Kuyrukluyıldız

Kuyruklu yıldız ya da kirlikartopu, Güneş’in yakınından geçerken ısınarak gaz açığa çıkarmaya başlayan, buzlu, küçük Güneş Sistemi cisimleridir. Bu gaz çıkışı, görünür bir atmosfer veya koma ve bazen de bir oluşturur. Bu fenomenler, kuyruklu yıldızın çekirdeğine etki eden güneş radyasyonu ve güneş rüzgarı etkilerinden kaynaklanır. Kuyruklu yıldız çekirdek’lerinin büyüklüğü, birkaç yüz metreden ile onlarca kilometreye kadar değişir ve gevşek buz (su ve donmuş gazlar), kozmik toz ve küçük kayalık parçacıklardan oluşur. Kuyruk bir astronomik birim ötesine uzanabilirken, koma Dünya'nın çapının 15 katına kadar çıkabilir. Yeterince parlaksa, teleskop yardımı olmadan Dünya'dan kuyruklu yıldız görülebilir ve gökyüzünde 30°'lik (60 Ay) bir alt açı yayı olabilir. Kuyruklu yıldızlar eski çağlardan beri birçok kültür ve din tarafından gözlemlenmiş ve kaydedilmiştir.

Kuyruklu yıldızlar – çekirdek, koma ve :

• Üstte: (impactor çarpışması: Deep Impact) ve (67P/Churyumov–Gerasimenko) (Rosetta)
• Ortada: (17P/Holmes) ve onun mavi iyonize kuyruğu ve Stardust tarafından ziyaret edilen (81P/Wild)
• Altta: 1997 yılında Dünya'dan görülen Hale–Bopp ve Dünya yörüngesinden görüntülenen

Hale Bopp kuyruklu yıldızı

İsimlerinde yer almasına rağmen yıldız değildirler.

Güneş Sistemi'nin diğer küçük cisimlerinin aksine, kuyruklu yıldızlar antik çağlardan beri bilinmektedir. Çin kayıtlarına göre Halley kuyruklu yıldızı MÖ 240 yılından beri tanınmaktadır. Temmuz 2019 itibarıyla bilinen 6,619 kuyruklu yıldız bulunmakta ve yeni keşiflerle bu sayı sürekli artmaktadır.

Fiziksel özellikler

Bir kuyruklu yıldızın fiziksel özelliklerini gösteren diyagram. a) Çekirdek, b) Koma, c) Gaz/İyon kuyruğu, d) Toz kuyruğu, e) Hidrojen zarfı, f) Kuyruklu yıldızın hareketi, g) Güneş yönü.

Çekirdek

Uzay aracı uçuşunda görüntülenen (103P/Hartley) çekirdeği. Çekirdeğin uzunluğu yaklaşık 2 km'dir.

Kuyruklu yıldızın katı, çekirdek yapısı çekirdek olarak bilinir. Kuyruklu yıldız çekirdekleri kaya, toz, su buzu ve donmuş karbon dioksit, karbon monoksit, metan ve amonyak karışımından oluşur. Bu nedenle, 'ın modelinden sonra halk arasında "kirli kartopu" olarak tanımlanırlar. Daha çok tozlu kuyruklu yıldızlara "buzlu kir topları" denir. "Buzlu kir topları" terimi, Temmuz 2005'te NASA Deep Impact misyonu tarafından gönderilen "çarpıcı" sonda ile Comet 9P/Tempel 1 çarpışmasının gözlemlenmesinden sonra ortaya çıktı. 2014 yılında yapılan araştırmalar, kuyruklu yıldızların "" gibi olduklarını yani yüzeylerinin organik bileşik'lerle karıştırılmış yoğun kristal buzdan oluştuğunu, iç kısmındaki buzunsa daha soğuk ve daha az yoğun olduğunu ortaya koyar.

Çekirdeğin yüzeyi genellikle kuru, tozlu veya kayalıktır, bu da buzların birkaç metre kalınlığındaki bir yüzey kabuğunun altında gizlendiğini gösterir. Daha önce bahsedilen gazlara ek olarak, çekirdekler, metanol, hidrojen siyanür, formaldehit, etanol, etan gibi ve belki de uzun zincirli hidrokarbonlar ve amino asitleri gibi daha karmaşık molekülleri olan çeşitli organik bileşikler içerir. 2009 yılında NASA'nın Stardust görevi tarafından alınmış kuyruklu yıldız tozunda amino asidin glisin bulunduğu doğrulandı. Ağustos 2011'de NASA çalışmalarına göre Dünya'daki meteoritlerin DNA ve RNA bileşenlerin (adenin, guanin ve ilgili organik moleküller) asteroid'ler ve kuyruklu yıldızlar üzerinde oluşmuş olabileceğine dair bir rapor yayınlandı.

(Borrelly kuyruklu yıldızı) jetler sergiler ancak yüzey buzu yoktur.

Kuyruklu yıldız çekirdeklerinin dış yüzeylerinin çok az albedo'su vardır, bu da onları Güneş Sistemi'nde bulunan en az yansıtıcı nesnelerden biri yapar. Giotto uzay sondası, Halley Kuyruklu Yıldızı (1P/Halley) çekirdeğinin üzerine düşen ışığın yaklaşık yüzde dördünü yansıttığını buldu, ve Deep Space 1, (Borrelly kuyruklu yıldızı)'nın yüzeyinin %3.0'dan daha az yansıttığını keşfetti; karşılaştırıldığında, asfalt bile ışığın yüzde yedisini yansıtır. Çekirdeğin karanlık yüzey malzemesi karmaşık organik bileşiklerden oluşabilir. Güneş enerjisiyle ısıtma daha hafif uçucu bileşikleri uzaklaştırarak geride katran veya ham petrol gibi çok karanlık olma eğiliminde olan daha büyük organik bileşikler bırakır. Kuyruklu yıldız yüzeylerinin düşük yansıtıcılığı onların gaz çıkışı süreçlerini yönlendiren ısıyı emmelerine neden olur. Yarıçapları 30 kilometre (19 mi)'ye kadar olan kuyruklu yıldız çekirdekleri gözlemlendi ancak tam boyutlarını belirlemek zordur.(322P/SOHO)'nun çekirdeği muhtemelen yalnızca 100-200 metre (330-660 ft) çapındadır. Aletlerin artan hassasiyetine rağmen tespit edilen daha küçük kuyruklu yıldızların olmaması, bazılarının 100 metre (330 ft) çapından daha küçük kuyruklu yıldızların gerçek bir eksikliği olduğunu öne sürmesine neden oldu. Bilinen kuyruklu yıldızların ortalama yoğunluğunun 0,6 g/cm³ (0,35 oz/cu in) olduğu tahmin edilmektedir. Az kütleleri nedeniyle kuyruklu yıldız çekirdekleri kendi yerçekimleri nedeniyle küresel hale gelmez ve bu nedenle düzensiz şekillidirler.

