Navn på kometer i solsystemet. Kometer i solsystemet. Asteroider og kometer har en rekke andre forskjeller fra hverandre

Kometer er delt inn i to hovedklasser avhengig av perioden for deres revolusjon rundt solen

Kometer med perioder på mindre enn 200 år kalles kortperiode, og langperiodekometer med perioder på mer enn 200 år. Nylig var det mulig å observere den lyse langtidsperioden (med en periode på omtrent 4000 år) kometen Hale-Bopp, som først dukket opp i umiddelbar nærhet av Solen.

Navnet på kometen består av navnene på forskerne som oppdaget den i juli 1995. Nå er rundt 700 langtidskometer allerede oppdaget, hvorav omtrent 30 har små perihelavstander og kalles "skrape" kometer. Omtrent en sjettedel av alle kjente langtidskometer er "nye", det vil si at de bare ble observert under én tilnærming til solen. Det er åpenbart at deres beregnede bane viser seg å være åpen (parabolsk), og det er derfor de også kalles parabolsk. Banehellingene til langtidskometer i forhold til ekliptikkplanet er tilfeldig fordelt

Den nederlandske astrofysikeren Jan Oort, etter å ha analysert fordelingen av banene til 19 langtidskometer kjent på den tiden, oppdaget at de semi-hovedaksene til deres primære baner er gruppert mot et område som ligger i avstander på mer enn 200 000 AU. Oort antydet at solsystemet er omgitt av en gigantisk sky av kometlegemer eller isete planetesimaler (ifølge hans estimat, nummerert opp til 10 11 kropper), lokalisert i avstander fra 2 10 4 til 2 10 5 AU. Hvis Oort i 1950 gikk ut fra antagelsen om at disse kroppene ble "kastet" over slike avstander som et resultat av eksplosjonen av en hypotetisk planet (som tidligere visstnok har eksistert på stedet for det moderne hovedasteroidebeltet), så byttet han allerede i 1951 til ideene , sammenfallende med konklusjonene til representanter for Schmidt-skolen, som viste at under veksten av gigantiske planeter (primært Jupiter og Saturn), når de når en tilstrekkelig stor masse, blir gravitasjonsforstyrrelsene deres så sterke at de begynner å bli massivt kaste ut mindre primærlegemer (planetesimaler) fra ringsonene nærmest deres baner. Denne prosessen påvirket ikke bare asteroidebeltet og planetene terrestrisk gruppe, men kunne samtidig lage et reservoar av kometlegemer i periferien av solsystemet, som de kommer fra nå.Denne kometskyen ble senere kjent som «Oort-skyen».

Mer enn 200 kortperiodekometer er nå kjent, og banene deres befinner seg som regel svært nær ekliptikkplanet. Alle kortperiodekometer er medlemmer av forskjellige komet-planetfamilier

Den største slike familien tilhører Jupiter - disse er kometer (omtrent 150 av dem er kjent), hvis aphelion-avstander (fra solen til punktet for størst fjerning) er nær halvhovedaksen til Jupiters bane lik 5,2 AU. Periodene med revolusjon rundt solen for kometer av Jupiter-familien varierer fra 3,3 til 20 år (hvorav de hyppigst observerte er Encke, Tempel-2, Pons-Winnecke, Fay, etc.). Andres store planeter kometfamilien er betydelig mindre: nå er rundt 20 kometer av familien kjent (Tutl, Neuimin-1, Van Biesbrouck, Gale, etc. med revolusjonsperioder rundt solen på 10-20 år), bare noen få kometer av familien Uran (Crommelin, Tempel-Tutl, etc. . med omløpsperioder på 28-40 år) og ca. 10 - familien Neptun (Halley, Olbers, Pons-Brooks, etc. med omløpsperioder på 58-120 år). Det antas at alle disse kortperiodekometene opprinnelig var langtidsperioder, men som et resultat av den langsiktige gravitasjonspåvirkningen på dem store planeter de beveget seg gradvis inn i baner knyttet til de tilsvarende planetene og ble medlemmer av deres kometfamilier.

