dynamiikka
komeetat ovat tyypillisesti eksentrisemmillä ja kallistuneemmilla radoilla kuin aurinkokunnan muut kappaleet. Yleensä komeetat luokiteltiin aluksi kahteen dynaamiseen ryhmään: lyhytjaksoisiin komeettoihin, joiden kiertoaika oli alle 200 vuotta, ja pitkäjaksoisiin komeettoihin, joiden kiertoaika oli yli 200 vuotta. Lyhytjaksoiset komeetat jaettiin kahteen ryhmään: Jupiter-perheen komeetat, joiden jaksot olivat lyhyempiä kuin noin 20 vuotta, ja Halley-tyypin komeetat, joiden jaksot olivat pitempiä kuin 20 vuotta mutta lyhyempiä kuin 200 vuotta. Vuonna 1996 amerikkalainen tähtitieteilijä Harold Levison esitteli uuden taksonomian, joka sisälsi Tisserand-parametriksi kutsutun suureen:
T = aJ/a + 2 1/2 cos i
, jossa A, e ja i ovat komeetan radan puolimajor-akseli, eksentrisyys ja inklinaatio, ja aJ on Jupiterin radan puolimajor-akseli. Tisserand-parametri on likimain vakio millä tahansa komeetan kiertoradalla, ja sen loi ranskalainen tähtitieteilijä Félix Tisserand tunnistaakseen ja tunnistaakseen palaavat jaksolliset komeetat, vaikka Jupiter oli häirinnyt niiden ratoja.
Jupiter-perheen komeettojen t-arvot ovat välillä 2,0-3,0, ja Halley-tyypin ja pitkän jakson komeettojen T-arvot ovat alle 2,0. Asteroidien T-arvot ovat yleensä suurempia kuin 3,0. On kuitenkin olemassa sekä joitakin jaksollisia komeettoja, joiden kiertoradat ovat kehittyneet t-arvoiksi yli 3, että joitakin asteroideja, joiden T-arvo on alle 3. Monien viimeksi mainittujen on osoitettu olevan todennäköisesti sukupuuttoon kuolleita tai toimimattomia komeettojen ytimiä.
toinen tärkeä ero dynaamisissa ryhmissä on niiden orbitaalikinkkujakaumat. Jupiter-perheen komeettojen radat ovat tyypillisesti vaatimattomasti ekliptikaan (Maan radan tasoon) taipuvaisia, ja niiden kaltevuudet ovat jopa noin 35°. Halley-tyyppisillä komeetoilla voi olla paljon korkeampia taipumuksia, mukaan lukien retrogradiset radat, jotka kiertävät Aurinkoa vastakkaiseen suuntaan, joskaan eivät täysin satunnaistettuina. Pitkän ajan komeetoilla on täysin sattumanvaraisia taipumuksia, ja ne voivat lähestyä planeettakuntaa kaikista suunnista. Tämän vuoksi Jupiter-suvun komeetoista käytetään myös nimitystä “ekliptiset komeetat”, kun taas pitkän kauden komeetoista käytetään myös nimitystä “lähes isotrooppiset komeetat.”
komeettojen kiertoratojen kallistumat antavat tärkeitä vihjeitä niiden alkuperästä. Kuten edellä mainittiin, dynaamiset simulaatiot osoittavat, että Jupiter-perheen komeetan kiertoratojen suuri keskittymä lähellä ekliptikaa voi olla peräisin vain litistyneestä komeettojen lähteestä. Tuo lähde on Kuiperin vyöhyke, litistynyt jäisten kappaleiden kiekko, joka on Neptunuksen radan ulkopuolella ja ulottuu vähintään 50 AU: n päähän auringosta. Kuiperin vyöhyke on analoginen asteroidivyöhykkeen kanssa ja koostuu jääpitoisista kappaleista, jotka eivät koskaan ehtineet muodostua suuremmiksi planeetoiksi.