(81P/Wild) Kuyruklu yıldızı aydınlık ve karanlık tarafta jetler, keskin bir boşalma sergiler ve kurudur.

Dünyaya yakın asteroit'lerin yaklaşık yüzde altısının 14827 Hypnos ve 3552 Don Kişot dahil artık gaz çıkışı yaşamayan soyu tükenmiş kuyruklu yıldız çekirdekleri olduğu düşünülür.

Rosetta ve Philae uzay araçlarında elde edilen sonuçlar (67P/Churyumov–Gerasimenko) çekirdeğinin manyetik olmadığını gösterir. Bu, manyetizmanın gezegenimsi'lerin erken oluşumunda bir rol oynamamış olabileceğini düşündürür. Ayrıca Rosetta üzerindeki (ALICE spektrografı), daha önce düşünüldüğü gibi Güneş'ten gelen fotonların değil, su moleküllerinin güneş radyasyonu ile fotoiyonizasyonundan üretilen elektronların (kuyruklu yıldız çekirdeğinin 1 km (0.62 mi) üzerinde) suyun bozulmasından ve kuyruklu yıldızın çekirdeğinden komaya salınan karbondioksit moleküllerinden sorumlu olduğunu belirledi.

"Philae" uzay aracındaki aletler, kuyruklu yıldızın yüzeyinde en az on altı organik bileşik buldu, bunlardan dördü (asetamid, aseton, ve ) İlk defa bir kuyruklu yıldızda belirlendi.

Bazı kuyruklu yıldızların özellikleri

Ad	Ölçüler (km)	Yoğunluk (g/cm^3)	kütle (kg)! Kaynaklar
Halley kuyruklu yıldızı	15 × 8 × 8	0.6	3×10^14
Tempel 1	7.6 × 4.9	0.62	7.9×10^13
(19P/Borrelly)	8 × 4 × 4	0.3	2.0×10^13
(81P/Wild)	5.5 × 4.0 × 3.3	0.6	2.3×10^13
(67P/Churyumov–Gerasimenko)	4.1 × 3.3 × 1.8	0.47	1.0×10^13

Kuyruklu yıldız saçı (Koma)

Hubble ISON kuyruklu yıldızı'nın günberisinden kısa süre önceki görüntüsü.

Bu şekilde salınan toz ve gaz akışları, kuyruklu yıldızın etrafında "koma" adı verilen devasa ve son derece ince bir atmosfer oluşturur. Güneş'in radyasyon basıncı ve güneş rüzgarı tarafından komaya uygulanan kuvvet, Güneş'ten uzağa doğru muazzam bir "kuyruk" oluşmasına neden olur. Koma genellikle su ve tozdan ve kuyruklu yıldız Güneş'e 3 ila 4 astronomik birim (450,000,000 ila 600,000,000 km; 280,000,000 ila 370,000,000 mi) uzaklıktayken çekirdekten dışarı akan uçucuların %90'ını oluşturan sudan oluşur. H₂O kaynak molekülü esasen fotoliz ve çok daha küçük ölçüde fotoiyonizasyon yoluyla yok edilir; fotokimya ile karşılaştırıldığında güneş rüzgarı suyun yok edilmesinde küçük bir rol oynar. Daha büyük toz parçacıkları kuyruklu yıldızın yörüngesi boyunca bırakılırken daha küçük parçacıklar ışık basıncı ile Güneş'ten kuyruklu yıldızın kuyruğuna doğru itilir.

Kuyruklu yıldızların katı çekirdeği genellikle 60 kilometre (37 mi) çapından daha az olmasına rağmen, koma binlerce hatta milyonlarca kilometre boyunda olabilir ve bazen Güneş'ten de daha büyüktür. Örneğin, Ekim 2007'deki patlamadan yaklaşık bir ay sonra, (17P/Holmes) kuyruklu yıldızı kısa süreliğine Güneş'ten daha büyük, belirsiz bir toz atmosferine sahip oldu.1811 Büyük Kuyruklu Yıldızı da kabaca Güneş'in çapı kadar bir komaya sahipti. Koma oldukça büyük olabilse de Güneş'ten 15 astronomik birim (2,2×10⁹ km; 1,4×10⁹ mi) civarındaki Mars yörüngesini geçtiği zaman boyutu küçülebilir. Bu mesafede güneş rüzgarı, gaz ve tozu komadan uzaklaştıracak kadar güçlenir ve bunu yaparken kuyruğu genişletir. İyon kuyruklarının bir astronomik birimi (150 milyon km) veya daha fazla uzattığı gözlemlenmiştir.

