Dynamikk
Kometer er typisk i mer eksentriske og mer tilbøyelige baner enn andre legemer i solsystemet. Generelt ble kometer opprinnelig klassifisert i to dynamiske grupper: kortperiodiske kometer med omløpsperioder kortere enn 200 år og langperiodiske kometer med omløpsperioder lengre enn 200 år. Kortperiodiske kometer ble delt inn i To grupper, Jupiter-familien kometer med perioder kortere enn ca 20 år og Halley-type kometer med perioder lengre enn 20 år, men kortere enn 200 år. I 1996 introduserte Den Amerikanske astronomen Harold Levison en ny taksonomi som involverte en mengde kalt tisserand-parameteren:
t = aJ/a + 2 1/2 cos i
hvor a, e og i er henholdsvis den store halvaksen, eksentrisiteten og inklinasjonen til Kometens bane, og aJ er Den store halvaksen Til Jupiters bane. Tisserand-parameteren er omtrent konstant for en gitt kometbane og ble opprettet av den franske astronomen Fé Tisserand for å gjenkjenne og identifisere tilbakevendende periodiske kometer selv om banene deres hadde blitt forstyrret Av Jupiter.
Jupiter-familien kometer har tisserand (T) parametere mellom 2,0 og 3,0, Og Halley-type og langperiodiske kometer Har t-verdier mindre enn 2,0. Asteroider har generelt t-verdier større enn 3,0. Det er imidlertid både noen periodiske kometer hvis baner har utviklet Seg Til t-verdier større enn 3 og noen asteroider Med T-verdier mindre enn 3. Mange av de sistnevnte har vist seg å være sannsynligvis utdøde eller inaktive kometkjerner.
En annen viktig forskjell i de dynamiske gruppene er deres baneinklinasjonsfordelinger. Jupiter-familien kometer har vanligvis baner som er beskjedent tilbøyelig til ekliptikken (planet Av Jordens bane), med tilbøyeligheter opp til ca 35°. Halley-type kometer kan ha mye høyere tilbøyeligheter, inkludert retrograde baner som går rundt Solen i motsatt retning, men ikke helt randomisert. Langperiodiske kometer har helt tilfeldige tilbøyeligheter og kan nærme seg planetsystemet fra alle retninger. Som et resultat er Jupiter-familien kometer også kjent som” ekliptiske kometer”, mens langperiodiske kometer også er kjent som ” nesten isotrope kometer.”
tilbøyelighetene til kometbanene gir viktige ledetråder til deres opprinnelse. Som nevnt ovenfor viser dynamiske simuleringer at Den store konsentrasjonen Av Jupiter – familiens kometbaner nær ekliptikken bare kan stamme fra en flatt kometkilde. Den kilden er Kuiperbeltet, en flatt skive av isete kropper utenfor Neptuns bane og strekker seg til minst 50 AU fra Solen. Kuiperbeltet er analogt med asteroidebeltet og består av isrike legemer som aldri har hatt nok tid til å danne seg til en større planet.
nærmere bestemt kalles Kilden Til Jupiter – familiens kometer den spredte skiven, Kuiperbeltekometer som er i mer skrånende og eksentriske baner, men med perihelia nær Neptun. Neptun kan gravitasjonelt spre kometer fra den spredte skiven innover for å bli Jupiter-familiens kometer eller utover Til oorts sky.
som beskrevet ovenfor er kilden Til langperiodiske kometer oorts sky, som omgir solsystemet og strekker seg til interstellare avstander. Nøkkelen til å gjenkjenne dette var fordelingen av orbitale energier, som viste at en stor del av langperiodiske kometer var i svært fjerne baner med halvstore akser på ~25 000 AU eller mer. Banene til kometer i oorts sky er så fjerne at de forstyrres av tilfeldige passerende stjerner og av tidevannskrefter fra den galaktiske skiven. Igjen viser dynamiske simuleringer At oorts sky er den eneste mulige forklaringen på det observerte antallet kometer med svært fjerne baner som fortsatt er gravitasjonelt bundet til solsystemet.
oorts sky kometer er i tilfeldige baner i både inklinasjon og orientering. Det er imidlertid noen avvik fra tilfeldighet som avslører betydningen av den galaktiske tidevannet ved å sende kometer inn i den synlige regionen der de kan observeres. Den galaktiske tidevannet og stjernens forstyrrelser må handle sammen for å gi en stabil strøm av nye langperiodiske kometer.
den generelle forklaringen på dannelsen av kometer i oorts sky er at de er isete planetesimaler fra giant planets-regionen. Da de ble dannet, spredte de voksende gigantiske planetene gravitasjonelt de gjenværende planetesimalene fra sine soner. Det er en ineffektiv prosess, bare om lag 4 prosent av utkastede kometer blir fanget inn I oorts sky. De fleste av resten blir kastet ut på hyperbolske baner til interstellært rom.
det er også mulig at Hvis Solen ble dannet i en stjernehop, slik de fleste stjerner gjør, kan den ha byttet kometer med De voksende oort-skyene til de nærliggende stjernene. Det kan være en betydelig bidragsyter Til oorts skybefolkning.
Kilden Til Halley-type kometer med deres mellomliggende tilbøyeligheter og eksentrisiteter er fortsatt et spørsmål om debatt. Både den spredte disken og oorts sky har blitt foreslått som kilder. Det kan være at forklaringen ligger i en kombinasjon av de to kometreservoarene.
Astronomer har ofte diskutert eksistensen av interstellare kometer. Bare noen få observerte kometer har hyperbolske baneløsninger, og de er alltid bare knapt hyperbolske med eksentrisiteter opp til ca 1.0575. Det oversetter til kometer med overhastigheter på ca 1-2 km (0.5-1 mil) per sekund, en svært liten og usannsynlig verdi, gitt At Solens bevegelse i forhold til de nærliggende stjernene er ca 20 km (12 miles) per sekund. En virkelig interstellar komet med den overskytende hastigheten ville ha en eksentrisitet på 2.
