kometen, die sich in eher geneigten und exzentrischen Umlaufbahnen befinden, aber mit Perihel in der Nähe von Neptun. Neptun kann Kometen gravitativ von der gestreuten Scheibe nach innen streuen, um Kometen der Jupiter-Familie zu werden, oder nach außen zur Oortschen Wolke.
Wie oben beschrieben, ist die Quelle der langperiodischen Kometen die Oortsche Wolke, die das Sonnensystem umgibt und sich bis zu interstellaren Entfernungen erstreckt. Der Schlüssel, dies zu erkennen, war die Verteilung der Orbitalenergien, die zeigten, dass sich ein großer Teil der langperiodischen Kometen in sehr entfernten Umlaufbahnen mit Semimajor-Achsen von ~ 25.000 AU oder mehr befand. Die Umlaufbahnen der Kometen in der Oortschen Wolke sind so weit entfernt, dass sie durch zufällig vorbeiziehende Sterne und durch Gezeitenkräfte der galaktischen Scheibe gestört werden. Auch hier zeigen dynamische Simulationen, dass die Oortsche Wolke die einzig mögliche Erklärung für die beobachtete Anzahl von Kometen mit sehr entfernten Umlaufbahnen ist, die noch gravitativ an das Sonnensystem gebunden sind.
Oort-Wolkenkometen befinden sich sowohl in Neigung als auch Orientierung in zufälligen Umlaufbahnen. Es gibt jedoch einige Abweichungen von der Zufälligkeit, die die Bedeutung der galaktischen Flut für das Senden von Kometen in den sichtbaren Bereich offenbaren, wo sie beobachtet werden können. Die galaktische Flut und die stellaren Störungen müssen zusammenwirken, um einen stetigen Fluss neuer langperiodischer Kometen zu gewährleisten.
Die allgemeine Erklärung für die Bildung von Kometen in der Oortschen Wolke ist, dass es sich um eisige Planetesimale aus der Region der Riesenplaneten handelt. Als sie sich bildeten, zerstreuten die wachsenden Riesenplaneten die verbleibenden Planetesimale gravitativ aus ihren Zonen. Das ist ein ineffizienter Prozess, nur etwa 4 Prozent der ausgestoßenen Kometen werden in die Oortsche Wolke eingefangen. Die meisten anderen werden auf hyperbolischen Bahnen in den interstellaren Raum ausgestoßen.
Es ist auch möglich, dass die Sonne, wenn sie sich wie die meisten Sterne in einem Sternhaufen gebildet hat, Kometen mit den wachsenden Oort-Wolken dieser nahen Sterne ausgetauscht hat. Dies könnte einen wesentlichen Beitrag zur Oort Cloud-Bevölkerung leisten.
Die Quelle der Kometen vom Halley-Typ mit ihren mittleren Neigungen und Exzentrizitäten ist immer noch umstritten. Sowohl die verstreute Scheibe als auch die Oortsche Wolke wurden als Quellen vorgeschlagen. Es kann sein, dass die Erklärung in einer Kombination der beiden Kometenreservoirs liegt.
Astronomen haben oft über die Existenz interstellarer Kometen diskutiert. Nur wenige beobachtete Kometen haben hyperbolische Bahnlösungen, und diese sind immer nur knapp hyperbolisch mit Exzentrizitäten bis etwa 1,0575. Das bedeutet Kometen mit Übergeschwindigkeiten von etwa 1-2 km (0.5-1 Meile) pro Sekunde, ein sehr kleiner und unwahrscheinlicher Wert, da die Bewegung der Sonne relativ zu den nahe gelegenen Sternen etwa 20 km (12 Meilen) pro Sekunde beträgt. Ein wirklich interstellarer Komet mit dieser Übergeschwindigkeit hätte eine Exzentrizität von 2.