C/2006 W3 (Chistensen) yayan karbon gazı (IR görüntüsü)

Hem koma hem de kuyruk Güneş tarafından aydınlatılır ve kuyruklu yıldız iç Güneş Sisteminden geçtiğinde görünür hale gelebilir, gazlar iyonizasyondan parlarken toz güneş ışığını doğrudan yansıtır. Kuyruklu yıldızların çoğu teleskop yardımı olmadan görülemeyecek kadar soluktur ancak her on yılda bir birkaç tanesi çıplak gözle görülebilecek kadar parlaklaşır. Bazen bir kuyruklu yıldız büyük ve ani bir gaz ve toz patlaması yaşayabilir ve bu sırada koma boyutu bir süreliğine büyük ölçüde artar. Bu, 2007'de (Holmes kuyruklu yıldızı)'na oldu.

1996'da kuyruklu yıldızların X-ışın'ları yaydıkları bulundu. Bu, gök bilimcileri büyük ölçüde şaşırttı çünkü X-ışını emisyonu genellikle çok yüksek sıcaklık cisimleri ile ilişkilidir. X-ışınları kuyruklu yıldızlar ve güneş rüzgarı arasındaki etkileşim tarafından üretilir: çok yüklü güneş rüzgar iyonları kuyruklu yıldız atmosferi boyunca uçarken, "şarj değişimi" denilen işlemle atomdan bir veya daha çok elektronu "çalarak" kuyruklu yıldız atomları ve molekülleriyle çarpışırlar. Güneş rüzgar iyonuna bir elektronun bu değiş tokuşunu veya transferini, X-ışınları ve uzak ultraviyole fotonların emisyonu ile iyonun temel durumuna uyarılması izler.

Yay şoku

Yay şok'ları, komadaki gazların iyonlaşmasıyla oluşan güneş rüzgarı ile kuyruklu yıldız iyonosferi arasındaki etkileşimin sonucunda oluşur. Kuyruklu yıldız Güneş'e yaklaştıkça artan gaz çıkışı oranları komanın genişlemesine neden olur ve güneş ışığı komadaki gazları iyonize eder. Güneş rüzgarı bu iyon komasından geçtiğinde yay şoku ortaya çıkar.

İlk gözlemler 1980'lerde ve 90'larda birkaç uzay aracı (21P/Giacobini-Zinner), 1P/Halley, ve tarafından uçarken yapıldı. Daha sonra kuyruklu yıldızlardaki pruva şoklarının, örneğin Dünya'da görülen keskin gezegen pruva şoklarından daha geniş ve daha kademeli olduğu bulundu. Bu gözlemlerin tümü, yay şokları zaten tam olarak geliştirildiğinde günberi yakınında yapıldı.

Rosetta uzay aracı, kuyruklu yıldızın Güneş'e doğru yolculuğu sırasında gaz çıkışı arttığında, yay şoku gelişiminin erken bir aşamasında (67P/Churyumov–Gerasimenko) kuyruklu yıldızındaki yay şokunu gözlemledi. Bu genç yay şokuna "bebek yay şoku" adı verildi. Bebek yay şoku asimetriktir ve çekirdeğe olan mesafeye göre tam gelişmiş yay şoklarından daha geniştir.

Kuyruklar

Güneş'e yakın bir kuyruklu yıldızın yörüngesi sırasında tipik kuyruk yönü

Dış Güneş Sisteminde kuyruklu yıldızlar donmuş ve hareketsiz kalır ve küçük boyutları nedeniyle Dünya'dan tespit edilmesi son derece zor veya imkansızdırlar. Kuiper kuşağı içindeki etkin olmayan kuyruklu yıldız çekirdeklerinin istatistiksel tespitleri Hubble Uzay Teleskobu tarafından yapılan gözlemlerden bildirilmiştir ancak bu tespitler sorgulanmıştır. Kuyruklu yıldız iç Güneş Sistemine yaklaştıkça güneş radyasyonu kuyruklu yıldızın içindeki uçucu maddelerin buharlaşmasına ve çekirdekten dışarı akmasına neden olarak tozu da beraberinde taşır.

Toz ve gaz akışlarının her biri biraz farklı yönlere işaret eden kendi ayrı kuyruğunu oluşturur. Toz kuyruğu, kuyruklu yıldızın yörüngesinde genellikle II. tip veya toz kuyruk adı verilen kavisli bir kuyruk oluşturacak şekilde geride bırakılır. Aynı zamanda iyon veya tip I kuyruk, gazlardan oluşur, her zaman doğrudan Güneş'ten uzağı işaret eder çünkü bu gaz güneş rüzgarından tozdan daha güçlü etkilenir, yörünge yolundan ziyade manyetik alan çizgilerini izler. Bazı durumlarda, örneğin Dünya bir kuyruklu yıldızın yörünge düzleminden geçtiğinde, iyon ve toz kuyruklarının tersi yönü gösteren karşıkuyruk görülebilir.

, toz kuyruğu ve güneş rüzgarınca oluşturulan iyon gazı kuyruğunu gösteren bir kuyruklu yıldız diyagramı.

Anti-kuyrukların gözlemlenmesi, güneş rüzgarının keşfine önemli ölçüde katkıda bulundu. İyon kuyruğu, komadaki parçacıkların güneş morötesi radyasyonu ile iyonlaşması sonucu oluşur. Parçacıklar iyonize edildikten sonra, net pozitif elektrik yüküne ulaşırlar ve bu da kuyruklu yıldızın çevresinde "indüklenmiş manyetosfer" oluşmasına neden olur. Kuyruklu yıldız ve indüklenen manyetik alanı, dışarı doğru akan güneş rüzgarı parçacıklarına engel oluşturur. Kuyruklu yıldızın ve güneş rüzgarının göreceli yörünge hızı süpersonik olduğundan kuyruklu yıldızın akış yönünde güneş rüzgarının akış yönünde yay şoku oluşur. Bu yay şokunda, büyük kuyruklu yıldız iyonları ("toplayıcı iyonlar" denilir) toplanır ve güneş manyetik alanını plazma ile "yüklemek" için hareket ederler böylece alan çizgileri iyon kuyruğunu oluşturan kuyruklu yıldızın etrafında "örtülür".