Det har vist seg at overvekten i antall kometer av Jupiter-familien er en konsekvens av dens betydelig større gravitasjonspåvirkning på disse kroppene sammenlignet med andre planeter (10 ganger større enn påvirkningen fra Saturn og 100 ganger eller mer gravitasjonspåvirkningen av enhver annen planet). Av alle de kjente kortperiodekometene har kometen Encke, et medlem av Jupiter-familien, den korteste revolusjonsperioden rundt solen - 3,3 jordår. Denne kometen har blitt observert maksimalt antall ganger i løpet av dens nære tilnærminger til Solen: 57 ganger over omtrent 190 år. Men fortsatt er den mest kjente i menneskehetens historie Halleys komet, som er en del av Neptun-familien. Det er registreringer av observasjonene hennes som dateres tilbake til 467 f.Kr. e. I løpet av denne tiden passerte den nær solen 32 ganger, gitt at perioden for dens revolusjon rundt solen er 76,08 år.

I mars 1986 nærmet romfartøyene VEGA-1 og VEGA-2 (USSR) og romfartøyet Giotto (European Space Agency) Halleys komet. I det øyeblikket var massen til kometens kjerne nær 6 1011 tonn. Da ble andre ekstremt interessante resultater oppnådd. Det ble oppdaget at kjernen til Halleys komet var en isblokk som lignet en utslitt sko. Størrelsen på denne kroppen langs hovedaksen var omtrent 14 km, og langs de to mindre aksene - omtrent 7,5 km. Kometens kjerne roterer rundt en mindre akse som går gjennom "hælen" med en periode på 53 timer Overflatetemperaturen til kometen på dens avstand er 0,8 AU. fra solen var omtrent lik 360 K eller 87° Celsius

Foto av kjernen til Halleys komet (Giottos apparat)

Overflaten til kometens kjerne viste seg å være veldig mørk og reflekterer bare 4 % av lyset som faller inn på den. Til sammenligning, husk at månens overflate i gjennomsnitt reflekterer 7 %, og overflaten til Mars 16 % av det innfallende lyset. Mest sannsynlig er den iskalde kroppen til kometen dekket med et varmeisolerende lag av ildfaste partikler (metaller, svovel, silisium, deres oksider og andre forbindelser), hvis eksistens Whipple antok i sin modell. Der isen smelter slipper vanndampstråler, karbondioksid og andre gasser sammen med støv ut under skorpen. Det ble beregnet at i det øyeblikket perihelion passerer, mister kometen omtrent 45 tonn gassformige forbindelser og 5-8 tonn støv hvert sekund. Ifølge estimater skal reservene av flyktige stoffer i Halleys komet vare i hundre tusen år. I løpet av denne tiden kan den fortsatt gjøre rundt 1300 omdreininger rundt Solen, og da vil den trolig slå seg sammen med antallet utdødde kometer.

Dette er tidligere kometkjerner som ikke lenger viser noen tegn til kometaktivitet og, i henhold til deres observerbare egenskaper, ikke er forskjellig fra asteroider. Til slutt kollapser kometer, noen av dem gyter en sverm meteoroider- is- og støvpartikler som roterer i samme bane, kalt meteorbyger. Spesielt antas det at "moren" til den mest kjente Perseid-dusjen er kometen Swift-Tuttle. En annen oppsiktsvekkende en i 1999 og 1998, Leonid-dusjen, ble generert av kometen Tempel-Tuttle.

Når jorden går gjennom komethaler ingen effekter, selv de mest små, ble lagt merke til. Bare kometkjerner kan utgjøre en fare for jorden.



