dynamik
kometer är vanligtvis i mer excentriska och mer lutande banor än andra kroppar i solsystemet. I allmänhet klassificerades kometer ursprungligen i två dynamiska grupper: kortperiodens kometer med omloppsperioder kortare än 200 år och långperiodens kometer med omloppsperioder längre än 200 år. De kortperiodiska kometerna delades upp i två grupper, Jupiter-familjen kometer med perioder kortare än cirka 20 år och Halley-typ kometer med perioder längre än 20 år men kortare än 200 år. 1996 introducerade den amerikanska astronomen Harold Levison en ny taxonomi som involverade en kvantitet som kallades Tisserand-parametern:
T = aJ/a + 2 1/2 cos i
där a, e och jag är semimajoraxeln, excentriciteten och lutningen av kometens bana respektive aJ är Semimajoraxeln för Jupiters bana. Tisserand-parametern är ungefär konstant för en given kometbana och skapades av den franska astronomen f Jacoblix Tisserand för att känna igen och identifiera återkommande periodiska kometer trots att deras banor hade störts av Jupiter.
Jupiter-familjekometer har Tisserand (T) parametrar mellan 2,0 och 3,0, och Halley-typ och långperiodskometer har T-värden mindre än 2,0. Asteroider har i allmänhet t-värden större än 3,0. Det finns emellertid både några periodiska kometer vars banor har utvecklats till T-värden större än 3 och vissa asteroider med T-värden mindre än 3. Många av de senare har visat sig vara sannolikt utdöda eller inaktiva kometkärnor.
en annan viktig skillnad i de dynamiska grupperna är deras orbital lutningsfördelningar. Jupiter-familjekometer har vanligtvis banor som är blygsamt benägna till ekliptiken (planet för jordens bana), med lutningar upp till cirka 35 kcal. Kometer av Halley-typ kan ha mycket högre lutningar, inklusive retrograde banor som går runt solen i motsatt riktning, men inte helt randomiserade. De långvariga kometerna har helt slumpmässiga lutningar och kan närma sig planetsystemet från alla håll. Som ett resultat, Jupiter-familjen kometer är också kända som “ekliptiska kometer,” medan de lång period kometer är också kända som “nästan isotropa kometer.”
lutningarna i kometiska banor ger viktiga ledtrådar till deras ursprung. Som nämnts ovan visar dynamiska simuleringar att den stora koncentrationen av Jupiter-familjen kometbanor nära ekliptiken endast kan härröra från en utplattad kometkälla. Den källan är Kuiperbältet, en planad skiva av isiga kroppar bortom Neptuns bana och sträcker sig till minst 50 AU från solen. Kuiperbältet är analogt med asteroidbältet och består av isrika kroppar som aldrig haft tillräckligt med tid att bilda sig till en större planet.
mer specifikt kallas källan till Jupiter-familjen kometer spridd disk, Kuiper belt kometer som är i mer lutande och excentriska banor men med perihelia nära Neptunus. Neptun kan gravitationellt sprida kometer från den spridda skivan inåt för att bli Jupiter-familjekometer eller utåt till Oort-molnet.
som beskrivits ovan är källan till de långperiodiska kometerna Oort-molnet, som omger solsystemet och sträcker sig till interstellära avstånd. Nyckeln till att känna igen detta var fördelningen av orbitalenergier, vilket visade att en stor del av de långperiodiska kometerna var i mycket avlägsna banor med semimajoraxlar på ~25 000 AU eller mer. Kometernas banor i Oort-molnet är så avlägsna att de störs av slumpmässiga passande stjärnor och av tidvattenkrafter från den galaktiska skivan. Återigen visar dynamiska simuleringar att Oort-molnet är den enda möjliga förklaringen till det observerade antalet kometer med mycket avlägsna banor som fortfarande är gravitationellt bundna till solsystemet.
Oort molnkometer är i slumpmässiga banor i både lutning och orientering. Det finns dock vissa avvikelser från slumpmässighet som avslöjar vikten av den galaktiska tidvattnet när det gäller att skicka kometer till det synliga området där de kan observeras. Den galaktiska tidvattnet och stjärnstörningarna måste agera tillsammans för att ge ett stabilt flöde av nya långperiodiska kometer.
den allmänna förklaringen till bildandet av kometer i Oort-molnet är att de är isiga planetesimaler från jätteplaneterna. När de bildades spridda de växande jätteplaneterna gravitationellt de återstående planetesimalerna från sina zoner. Det är en ineffektiv process, bara cirka 4 procent av utstötta kometer fångas in i Oort-molnet. De flesta av resten matas ut på hyperboliska banor till interstellärt utrymme.
det är också möjligt att om solen bildades i ett kluster av stjärnor, som de flesta stjärnor gör, kan den ha utbytt kometer med de växande oortmolnen i de närliggande stjärnorna. Det kan vara en betydande bidragsgivare till Oort-molnpopulationen.
källan till Halley-typ kometer med deras mellanliggande lutningar och excentriciteter är fortfarande en fråga om debatt. Både den spridda disken och Oort-molnet har föreslagits som källor. Det kan vara så att förklaringen ligger i en kombination av de två kometreservoarerna.
astronomer har ofta diskuterat förekomsten av interstellära kometer. Endast ett fåtal observerade kometer har hyperboliska banlösningar, och de är alltid bara knappt hyperboliska med excentriciteter upp till ca 1.0575. Det översätter till kometer med överskottshastigheter på ca 1-2 km (0.5-1 mil) per sekund, ett mycket litet och osannolikt värde, med tanke på att solens rörelse i förhållande till de närliggande stjärnorna är cirka 20 km (12 miles) per sekund. En verkligt interstellär komet med den överskottshastigheten skulle ha en excentricitet på 2.