İyon kuyruğu yüklemesi yeterliyse manyetik alan çizgileri, iyon kuyruğu boyunca belirli bir mesafede oluştuğu noktaya kadar birlikte sıkıştırılır. Bu, bir "kuyruk kopukluk olayına" yol açar. Bu birkaç kez gözlendi, 20 Nisan 2007'de Encke kuyruklu yıldızı'nın iyon kuyruğunda kayda değer bir olay kaydedildi. Kuyruklu yıldız taçküre kütle atımı içinden geçerken tamamen kopmuştu. Bu olay STEREO uzay sondası tarafından gözlemlendi.

2013'te ESA bilim adamları Venüs gezegeninin iyonosfer’inin benzer koşullar altında bir kuyruklu yıldızdan akarken görülen iyon kuyruğuna benzer şekilde dışa doğru aktığını bildirdi."

Jetler

(103P/Hartley) gaz ve kar jetleri

Düzensiz ısıtma, yeni oluşan gazların, bir gayzer gibi, kuyruklu yıldızın çekirdeğinin yüzeyindeki zayıf bir noktadan dışarı çıkmasına neden olabilir. Bu gaz ve toz akışları çekirdeğin dönmesine ve hatta parçalanmasına neden olabilir.

2010 yılında, (donmuş karbon dioksit) kuyruklu yıldız çekirdeğinden dışarı akan madde jetlerine güç sağlayabildiği ortaya çıktı. Hartley 2'nin kızılötesi görüntüsü, bu tür jetlerin çıktığını ve onunla birlikte toz tanelerini komaya taşıdığını gösterir.

Kuyruklu yıldızlar, Güneş yakınından yüzlerce geçişin sonunda (yaklaşık 500 geçiş sonunda), buz ve gazlarının tamamına yakınını yitirerek asteroidlere benzer bir görünüm kazanırlar (muhtemelen Dünya'ya yakın asteroidlerin bazıları ölü kuyruklu yıldızlardır). Yörüngeleri Güneş'e yaklaşan kuyruklu yıldızların, Güneş ya da gezegenlerle çarpışma ya da oldukça yakın bir geçişle (özellikle Jüpiter'e yakın geçerlerse), Güneş Sistemi dışına atılmaları olasılığı vardır.

Bir kuyruklu yıldızın yörüngesi

Kuyruklu yıldızlar içinde en ünlüsü Halley kuyruklu yıldızıdır. Yakın geçmişte görülen kuyruklu yıldızlar, 1994 yazında Jüpiter'e çarpan SL 9 (Shoemaker-Levy) ve 1997 yılında çıplak gözle gözlemlenen Hale-Bopp ve 2002 yılında görülen İkeya Seki kuyruklu yıldızı'dır.

Kuyruklu yıldızlar Güneş'e yeterince yakın olmadıkça görülmezler. Bazılarının yörüngesi Güneş Sistemi'nin bir hayli dışına taşar, bunlar bir kez görüldükten sonra binlerce yıl geri dönmezler. Sadece kısa ve orta periyodlu kuyruklu yıldızların (Halley kuyruklu yıldızı gibi) yörüngelerinin en azından önemli bir bölümü Güneş Sistemi içinde kalır. Yörünge özellikleri

Kuyruklu yıldızların çoğu, yörüngelerinin bir kısmında onları Güneş'e yaklaştıran ve geri kalanında Güneş Sisteminin daha uzak yerlerine götüren uzun eliptik yörüngeleriyle küçük güneş sistemi cisimleri'dir. Kuyruklu yıldızlar genellikle yörünge periyodu uzunluklarına göre sınıflandırılır: Periyot ne kadar uzun olursa elips de o kadar uzun olur.

Yörünge Özellikleri

Kısa periyot

Periyodik kuyruklu yıldızlar veya kısa periyodlu kuyruklu yıldızlar genellikle yörünge periyodu 200 yıldan az olarak tanımlanır. Genellikle ekliptik düzleminde gezegenlerle aynı yönde daha büyük veya daha az yörüngede dönerler. Yörüngeleri onları genellikle günötesi'deki dış gezegenlerin (Jüpiter ve ötesine) bölgesine götürür; örneğin, Halley Kuyruklu yıldızının günötesi Neptün yörüngesinin biraz ötesindedir. Aphelia'ları büyük bir gezegenin yörüngesine yakın olan kuyruklu yıldızlara "aile" denir. Bu tür ailelerin eskiden uzun periyodlu kuyruklu yıldızları daha kısa yörüngelerde yakalayan gezegenden kaynaklandığı düşünülür.

En kısa yörünge periyodunda, Encke Kuyruklu yıldızının Jüpiter'in yörüngesine ulaşmayan bir yörüngesi vardır ve Encke tipi kuyruklu yıldız olarak bilinir. Yörünge periyotları 20 yıldan az olan ve ekliptik için düşük eğimli (30 dereceye kadar) kısa periyodlu kuyruklu yıldızlara geleneksel Jüpiter ailesi kuyruklu yıldızları (JFC'ler) denir. Halley gibi yörünge periyotları 20 ile 200 yıl arasında değişen ve eğimleri sıfırdan 90 dereceden fazla olan kuyruklu yıldızlara Halley tipi kuyruklu yıldızlar (HTC'ler) denir. (2020 (2020) itibarıyla), 691 tanımlanmış JFC ile karşılaştırıldığında, 91 HTC'ler gözlemlendi.

Yakın zamanda keşfedilen ana kuşak kuyruklu yıldızlar, asteroit kuşağı içinde daha dairesel yörüngelerde dönen ayrı bir sınıf oluştururlar.