KOMET
et lite himmellegeme som beveger seg i det interplanetære rommet og frigjør rikelig gass når de nærmer seg solen. En rekke fysiske prosesser er assosiert med kometer, fra sublimering (tørr fordampning) av is til plasmafenomener. Kometer er restene av dannelsen av solsystemet, et overgangsstadium til interstellar materie. Observasjonen av kometer og til og med oppdagelsen deres blir ofte utført av amatørastronomer. Noen ganger er kometer så lyse at de tiltrekker seg alles oppmerksomhet. Tidligere utseende lyse kometer forårsaket frykt hos mennesker og fungerte som en inspirasjonskilde for kunstnere og tegneserieskapere.
Bevegelse og romlig fordeling. Alle eller nesten alle kometer er komponenter i solsystemet. De, som planetene, adlyder tyngdeloven, men de beveger seg på en helt unik måte. Alle planeter kretser rundt solen i samme retning (som kalles "direkte" i motsetning til "omvendt") i nesten sirkulære baner som ligger omtrent i samme plan (ekliptikken), og kometer beveger seg i både direkte og snu retninger langs svært langstrakte (eksentriske) baner, skråstilt i forskjellige vinkler til ekliptikken. Det er bevegelsens natur som umiddelbart gir bort kometen. Langtidskometer(med en omløpsperiode på mer enn 200 år) kommer fra områder som ligger tusenvis av ganger lenger enn de fjerneste planetene, og banene deres er skråstilt i alle slags vinkler. Kortperiodekometer (perioder på mindre enn 200 år) kommer fra området til de ytre planetene, og beveger seg i en foroverretning i baner som ligger nær ekliptikken. Langt fra solen har kometer vanligvis ikke "haler", men noen ganger har de en knapt synlig "koma" rundt "kjernen"; sammen kalles de "hodet" til kometen. Når det nærmer seg solen, forstørres hodet og en hale vises.
Struktur. I midten av koma er det en kjerne - en solid kropp eller et konglomerat av kropper med en diameter på flere kilometer. Nesten hele kometens masse er konsentrert i kjernen; denne massen er milliarder av ganger mindre enn jordens. Ifølge F. Whipples modell består kometens kjerne av en blanding ulike iser, for det meste vannis blandet med frossen karbondioksid, ammoniakk og støv. Denne modellen bekreftes av både astronomiske observasjoner og direkte målinger fra romfartøy nær kjernene til kometene Halley og Giacobini-Zinner i 1985-1986. Når en komet nærmer seg Solen, varmes kjernen opp og isen sublimerer, d.v.s. fordampe uten å smelte. Den resulterende gassen spres i alle retninger fra kjernen, tar med seg støvpartikler og skaper koma. Vannmolekyler ødelagt av sollys danner en enorm hydrogenkorona rundt kometens kjerne. I tillegg til solattraksjon, virker frastøtende krefter også på det forsjeldne stoffet til en komet, på grunn av hvilket en hale dannes. Nøytrale molekyler, atomer og støvpartikler påvirkes av trykket fra sollys, mens ioniserte molekyler og atomer påvirkes sterkere av trykket fra solvinden. Oppførselen til partiklene som danner halen ble mye klarere etter direkte studier av kometer i 1985-1986. Plasmahalen, som består av ladede partikler, har en kompleks magnetisk struktur med to områder med forskjellig polaritet. På siden av komaen som vender mot solen, dannes det en frontal sjokkbølge som viser høy plasmaaktivitet.

Selv om halen og koma inneholder mindre enn en milliondel av kometens masse, kommer 99,9 % av lyset fra disse gassformasjonene, og bare 0,1 % fra kjernen. Faktum er at kjernen er veldig kompakt og har også en lav refleksjonskoeffisient (albedo). Partiklene som går tapt av kometen beveger seg i sine baner og, når de kommer inn i atmosfæren til planetene, forårsaker dannelsen av meteorer ("stjerneskudd"). De fleste meteorene vi observerer er assosiert med kometpartikler. Noen ganger er ødeleggelsen av kometer mer katastrofal. Kometen Bijela, oppdaget i 1826, delte seg i to deler foran observatører i 1845. Da denne kometen sist ble sett i 1852, var delene av kjernen millioner av kilometer unna hverandre. Kjernefysisk fisjon varsler vanligvis fullstendig oppløsning av en komet. I 1872 og 1885, da Bijelas komet, hvis ingenting hadde skjedd med den, ville ha krysset jordens bane, ble det observert uvanlig kraftige meteorregn.
se også
METEOR ;
METEORITTT. Noen ganger blir kometer ødelagt når de nærmer seg planeter. Den 24. mars 1993, ved Mount Palomar Observatory i California, oppdaget astronomene K. og Y. Shoemaker sammen med D. Levy en komet med en allerede ødelagt kjerne nær Jupiter. Beregninger viste at den 9. juli 1992 passerte Shoemaker-Levy-9-kometen (dette er den niende kometen de oppdaget) nær Jupiter i en avstand på halvparten av planetens radius fra overflaten og ble revet i stykker av tyngdekraften til mer. enn 20 deler. Før ødeleggelsen var radiusen til kjernen ca. 20 km.