tarkemmin Jupiter-suvun komeettojen lähteeksi kutsutaan hajanaisia kiekkoja, Kuiperin vyöhykkeen komeettoja, jotka ovat kallistuneemmilla ja eksentrisemmillä radoilla, mutta Periheleillä lähellä Neptunusta. Neptunus voi gravitaatiomaisesti hajottaa komeetat hajaantuneesta kiekosta sisäänpäin Jupiter-perheen komeetoiksi tai ulospäin Oortin pilveksi.
kuten edellä on kuvattu, pitkän ajan komeettojen lähde on Oortin pilvi, joka ympäröi aurinkokuntaa ja ulottuu tähtienvälisille etäisyyksille. Avain tämän tunnistamiseen oli rataenergioiden jakautuminen, joka osoitti, että suuri osa pitkän ajan komeetoista oli hyvin kaukaisilla radoilla, joiden puolimajorin akselit olivat ~25 000 AU tai enemmän. Oortin pilvessä olevien komeettojen radat ovat niin kaukana, että niitä häiritsevät satunnaiset ohikulkevat tähdet ja galaktisesta kiekosta tulevat vuorovesivoimat. Dynaamiset simulaatiot osoittavat jälleen, että Oortin pilvi on ainoa mahdollinen selitys havaituille komeettojen määrille, joilla on hyvin kaukaisia kiertoratoja ja jotka ovat edelleen gravitaatiomaisesti sidoksissa aurinkokuntaan.
Oortin pilvikomeetat ovat satunnaisilla radoilla sekä inklinaatiossa että orientaatiossa. On kuitenkin joitakin poikkeamia satunnaisuudesta, jotka paljastavat galaktisen vuoroveden merkityksen komeettojen lähettämisessä näkyvälle alueelle, jossa niitä voidaan havaita. Galaktisen vuoroveden ja tähtien häiriöiden on toimittava yhdessä, jotta uudet pitkän aikavälin komeetat kehittyvät tasaisesti.
yleinen selitys komeettojen muodostumiselle Oortin pilvessä on, että ne ovat jättiläisplaneettojen alueelta peräisin olevia jäisiä planetesimaaleja. Muodostuessaan kasvavat jättiläisplaneetat hajottivat jäljelle jääneet planetesimaalit gravitaatiomaisesti vyöhykkeiltään. Se on tehoton prosessi, vain noin 4 prosenttia lennätetyistä komeetoista on vangittu Oortin pilveen. Suurin osa lopuista sinkoutuu hyperbolisilla radoilla tähtienväliseen avaruuteen.
on myös mahdollista, että jos aurinko muodostuisi tähtijoukoksi, kuten useimmat tähdet tekevät, se olisi saattanut vaihtaa komeettoja lähitähtien kasvavien Oort-pilvien kanssa. Se voi olla merkittävä tekijä Oortin pilvipopulaatiossa.
Halley-tyyppisten komeettojen alkulähteistä väliviivoineen ja eksentrisyyksineen kiistellään edelleen. Lähteiksi on ehdotettu sekä hajanaista levyä että Oortin pilveä. Selitys saattaa löytyä kahden komeettavaraston yhdistelmästä.
tähtitieteilijät ovat usein väitelleet tähtienvälisten komeettojen olemassaolosta. Vain muutamalla havaitulla komeetalla on hyperbolinen kiertorataratkaisu,ja ne ovat aina vain hädin tuskin hyperbolisia eksentrisyyksien ollessa jopa noin 1,0575. Se tarkoittaa komeettoja, joiden ylinopeus on noin 1-2 km (0.5-1 mailia) sekunnissa, mikä on hyvin pieni ja epätodennäköinen arvo, kun otetaan huomioon, että auringon liike suhteessa lähitähtiin on noin 20 kilometriä sekunnissa. Todella tähtienvälisellä komeetalla, jolla on tuo liikanopeus, olisi eksentrisyys 2.