Eliptik yörüngeleri onları sıklıkla dev gezegenlere yaklaştırdığı için kuyruklu yıldızlar daha çok yerçekimi pertürbasyonları'na maruz kalırlar. Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar, afellerinin dev gezegen'in yarı ana ekseniyle çakışma eğilimine sahiptir ve JFC'ler en büyük gruptur.Oort bulutu'ndan gelen kuyruklu yıldızların yörüngelerinin yakın bir karşılaşmanın sonucunda dev gezegenlerin yerçekiminden güçlü bir şekilde etkilendiği açıktır. Jüpiter, diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin iki katından fazla kütleye sahip olmasıyla en büyük sapmaların kaynağıdır. Bu saptırmalar, uzun periyodlu kuyruklu yıldızları daha kısa yörünge periyotlarına doğru saptırabilir.

Yörünge özelliklerine dayanarak, kısa periyodlu kuyruklu yıldızların centaurlar ve Kuiper kuşağından/saçılmış disk bir nesne diskinden kaynaklandığı düşünülür. Uzun periyodu kuyruklu yıldızların kaynağının çok daha uzaktaki küresel Oort bulutu olduğu düşünülür (varlığını varsayan Hollandalı astronom Jan Hendrik Oort'tan sonra). Kuyruklu yıldız benzeri cisimlerin büyük sürülerinin, bu uzak bölgelerde kabaca dairesel yörüngelerde Güneş'in yörüngesinde döndüğü düşünülür. Ara sıra, dış gezegenlerin (Kuiper kuşağı cisimleri durumunda) veya yakındaki yıldızların (Oort bulut nesneleri durumunda) yerçekimi etkisi, bu cisimlerden birini eliptik bir yörüngeye fırlatabilir ve bu da onu Güneş'e doğru içeri doğru götürüp görünür bir kuyruklu yıldız yapacak yörünge oluşturur. Yörüngeleri önceki gözlemlerle belirlenmiş olan periyodik kuyruklu yıldızların geri dönüşünden farklı olarak, bu mekanizma ile yeni kuyruklu yıldızların ortaya çıkması tahmin edilemez. Güneşin yörüngesine fırlatıldığında ve sürekli olarak ona doğru çekildiğinde, kuyruklu yıldızlardan ömürlerini büyük ölçüde etkileyen tonlarca madde sıyrılır; ne kadar madde alınırsa, o kadar kısa yaşarlar ve bunun tersi de geçerlidir.

Uzun periyot

Kohoutek Kuyruklu Yıldızı‘nın (kırmızı) ve Dünya'nın (mavi) yörüngeleri, yörüngesinin yüksek eksantrikliğini ve Güneş'e yakınken hızlı hareketini gösterir.

Uzun periyodlu kuyruklu yıldızların yüksek eksantrik yörüngeleri ve 200 yıldan binlerce hatta milyonlarca yıla kadar değişen periyotları vardır.Günberi’ye (ingilizce: perihelion) yakınken 1'den büyük bir eksantriklik kuyruklu yıldızın Güneş Sistemi'nden ayrılacağı anlamına gelmez. Örneğin, (McNaught Kuyruklu yıldızı), Ocak 2007'de günberi geçidinin çağ yakınında 1.000019'luk güneş merkezli oskülatör eksantrikliğine sahipti ancak kabaca 92,600 yıllık Güneş'e bağlı yörüngedir çünkü eksantriklik Güneş'ten uzaklaştıkça 1'in altına düşer. Uzun periyotlu bir kuyruklu yıldızın gelecekteki yörüngesi, oskülatör yörünge gezegen bölgesini terk ettikten sonra bir çağda hesaplandığında ve Güneş Sistemi'nin kütle merkezi 'ne göre hesaplandığında düzgün bir şekilde elde edilir.

Tanım olarak uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar kütleçekimsel olarak Güneş'e bağlı kalırlar; dev gezegenlerin yakın geçişleri nedeniyle Güneş Sistemi'nden fırlatılan bu kuyruklu yıldızlar artık uygun "periyotlu" kabul edilmezler. Uzun periyotlu kuyruklu yıldızların yörüngeleri onları aphelia'daki dış gezegenlerin çok ötesine götürür ve yörüngelerinin düzleminin ekliptik yakınında olması gerekmez. ve (C/2017 T2 (PANSTARRS)) gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar 6 milyon yıl civarında tahmin edilen yörüngeleriyle yaklaşık 70.000 AU (0,34 pc; 1,1 ly) günötesi (İngilizce: aphelion) mesafelerine sahip olabilirler.

Tek-görünümlü veya periyodik olmayan kuyruklu yıldızlar, uzun periyotlu kuyruklu yıldızlara benzer, çünkü onlar da iç Güneş Sisteminde günberiye yakınken parabolik veya hafif hiperbolik yörüngelere sahiptir. Ancak dev gezegenlerden gelen kütleçekimsel bozulmalar yörüngelerinin değişmesine neden olur. Tek-görünümlü kuyruklu yıldızlar, Güneş'in tek geçişinden sonra Güneş Sistemi'nden kalıcı olarak çıkmalarına izin veren hiperbolik veya parabolik oskülatör yörünge'lidirler. Güneş'in Hill küresi'nin 230.000 AU (1,1 pc; 3,6 ly) lik kararsız maksimum bir sınırı vardır. Sadece birkaç yüz kuyruklu yıldızın günberiye yakın olduklarında hiperbolik bir yörüngeye (e > 1) ulaştığı görülmüştür, bu da güneş merkezli pertürede olmayan iki cisim'li en uygun'un Güneş Sistemi'nden kaçabileceklerini düşündürür.

