dynamika
komety znajdują się zazwyczaj na bardziej ekscentrycznych i nachylonych orbitach niż inne ciała w Układzie Słonecznym. Ogólnie rzecz biorąc, komety zostały początkowo podzielone na dwie dynamiczne grupy: komety krótkookresowe z okresami orbitalnymi krótszymi niż 200 lat i komety długookresowe z okresami orbitalnymi dłuższymi niż 200 lat. Komety krótkookresowe zostały podzielone na dwie grupy, komety z rodziny Jowisza z okresami krótszymi niż około 20 lat i komety typu Halleya z okresami dłuższymi niż 20 lat, ale krótszymi niż 200 lat. W 1996 roku amerykański astronom Harold Levison wprowadził nową taksonomię, która obejmowała wielkość zwaną parametrem Tisseranda:
t = aj/a + 2 1/2 cos I
gdzie a, e I i są odpowiednio półosią główną, ekscentrycznością i nachyleniem orbity komety, a aJ jest półosią orbity Jowisza. Parametr Tisseranda jest w przybliżeniu stały dla danej orbity komety i został stworzony przez francuskiego astronoma Félixa Tisseranda w celu rozpoznania i identyfikacji powracających komet okresowych, mimo że ich orbity zostały zakłócone przez Jowisza.
komety z rodziny Jowisza mają parametry Tisseranda (T) od 2,0 do 3,0, A komety typu Halleya i komety długookresowe mają wartości T mniejsze niż 2,0. Asteroidy mają zazwyczaj wartości T większe niż 3,0. Istnieją jednak zarówno komety okresowe, których orbity ewoluowały do wartości T większych niż 3, jak i niektóre planetoidy o wartościach t mniejszych niż 3. Wiele z tych ostatnich zostało prawdopodobnie wymarłych lub nieaktywnych jąder komet.
inną ważną różnicą w grupach dynamicznych jest ich rozkład nachylenia orbity. Komety z rodziny Jowisza zazwyczaj mają orbity, które są skromnie nachylone do ekliptyki (płaszczyzny orbity Ziemi), z nachyleniem do około 35°. Komety typu Halleya mogą mieć znacznie wyższe nachylenia, w tym orbity wsteczne, które krążą wokół Słońca w przeciwnym kierunku, choć nie są całkowicie randomizowane. Komety długookresowe mają zupełnie przypadkowe inklinacje i mogą zbliżać się do układu planetarnego ze wszystkich kierunków. W rezultacie, komety z rodziny Jowisza są również znane jako” komety ekliptyczne”, podczas gdy komety długookresowe są również znane jako ” komety prawie izotropowe.”
nachylenia Orbit komet dostarczają ważnych wskazówek dotyczących ich pochodzenia. Jak wspomniano powyżej, dynamiczne symulacje pokazują, że wielkie skupienie Orbit komet rodziny Jowisza w pobliżu ekliptyki może pochodzić tylko ze spłaszczonego źródła komet. Źródłem jest pas Kuipera, spłaszczony dysk lodowych ciał poza orbitą Neptuna i rozciągający się co najmniej 50 AU Od Słońca. Pas Kuipera jest analogiczny do pasa planetoid i składa się z ciał bogatych w lód, które nigdy nie miały wystarczająco dużo czasu, aby uformować się w większą planetę.
dokładniej, źródłem komet z rodziny Jowisza jest dysk rozproszony, komety pasa Kuipera, które znajdują się na bardziej nachylonych i ekscentrycznych orbitach, ale z peryhelią blisko Neptuna. Neptun może grawitacyjnie rozpraszać komety z dysku rozproszonego do wewnątrz, aby stać się kometami z rodziny Jowisza lub na zewnątrz do obłoku Oorta.
jak opisano powyżej, źródłem komet długookresowych jest obłok Oorta, otaczający układ słoneczny i rozciągający się na odległości międzygwiezdne. Kluczem do rozpoznania tego był rozkład energii orbitalnych, który wykazał, że duża część komet długookresowych znajdowała się na bardzo odległych orbitach o osiach rzędu ~25 000 AU lub więcej. Orbity komet w obłoku Oorta są tak odległe, że są zakłócane przez przypadkowe przechodzące gwiazdy i siły pływowe z dysku galaktycznego. Ponownie, symulacje dynamiczne pokazują, że obłok Oorta jest jedynym możliwym wyjaśnieniem obserwowanej liczby komet o bardzo odległych orbitach, które nadal są grawitacyjnie związane z układem słonecznym.
komety chmur Oorta znajdują się na losowych orbitach zarówno w pochyleniu, jak i orientacji. Istnieją jednak pewne odchylenia od przypadkowości, które ujawniają znaczenie galaktycznego przypływu w wysyłaniu komet w widzialny region, w którym można je zaobserwować. Galaktyczny przypływ i Gwiezdne perturbacje muszą działać razem, aby zapewnić stały przepływ nowych komet długookresowych.
ogólne wyjaśnienie powstawania komet w obłoku Oorta jest takie, że są one lodowatymi planetami z regionu Planet olbrzymich. Kiedy powstawały, rosnące planety-olbrzymy grawitacyjnie rozproszyły Pozostałe planetezymale ze swoich stref. Jest to nieefektywny proces, tylko około 4% wyrzuconych komet jest przechwytywanych do chmury Oorta. Większość pozostałych jest wyrzucana na orbitach hiperbolicznych do przestrzeni międzygwiezdnej.
możliwe jest również, że jeśli słońce utworzyło się w gromadzie gwiazd, jak większość gwiazd, to mogło wymieniać komety z rosnącymi obłokami Oorta tych pobliskich gwiazd. To może być znaczący wkład w populację chmur Oorta.
źródło komet typu Halleya z ich pośrednimi nachyleniami i ekscentrycznością jest nadal przedmiotem dyskusji. Jako źródła zasugerowano zarówno dysk rozproszony, jak i obłok Oorta. Możliwe, że Wyjaśnienie leży w połączeniu dwóch zbiorników kometarnych.
astronomowie często dyskutowali o istnieniu komet międzygwiezdnych. Tylko kilka obserwowanych komet ma rozwiązania orbity hiperbolicznej, a te są zawsze ledwo hiperboliczne z ekscentrycznością do około 1,0575. Przekłada się to na komety o nadmiernych prędkościach około 1-2 km (0.5-1 mili) na sekundę, bardzo mała i mało prawdopodobna wartość, biorąc pod uwagę, że ruch Słońca w stosunku do pobliskich gwiazd wynosi około 20 km (12 mil) na sekundę. Prawdziwie międzygwiezdna kometa z taką nadmierną prędkością miałaby ekscentryczność równą 2.
