Soms kan 'n vreemde ster met 'n stert in die naghemel gesien word. Maar dit is nog lank nie 'n ster nie. Dit is 'n komeet. Hierdie verskynsel is in antieke tye deur mense waargeneem. Groot sterte in die ou tyd is beskou as 'n atmosferiese verskynsel. Die voorkoms van 'n komeet word dikwels verklaar as 'n voorbode van groot probleme, oorloë en ongelukke. Die deelname van komete aan atmosferiese verskynsels is deur Brahe ontken. Hy het opgemerk dat die komeet uit 1577 dieselfde plek inneem wanneer dit van verskillende punte waargeneem word, wat sy ligging verder as die maan bewys.
Halley, die beroemde sterrekundige van 1705, kon die beweging van komete verduidelik. Hy het gevind dat komete in paraboliese wentelbane beweeg. Hy word gekrediteer met die bepaling van die wentelbane van 24 komete. Daardeur het hy bepaal dat die komete van 1531, 1607 en 1682 taamlik soortgelyke wentelbane het. Hierdie ontdekking het hom gehelp om tot die gevolgtrekking te kom dat dit dieselfde komeet is, wat met 'n tydperk van 76 jaar die aarde in 'n baie langwerpige baan nader. Hierdie een van die helderste komete is na hom vernoem.
Aanvanklik is komete suiwer visueel ontdek, maar met verloop van tyd het dit vanaf foto's begin oopmaak. In ons tyd word 'n redelik groot aantal komete visueel geopenbaar. Elke nuwe oop komeet kry die naam van die persoon wat dit ontdek het, met die byvoeging van die jaar van ontdekking en 'n reeksnommer onder die komete wat in daardie jaar ontdek is. 'N Redelik klein aantal komete is periodiek, dit wil sê dat dit gereeld binne die sonnestelsel verskyn. Die meeste komete het so 'n langwerpige wentelbaan dat dit naby parabolas is. Die wentelperiode van sulke komete kan tot miljoene jare duur. Hierdie komete beweeg op interstellêre afstande van die son af weg en kan nooit weer terugkeer nie.
Die wentelbane van periodieke komete is minder verleng, daarom het hulle heeltemal verskillende eienskappe. Van die veertig periodieke komete wat in die sonnestelsel waargeneem word, het 35 wentelbane wat minder as 45 grade na die ekliptika se vlak neig. Alleenlik het Halley se komeet 'n wentelbaan groter as 90's. Dit dui daarop dat sy in die teenoorgestelde rigting beweeg. Daar is die sogenaamde Jupiter-familie. Hierdie komete het 'n kort tydperk, dit wil sê tydperke van drie tot tien jaar.
Daar is 'n aanname dat hierdie familie gevorm is as gevolg van die vang van komete deur planete wat voorheen in meer verlengde wentelbane beweeg het. Maar afhangende van die relatiewe posisie van die komeet en Jupiter, kan die wentelbaan van die komeet beide toeneem en afneem. Die wentelbaan van 'n periodieke komeet kan redelik dramatiese veranderings ondergaan. In een geval, 'n komeet wat baie keer naby die aarde verbygaan, miskien as gevolg van die aantrekkingskrag van reuse planete, so verander sy wentelbaan dat dit gevolglik onwaarneembaar word. In ander gevalle, inteendeel, word 'n komeet wat nog nooit voorheen waargeneem is nie, sigbaar as gevolg van 'n verandering in sy wentelbaan as gevolg van sy deurgang naby Jupiter of Saturnus. Maar orbitale veranderings is so skaars. Ten spyte hiervan verander die wentelbane van komete voortdurend. Maar dit is nie net die rede vir die verdwyning van komete nie.
Boonop disintegreer komete redelik vinnig. 'N Voorbeeld hiervan was die komeet Biela. Dit is in 1772 geopen. Daarna is dit drie keer waargeneem, en in 1845 blyk dit dat dit vergroot is, en die volgende jaar is diegene wat dit waarneem, verbaas om in plaas van een, twee komete baie na aan mekaar te sien. By die berekening is gevind dat die komeet 'n jaar gelede gesplete het, maar omdat die komponente daarvan op mekaar geprojekteer is, het hulle dit nie dadelik opgemerk nie. By die volgende waarneming van hierdie komeet was die een deel merkbaar kleiner as die ander, en 'n jaar later het niemand anders dit waargeneem nie. Alhoewel te oordeel aan die meteoorstort wat streng langs die baan van die voormalige komeet loop, is dit veilig om te sê dat dit ineengestort het.
Komeet stert
is ook 'n baie interessante voorwerp. Dit word altyd vanaf die son gerig. As die komeet op 'n aansienlike afstand van die son is, is daar glad nie honderd stert nie. Maar hoe nader dit aan die son kom, hoe groter word die stert. Korpuskulêre strome en ligte druk stoot die komeet se stert van die son af weg. As daar kondens of wolke in die stert is, is dit moontlik om die bewegingsnelheid van die stof waaruit dit bestaan, te meet. Daar is tye dat die snelhede van materie in die stert van 'n komeet eenvoudig enorm is en die swaartekrag van die son honderd keer oorskry. Alhoewel hierdie waarde meer as 'n paar keer nie oorskry word nie.
Vir die gemak is dit gebruiklik om komeetsterte in drie tipes te verdeel:
- Tipe I is sterte met 'n afstotende krag van tien tot honderd keer die son se swaartekrag. Sulke sterte is amper presies van die son af geleë;
- Tipe II - het 'n afstotende krag effens meer as aantrekkingskrag. So 'n stert is effens geboë;
- Tipe III - het 'n sterk geboë stert, wat daarop dui dat die son se swaartekrag afstootliker is.
Dit is nie moontlik om die presiese massa van komete vas te stel nie, omdat dit te klein is om die beweging van die planete op een of ander manier te beïnvloed. Die boonste grens van die komeet se massa is vermoedelik 10 (-4) van die aarde af. Hierdie waarde kan eintlik baie minder wees.
Daar kan tot die gevolgtrekking gekom word dat die digtheid van die stof waaruit die komeet bestaan ook redelik laag is. Die komeet se kern word omring deur 'n baie skaars gasomgewing. Dit self is stewig en is ongeveer een tot dertig kilometer. Dit bestaan uit vlugtige stowwe, maar in 'n vaste toestand. As u die son nader, vind sublimasie van ys plaas, waardeur 'n stert wat vir ons sigbaar is, verskyn.