2019 itibarıyla birden fazla eksantriklik değerine sahip Güneş Sistemi dışında bir orjini gösteren yalnızca iki gök cismi 1I/ʻOumuamua ve (2I/Borisov) keşfedildi. Yaklaşık 1.2 eksantriklikle ʻOumuamua, Ekim 2017'de iç Güneş Sistemi'nden geçişi sırasında hiçbir optik kuyruklu yıldız faaliyeti belirtisi göstermese de yörüngesindeki değişiklikler (gaz çıkışı olduğunu düşündüren) onun muhtemelen bir kuyruklu yıldız olduğunu gösterir. Öte yandan, tahmini eksantrikliği yaklaşık 3.36 olan 2I/Borisov'un kuyruklu yıldızların koma özelliğine sahip olduğu gözlemlendi ve ilk belirlenen yıldızlararası kuyruklu yıldız olduğu kabul edilir. Kuyruklu yıldız (C/1980 E1) 1982 günberi geçişinden önce kabaca 7.1 milyon yıllık bir yörünge periyoduna sahipti ancak 1980'de Jüpiter ile karşılaşması kuyruklu yıldızı hızlandırdı ve ona makul gözlem arklı herhangi bilinen güneş kuyruklu yıldızının en büyük eksantrikliğini (1.057) verdi. İç Güneş Sistemine dönmesi beklenmeyen kuyruklu yıldızlar arasında (C/1980 E1), , (C/2001 Q4 (NEAT)), , ve (C/2007 F1) (LONEOS) vardır.

Bazı otoriteler "periyodik kuyruklu yıldız" terimini periyodik yörüngeye sahip herhangi bir kuyruklu yıldıza (yani, tüm kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar artı tüm uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar) atıfta bulunmak için kullanırken, diğerleri bunu yalnızca kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar anlamında kullanır. Benzer şekilde "periyodik olmayan kuyruklu yıldız"ın gerçek anlamı "tek-görüntülenen kuyruklu yıldız" ile aynı olmasına rağmen, bazıları bunu ikinci anlamda "periyodik" olmayan tüm kuyruklu yıldızlar anlamında kullanırlar (yani, 200 yıldan daha uzun bir süre ile tüm kuyruklu yıldızları da kapsar).

İlk gözlemler, birkaç gerçekten hiperbolik (yani periyodik olmayan) yörüngeyi ortaya çıkardı ancak bunlar Jüpiter'den gelen bozulmalarla açıklanamayacak kadar fazla değildiler. Yıldızlararası uzay'dan gelen kuyruklu yıldızlar, Güneş'e yakın yıldızların göreli hızlarıyla aynı düzende (saniyede birkaç on km) hızlarla hareket eder. Bu tür nesneler Güneş Sistemi'ne girdiklerinde, pozitif 'ne sahip olurlar ve bu da pozitif bir (${\displaystyle v_{\infty }\!}$) ile sonuçlanır ve özellikle de hiperbolik yörüngeleri vardır. Kaba bir hesaplama, Jüpiter'in yörüngesinde her yüzyılda dört hiperbolik kuyruklu yıldız olabileceğini, bir ve belki de iki büyüklük mertebesi alabileceklerini ortaya koyar.

keşifleri

Yıl	2007	2008	2009	2010	2011	2012	2013	2014	2015	2016	2017	2018	2019	2020
Sayı	12	7	8	4	13	10	16	9	16	5	18	10	15	17

Oort bulutu ve Hills bulutu

Oort bulutu 'nun Güneş Sistemini çevrelediğini düşünüldü.

Oort bulutunun 2.000 AU (0,03 ly) ve 5.000 AU (0,08 ly) başlayan ve 50.000 AU (0,79 ly) ye kadar Güneş'ten uzak geniş bir alanı kapladığı düşünülmektedir. Bu bulut, güneş sistemimizin ortasından başlayarak Kuiper Kuşağı'nın dış sınırlarına kadar uzanan güneşi çevreleyen gök cisimlerini kaplar. Oort bulutu, gök cisimlerinin yaratılması için gerekli olan uygun malzemelerden oluşur. Bugün sahip olduğumuz gezegenler, yalnızca güneşin yerçekimi tarafından yoğunlaştırılan ve oluşan gezegenler (gezegenlerin oluşumuna yardımcı olan artık uzay parçaları) nedeniyle var olurlar. Bu kapana kısılmış gezegenlerden yapılan eksantrik, Oort Bulutunun bile var olmasının nedenidir. Bazı tahminler, dış kenarı 100.000 ve 200.000 AU (1,58 ve 3,16 ly) arasına yerleştirir. Bölge, 20.000-50.000 AU (0,32-0,79 ly)'luk küresel bir dış Oort bulutu ve halka şeklindeki bir iç bulut olan Hills bulutu, 2.000-20.000 AU (0,03-0,32 ly) olarak alt bölümlere ayrılabilir. Dış bulut, Güneş'e yalnızca zayıf bir şekilde bağlıdır ve Neptün yörüngesinin içine düşen uzun dönemli (ve muhtemelen Halley tipi) kuyruklu yıldızları besler. İç Oort bulutu, 1981'de varlığını öneren J. G. Hills'in adını taşıyan Hills bulutu olarak da bilinir. Modeller, iç bulutun, dış halenin onlarca veya yüzlerce katı kadar kuyruklu yıldız çekirdeğine sahip olması gerektiğini öngörür; nispeten zayıf dış bulutu besleyen olası bir yeni kuyruklu yıldız kaynağı olarak görülür çünkü sonuncusunun sayıları yavaş yavaş tükeniyor. Hills bulutu, Oort bulutunun milyarlarca yıl sonra devam eden varlığını açıklar.