Tabell 1.
HOVEDGASSKOMPONENTER PÅ KOMETER

Fragmentene av kometen strakte seg ut i en kjede og beveget seg bort fra Jupiter i en langstrakt bane, og i juli 1994 nærmet de seg den igjen og kolliderte med den overskyede overflaten til Jupiter.
Opprinnelse. Kometkjerner er restene av hovedstoffet i solsystemet, som utgjorde den protoplanetariske skiven. Derfor hjelper studien deres med å gjenopprette bildet av dannelsen av planeter, inkludert jorden. I prinsippet kan noen kometer komme til oss fra interstellart rom, men så langt er ikke en eneste slik komet identifisert pålitelig.
Gasssammensetning. I tabellen Tabell 1 viser hovedgasskomponentene til kometer i synkende rekkefølge etter innholdet. Bevegelsen av gass i halene til kometer viser at den er sterkt påvirket av ikke-gravitasjonskrefter. Gløden fra gassen eksiteres av solstråling.
BANNER OG KLASSIFISERING
For å forstå denne delen bedre, anbefaler vi at du leser følgende artikler:
HIMLEMEKANIKK;
KONISKE SNITT;
ORBIT;
SOLSYSTEMET .
Bane og hastighet. Bevegelsen til kometens kjerne bestemmes fullstendig av solens tiltrekning. Formen på en kometbane, som alle andre kropper i solsystemet, avhenger av hastigheten og avstanden fra solen. Gjennomsnittshastigheten til et legeme er omvendt proporsjonal med kvadratroten av dens gjennomsnittlige avstand til solen (a). Hvis hastigheten alltid er vinkelrett på radiusvektoren rettet fra solen til kroppen, så er banen sirkulær, og hastigheten kalles sirkulær hastighet (vc) i en avstand a. Rømningshastigheten fra solens gravitasjonsfelt langs en parabolsk bane (vp) er flere ganger større enn sirkulærhastigheten på denne avstanden. Hvis kometens hastighet er mindre enn vp, beveger den seg rundt solen i en elliptisk bane og forlater aldri solsystemet. Men hvis hastigheten overstiger vp, beveger den seg rundt solen i en elliptisk bane og forlater aldri solsystemet. Men hvis hastigheten overstiger vp, passerer kometen Solen én gang og forlater den for alltid, og beveger seg langs en hyperbolsk bane. Figuren viser de elliptiske banene til de to kometene, samt de nesten sirkulære banene til planetene og en parabolsk bane. I avstanden som skiller jorden fra solen er sirkelhastigheten 29,8 km/s, og parabolhastigheten er 42,2 km/s. Nær jorden er hastigheten til kometen Encke 37,1 km/s, og hastigheten til kometen Halley er 41,6 km/s; Dette er grunnen til at kometen Halley går mye lenger fra solen enn kometen Encke.