Dış kuyruklu yıldızlar

Güneş Sistemi'nin ötesindeki da (Exocomet) tespit edildi ve bunlar Samanyolu'nda yaygın olabilir. Tespit edilen ilk dış kuyruklu yıldız sistemi, 1987'de çok genç bir A-tipi ana kol yıldızı olan Beta Pictoris civarındaydı. Kuyruklu yıldızların, yıldızlarının yakınından geçerken yaydıkları büyük gaz bulutlarının neden olduğu absorpsiyon spektrumunu kullanılarak, 2013'ten beri toplam 11 dış kuyruklu yıldız sistemi tanımlanmıştır. On yıl boyunca Kepler (uzay aracı) teleskobu güneş sistemi dışındaki gezegenleri ve diğer formları araştırmaktan sorumluydu. İlk geçiş yapan dış kuyruklu yıldızlar, Kepler Uzay Teleskobu tarafından kaydedilen ışık eğrilerinde profesyonel gök bilimcilerden ve vatandaş bilim adamlarından oluşan bir grup tarafından Şubat 2018'de bulundu. Kepler Uzay Teleskobu Ekim 2018'de emekli olduktan sonra, Kepler'in görevini TESS Teleskobu adlı yeni bir teleskop devraldı. TESS'in uzaya fırlatılmasından bu yana, gök bilimciler, TESS'ten gelen bir ışık eğrisini kullanarak Beta Pictoris yıldızı etrafındaki kuyruklu yıldızların geçişlerini keşfettiler. TESS devraldığından beri, gök bilimciler o zamandan beri dış kuyruklu yıldızları spektroskopik yöntemle daha iyi ayırt edebildiler. Yeni gezegenler, bir gezegen ana yıldızını gölgede bıraktığında harita okumalarında simetrik bir düşüş olarak görülen beyaz ışık eğrisi yöntemiyle tespit edilir. Ancak, bu ışık eğrilerinin daha fazla değerlendirilmesinden sonra, sunulan eğimlerin asimetrik modellerinin bir kuyruklu yıldızın veya yüzlerce kuyruklu yıldızın kuyruğundan kaynaklandığı keşfedildi.

Kuyruklu yıldızların etkileri

Meteor yağmurları ile bağlantı

Perseidlerin diyagramı

Kuyruklu yıldızlar Güneş'in yakınından geçip ısınırken buzlu bileşenlerdeki gaz çıkışı, radyasyon basıncı ya da güneş rüzgarı tarafından süpürülemeyecek kadar büyük katı bir malzemeyi açığa çıkarır. Dünya'nın yörüngesi bu ince kayaçlı malzeme taneciklerinden oluşmuş enkaz izinden geçerken bir meteor yağmuru oluşması muhtemeldir. Yoğun enkaz izleri hızlı ama kuvvetli meteor yağmurlarına sebep olurken, yoğunluğu düşük olan enkaz izleri daha uzun süren ancak daha kuvvetsiz bir meteor yağmuruna sebep olur. Genellikle enkaz izinin yoğunluğu, ana kuyruklu yıldızın enkazı bırakmasından sonra geçen zamana bağlıdır. Örneğin perseid meteor yağmuru, Dünya'nın (Swift-Tuttle Kuyruklu Yıldızı)'nın yörüngesinden geçtiği her yıl 9 ila 13 Ağustos arasında meydana gelir. Ekim ayında görülen kaynağı ise Halley kuyruklu yıldızıdır.

Yörüngelerine göre sınıflandırma

Kuyruklu yıldızlar ilke olarak Güneş'in çekim alanının etkisi altındadır. Yörüngeleri elips, parabol ender olarak da hiperbol çizer. Bu yörüngeler, izledikleri yola en yakın biçimleri ifade eder, çünkü kuyruklu yıldızlar aynı zamanda Güneş Sistemi'nin dokuz gezegeninin ve kendi çekirdeklerinden açığa çıkan gazları çekim gücüyle bağlantısı olmaksızın etkisi altındadır. Bunlar, yörünge periyotlarına göre, yani Güneş'in çevresinde tam bir dolanım yapmak için harcadıkları zamana göre sınıflandırılırlar. Listesi yapılan 710 kuyruklu yıldızdan 121'inin periyodu 200 yılın altındadır; Bunlara "kısa periyotlu"'lar denir. Geriye kalan 589'u da "uzun periyotlular" grubunu oluşturur (Örneğin; gibi.

Kısa periyodlular günberi noktalarına yaklaştıklarında genel olarak birkaç kez gözlemlenebilir, bu da yörüngelerinin kesin belirlenmesini sağlar. Bunlar, Güneş'in çevresinde, Dünya'nın tutulumuna (Dünya'nın Güneş çevresindeki yörünge düzlemi) oranla biraz daha eğik bir düzlem içinde elips yörüngeler çizer; çoğu zaman Dünya ve öteki gezegenler yönünde dönerler (doğru yön). Günberi noktaları 0,34 AB ile 2,5 AB (1 AB = 1 astronomi birimi = Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafe, yani yaklaşık 150 milyon kilometre) arasındadır. Bu mesafenin ötesinde güçlükle gözlemlenirler. Periyodik kuyruklu yıldızların günöte noktaları çoğunlukla dev gezegenlerin yakınındadır. Günöte noktası, özellikle Güneş'ten 4 ilâ 6 AB uzaklıklar arasında Jüpiter'in yörüngesinin yakınındadır. En küçük yörünge periyoduna (yaklaşık 3 yıl 4 ay) sahip kuyruklu yıldız Encke Kuyruklu Yıldızı'dır.