Klassifisering av kometbaner. De fleste kometer har elliptiske baner, så de tilhører solsystemet. Riktignok er dette for mange kometer svært langstrakte ellipser, nær en parabel; langs dem beveger kometer seg bort fra solen veldig langt og lenge. Det er vanlig å dele de elliptiske banene til kometer i to hovedtyper: kort periode og lang periode (nesten parabolsk). Omløpstiden regnes for å være 200 år.
ROMLIG DISTRIBUSJON OG OPPRINNELSE
Nesten parabolske kometer. Mange kometer tilhører denne klassen. Siden deres omløpsperiode er millioner av år, vises bare en ti tusendel av dem i nærheten av Solen i løpet av et århundre. På 1900-tallet observert ca. 250 slike kometer; derfor er det millioner av dem totalt. I tillegg kommer ikke alle kometer nær nok Solen til å bli synlige: Hvis periheliumet (punktet nærmest Solen) til kometens bane ligger utenfor Jupiters bane, er det nesten umulig å legge merke til det. Med dette i betraktning, foreslo Jan Oort i 1950 at rommet rundt solen i en avstand på 20-100 tusen AU. (astronomiske enheter: 1 AU = 150 millioner km, avstand fra Jorden til Solen) er fylt med kometkjerner, hvor antallet er estimert til 1012, og den totale massen er 1-100 jordmasser. Den ytre grensen til Oorts "kometsky" bestemmes av det faktum at på denne avstanden fra solen er bevegelsen til kometer betydelig påvirket av tiltrekningen av nabostjerner og andre massive objekter (se nedenfor). Stjerner beveger seg i forhold til solen, deres forstyrrende innflytelse på kometer endres, og dette fører til utviklingen av kometbaner. Så ved en tilfeldighet kan en komet havne i en bane som passerer nær Solen, men ved neste omdreining vil banen endre seg litt, og kometen vil passere bort fra Solen. Men i stedet for det, vil «nye» kometer stadig falle fra Oort-skyen og inn i nærheten av Solen.
Korttidskometer. Når en komet passerer nær Solen, varmes kjernen opp og isen fordamper, og danner gasskoma og hale. Etter flere hundre eller tusenvis av slike flyvninger er det ingen smeltbare stoffer igjen i kjernen, og den slutter å være synlig. For korttidskometer som regelmessig nærmer seg solen, betyr dette at populasjonene deres bør bli usynlige om mindre enn en million år. Men vi observerer dem, derfor kommer det stadig påfyll fra "friske" kometer. Etterfylling av korttidskometer skjer som et resultat av at de "fanges" av planeter, hovedsakelig Jupiter. Det ble tidligere antatt at langtidskometer som kom fra Oort-skyen ble fanget, men det antas nå at kilden deres er en kometskive kalt "den indre Oort-skyen." I prinsippet har ideen om Oort-skyen ikke endret seg, men beregninger har vist at tidevannspåvirkningen fra galaksen og påvirkningen av massive skyer av interstellar gass burde ødelegge den ganske raskt. En kilde til påfyll er nødvendig. En slik kilde anses nå for å være den indre Oort-skyen, som er mye mer motstandsdyktig mot tidevannspåvirkninger og inneholder en størrelsesorden flere kometer enn den ytre skyen forutsagt av Oort. Etter hver tilnærming av solsystemet til en massiv interstellar sky, spres kometer fra den ytre Oort-skyen ut i det interstellare rommet, og de erstattes av kometer fra den indre skyen. Overgangen til en komet fra en nesten parabolsk bane til en kortperiodebane skjer når den innhenter planeten bakfra. Vanligvis krever å fange en komet inn i en ny bane flere passeringer gjennom planetsystemet. Den resulterende banen til en komet har vanligvis lav helning og høy eksentrisitet. Kometen beveger seg langs den i en foroverretning, og apheliumet i dens bane (punktet lengst fra Solen) ligger nær banen til planeten som fanget den. Disse teoretiske betraktningene bekreftes fullt ut av statistikken over kometbaner.
Ikke-gravitasjonskrefter. Gassformige sublimeringsprodukter utøver reaktivt trykk på kometens kjerne (ligner på rekylen til en pistol når den avfyres), noe som fører til utviklingen av banen. Den mest aktive utstrømningen av gass skjer fra den oppvarmede "ettermiddags"-siden av kjernen. Derfor faller ikke retningen til trykkkraften på kjernen sammen med retningen til solstråler og soltyngdekraften. Hvis den aksiale rotasjonen av kjernen og dens orbitale omdreining skjer i samme retning, akselererer trykket til gassen som helhet kjernens bevegelse, noe som fører til en økning i banen. Hvis rotasjon og sirkulasjon skjer i motsatte retninger, bremses kometens bevegelse og banen forkortes. Hvis en slik komet opprinnelig ble fanget av Jupiter, er banen etter en tid helt i området til de indre planetene. Dette er sannsynligvis det som skjedde med kometen Encke.
Kometer som berører solen. En spesiell gruppe korttidskometer består av kometer som "beiter" solen. De ble sannsynligvis dannet for tusenvis av år siden som et resultat av tidevannsødeleggelsen av en stor kjerne, minst 100 km i diameter. Etter den første katastrofale tilnærmingen til Solen dannet fragmenter av kjernen ca. 150 omdreininger, fortsetter å falle fra hverandre. Tolv medlemmer av denne familien av Kreutz-kometer ble observert mellom 1843 og 1984. Opprinnelsen deres kan være relatert til stor komet, som Aristoteles så i 371 f.Kr.

Halleys komet. Dette er den mest kjente av alle kometer. Det har blitt observert 30 ganger siden 239 f.Kr. Oppkalt til ære for E. Halley, som, etter at kometen dukket opp i 1682, beregnet dens bane og spådde dens retur i 1758. Omløpsperioden til Halleys komet er 76 år; den dukket opp sist i 1986 og vil neste gang bli observert i 2061. I 1986 ble den studert på nært hold av 5 interplanetariske sonder - to japanske (Sakigake og Suisei), to sovjetiske (Vega-1 og Vega-1). 2") og en europeisk ("Giotto"). Det viste seg at kometens kjerne er potetformet, ca. 15 km og bredde ca. 8 km, og overflaten er "svartere enn kull." Den kan være dekket med et lag med organiske forbindelser, for eksempel polymerisert formaldehyd. Mengden støv nær kjernen viste seg å være mye høyere enn forventet. Se også HALLEY, EDMUND.

Kometen Encke. Denne svake kometen var den første som ble inkludert i kometfamilien Jupiter. Perioden på 3,29 år er den korteste blant kometer. Banen ble først beregnet i 1819 av den tyske astronomen I. Encke (1791-1865), som identifiserte den med kometer observert i 1786, 1795 og 1805. Kometen Encke er ansvarlig for meteor regn Taurider, observert årlig i oktober og november.

Kometen Giacobini-Zinner. Denne kometen ble oppdaget av M. Giacobini i 1900 og gjenoppdaget av E. Zinner i 1913. Dens periode er 6,59 år. Det var med den den 11. september 1985 først nærmet seg romsonden "International Cometary Explorer", som passerte gjennom halen på kometen i en avstand på 7800 km fra kjernen, takket være hvilke data ble innhentet om plasmakomponenten av halen. Denne kometen er assosiert med Jacobinids (Draconids) meteorregn.
KOMETER FYSIKK
Kjerne. Alle manifestasjoner av en komet er på en eller annen måte forbundet med kjernen. Whipple antydet at kometens kjerne var et fast legeme som hovedsakelig består av vannis med støvpartikler. Denne "skitne snøballen"-modellen forklarer enkelt de mange passasjene av kometer nær solen: med hver passasje fordamper et tynt overflatelag (0,1-1% av den totale massen) og den indre delen av kjernen bevares. Kanskje er kjernen et konglomerat av flere "kometesimaler", hver ikke mer enn en kilometer i diameter. En slik struktur kan forklare oppløsningen av kjerner, som observert med Comet Biela i 1845 eller Comet West i 1976.
Skinne. Observert glans opplyst av solen himmellegeme med en konstant overflate varierer omvendt med kvadratene på dens avstander fra observatøren og fra solen. Imidlertid spres sollys hovedsakelig av kometens gass- og støvskall, hvis effektive areal avhenger av hastigheten på issublimering, og det igjen av varmestrømmen som inntreffer på kjernen, som i seg selv varierer omvendt med kvadratet av avstanden til solen. Derfor bør lysstyrken til kometen variere i omvendt proporsjon med fjerde potens av avstanden til solen, noe som bekreftes av observasjoner.
Kjernestørrelse. Størrelsen på kometkjernen kan estimeres fra observasjoner på et tidspunkt da den er langt fra solen og ikke innhyllet i en gass- og støvkonvolutt. I dette tilfellet reflekteres lys bare av den faste overflaten av kjernen, og dens tilsynelatende lysstyrke avhenger av tverrsnittsarealet og reflektansen (albedo). Albedoen til kjernen til kometen Halley viste seg å være svært lav - ca. 3 %. Hvis dette er typisk for andre kjerner, ligger diametrene til de fleste av dem i området fra 0,5 til 25 km.
Sublimering. Overgangen av materie fra fast til gassform er viktig for kometenes fysikk. Målinger av lysstyrke- og emisjonsspektra til kometer har vist at smeltingen av hovedisene begynner i en avstand på 2,5-3,0 AU, slik det skal være hvis isen hovedsakelig er vann. Dette ble bekreftet ved å studere kometene Halley og Giacobini-Zinner. Gassene som først observeres når kometen nærmer seg solen (CN, C2) er sannsynligvis oppløst i vannis og danner gasshydrater (klatrater). Hvordan denne "sammensatte" isen vil sublimere avhenger i stor grad av vannisens termodynamiske egenskaper. Sublimering av støv-isblandingen skjer i flere stadier. Strømmer av gass og små og luftige støvpartikler plukket opp av dem forlater kjernen, siden tiltrekningen på overflaten er ekstremt svak. Men gasstrømmen fører ikke bort tette eller sammenkoblede tunge støvpartikler, og det dannes en støvskorpe. Da varmer solstrålene opp støvlaget, varmen passerer inn, isen sublimerer, og gassstrømmer bryter gjennom og bryter støvskorpen. Disse effektene ble tydelige under observasjonen av Halleys komet i 1986: sublimering og utstrømning av gass skjedde bare i noen få områder av kometens kjerne som ble opplyst av solen. Det er sannsynlig at is ble eksponert i disse områdene, mens resten av overflaten var dekket med skorpe. Den frigjorte gassen og støvet danner de observerbare strukturene rundt kometens kjerne.
Koma. Støvkorn og gass av nøytrale molekyler (tabell 1) danner et nesten sfærisk koma av kometen. Vanligvis strekker koma seg fra 100 tusen til 1 million km fra kjernen. Lett trykk kan deformere koma, og strekke den i en anti-solar retning.
Hydrogen korona. Siden kjerneisene hovedsakelig er vann, inneholder koma hovedsakelig H2O-molekyler. Fotodissosiasjon bryter ned H2O til H og OH, og deretter OH til O og H. De raskt bevegelige hydrogenatomene flyr langt fra kjernen før de blir ionisert, og danner en korona, hvis tilsynelatende størrelse ofte overstiger solskiven.
Hale og relaterte fenomener. Halen på en komet kan bestå av molekylært plasma eller støv. Noen kometer har begge typer haler. Støvhalen er vanligvis jevn og strekker seg millioner og titalls millioner kilometer. Den er dannet av støvkorn som kastes bort fra kjernen i antisolar retning av sollystrykket, og har en gulaktig farge fordi støvkornene rett og slett sprer sollys. Strukturene til støvhalen kan forklares med ujevnt utbrudd av støv fra kjernen eller ødeleggelse av støvkorn. Plasmahalen, titalls eller til og med hundrevis av millioner kilometer lang, er en synlig manifestasjon av det komplekse samspillet mellom kometen og solvinden. Noen molekyler som forlater kjernen blir ionisert av solstråling, og danner molekylære ioner (H2O+, OH+, CO+, CO2+) og elektroner. Dette plasmaet hindrer bevegelsen av solvinden, som er gjennomsyret av et magnetfelt. Når kometen treffer kometen, vikler feltlinjene seg rundt den, tar form av en hårnål og skaper to områder med motsatt polaritet. Molekylære ioner fanges opp i denne magnetiske strukturen og danner en synlig plasmahale i dens sentrale, tetteste del, som har en blå farge på grunn av spektralbåndene til CO+. Solvindens rolle i dannelsen av plasmahaler ble etablert av L. Bierman og H. Alfven på 1950-tallet. Deres beregninger bekreftet målinger fra romfartøyer som fløy gjennom halene til kometene Giacobini-Zinner og Halley i 1985 og 1986. Andre fenomener med interaksjon med solvinden, som treffer kometen med en hastighet på ca. 400 km/s og danner en sjokkbølge foran den, der vinden og komethodet blir komprimert. Prosessen med "fangst" spiller en viktig rolle; dens essens er at kometens nøytrale molekyler fritt trenger inn i solvindstrømmen, men umiddelbart etter ionisering begynner de å aktivt samhandle med magnetfeltet og akselereres til betydelige energier. Det er sant at noen ganger observeres veldig energiske molekylære ioner som er uforklarlige fra synspunktet til den angitte mekanismen. Fangstprosessen eksiterer også plasmabølger i det gigantiske volumet av rom rundt kjernen. Observasjonen av disse fenomenene er av grunnleggende interesse for plasmafysikk. "halebruddet" er et fantastisk syn. Som kjent er plasmahalen i normal tilstand forbundet med kometens hode med et magnetfelt. Imidlertid bryter halen ofte vekk fra hodet og henger etter, og en ny dannes i stedet. Dette skjer når en komet passerer grensen til områder av solvinden med et motsatt rettet magnetfelt. I dette øyeblikket omorganiseres den magnetiske strukturen til halen, som ser ut som et brudd og dannelsen av en ny hale. Den komplekse topologien til magnetfeltet fører til akselerasjon av ladede partikler; Dette kan forklare utseendet til de raske ionene nevnt ovenfor.
Kollisjoner i solsystemet. Fra det observerte antallet og orbitalparametrene til kometer, beregnet E. Epic sannsynligheten for kollisjoner med kjernene til kometer av forskjellige størrelser (tabell 2). I gjennomsnitt én gang hvert 1,5 milliard år har jorden en sjanse til å kollidere med en kjerne med en diameter på 17 km, og dette kan fullstendig ødelegge liv i et område som tilsvarer området Nord Amerika. I løpet av de 4,5 milliarder årene av jordens historie, kunne dette ha skjedd mer enn én gang. Mindre katastrofer forekommer mye oftere: i 1908 kom sannsynligvis en kjerne inn i atmosfæren og eksploderte over Sibir liten komet, forårsaker skoglosjering over et stort område.