Ayrıca bakınız

• Yıldızlararası kuyruklu yıldız

Kaynakça

1. ^ Greenberg, J. Mayo (1998). "Making a comet nucleus". Astronomy & Astrophysics. 330: 375. Bibcode:1998A&A...330..375G. 
2. ^ . Starryskies. 29 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ağustos 2013. 
3. ^ "Evidence from ESA's Rosetta Spacecraft Suggests that Comets are more "Icy Dirtball" than "Dirty Snowball"". Times Higher Education. 21 Ekim 2005. 14 Ekim 2013 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
4. ^ Clavin, Whitney (10 Şubat 2015). . NASA. 11 Şubat 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Şubat 2015. 
5. ^ Meech, M. (24 Mart 1997). . Planetary Science Research Discoveries. 22 Nisan 2001 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Nisan 2013. 
6. ^ . NASA. 14 Aralık 2006. 21 Aralık 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
7. ^ Elsila, Jamie E.; Glavin, Daniel P.; Dworkin, Jason P. (2009). "Cometary glycine detected in samples returned by Stardust". Meteoritics & Planetary Science. 44 (9): 1323. Bibcode:2009M&PS...44.1323E. doi:10.1111/j.1945-5100.2009.tb01224.x. 
8. ^ Callahan, M. P.; Smith, K. E.; Cleaves, H. J.; Ruzicka, J.; Stern, J. C.; Glavin, D. P.; House, C. H.; Dworkin, J. P. (2011). "Carbonaceous meteorites contain a wide range of extraterrestrial nucleobases". Proceedings of the National Academy of Sciences. 108 (34): 13995-8. Bibcode:2011PNAS..10813995C. doi:10.1073/pnas.1106493108. (PMC) 3161613 $2. (PMID) 21836052. 
9. ^ Steigerwald, John (8 Ağustos 2011). . NASA. 13 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
10. ^ ^{a b} Weaver, H. A.; Feldman, P. D.; a'Hearn, M. F.; Arpigny, C.; Brandt, J. C.; Festou, M. C.; Haken, M.; McPhate, J. B.; Stern, S. A.; Tozzi, G. P. (1997). "The Activity and Size of the Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1)". Science. 275 (5308): 1900-1904. Bibcode:1997Sci...275.1900W. doi:10.1126/science.275.5308.1900. (PMID) 9072959. 
11. ^ Hanslmeier, Arnold (2008). Habitability and Cosmic Catastrophes. s. 91. ISBN . 26 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
12. ^ Fernández, Yanga R. (2000). "The Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1): Size and Activity". Earth, Moon, and Planets. 89: 3-25. Bibcode:2002EM&P...89....3F. doi:10.1023/A:1021545031431. 
13. ^ . Department of Earth and Space Sciences, UCLA. April 2003. 11 Mayıs 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
14. ^ . European Space Agency. 3 Aralık 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ağustos 2013. 
15. ^ Sagan & Druyan 1997, s. 137
16. ^ ^{a b c d} Britt, D. T.; Consolmagno, G. J.; Merline, W. J. (2006). (PDF). 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference. 37: 2214. Bibcode:2006LPI....37.2214B. 17 Aralık 2008 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ağustos 2013. 
17. ^ . NASA. 28 Ekim 2002 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ağustos 2013. 
18. ^ Whitman, K.; Morbidelli, A.; Jedicke, R. (2006). "The size–frequency distribution of dormant Jupiter family comets". Icarus. 183 (1): 101-114. arXiv:astro-ph/0603106v2 $2. Bibcode:2006Icar..183..101W. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.016. 
19. ^ Bauer, Markus (14 Nisan 2015). "Rosetta and Philae Find Comet Not Magnetised". European Space Agency. 7 Aralık 2017 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 14 Nisan 2015. 
20. ^ Schiermeier, Quirin (14 Nisan 2015). "Rosetta's comet has no magnetic field". Nature. doi:10.1038/nature.2015.17327. 
21. ^ Agle, D. C.; Brown, Dwayne; Fohn, Joe; Bauer, Markus (2 Haziran 2015). . NASA. 3 Haziran 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 2 Haziran 2015. 
22. ^ Feldman, Paul D.; A'Hearn, Michael F.; Bertaux, Jean-Loup; Feaga, Lori M.; Parker, Joel Wm.; Schindhelm, Eric; Steiffl, Andrew J.; Stern, S. Alan; Weaver, Harold A.; Sierks, Holger; Vincent, Jean-Baptiste (2 Haziran 2015). "Measurements of the near-nucleus coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko with the Alice far-ultraviolet spectrograph on Rosetta" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 583: A8. arXiv:1506.01203 $2. Bibcode:2015A&A...583A...8F. doi:10.1051/0004-6361/201525925. 7 Temmuz 2017 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 3 Haziran 2015. 
23. ^ Jordans, Frank (30 Temmuz 2015). . The Washington Post. Associated Press. 23 Aralık 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Temmuz 2015. 
24. ^ . European Space Agency. 30 Temmuz 2015. 2 Ağustos 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Temmuz 2015. 
25. ^ Bibring, J.-P.; Taylor, M.G.G.T.; Alexander, C.; Auster, U.; Biele, J.; Finzi, A. Ercoli; Goesmann, F.; Klingehoefer, G.; Kofman, W.; Mottola, S.; Seidenstiker, K.J.; Spohn, T.; Wright, I. (31 Temmuz 2015). "Philae's First Days on the Comet – Introduction to Special Issue". Science. 349 (6247): 493. Bibcode:2015Sci...349..493B. doi:10.1126/science.aac5116. (PMID) 26228139. 
26. ^ Halley: Using the volume of an ellipsoid of 15×8×8 km * a rubble pile density of 0.6 g/cm³ yields a mass (m=d*v) of 3.02E+14 kg.
    Tempel 1: Using a spherical diameter of 6.25 km; volume of a sphere * a density of 0.62 g/cm³ yields a mass of 7.9E+13 kg.
    19P/Borrelly: Using the volume of an ellipsoid of 8x4x4km * a density of 0.3 g/cm³ yields a mass of 2.0E+13 kg.
    81P/Wild: Using the volume of an ellipsoid of 5.5x4.0x3.3 km * a density of 0.6 g/cm³ yields a mass of 2.28E+13 kg.
27. ^ . Astronomical Society of the Pacific. 1986. 3 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2013. 
28. ^ Sagdeev, R. Z.; Elyasberg, P. E.; Moroz, V. I. (1988). "Is the nucleus of Comet Halley a low density body?". Nature. 331 (6153): 240. Bibcode:1988Natur.331..240S. doi:10.1038/331240a0. ISSN 0028-0836. 
29. ^ . JPL. 8 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ağustos 2013. 
30. ^ . The Planetary Society. 6 Ocak 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2007. 
31. ^ . European Space Agency. 22 Ocak 2015. 25 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Ocak 2015. 
32. ^ Baldwin, Emily (21 Ağustos 2014). . European Space Agency. 23 Ağustos 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Ağustos 2014. 
33. ^ . European Space Agency. 19 Kasım 2013. 22 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2013. 
34. ^ Clay Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003). A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations. s. 66. ISBN . 26 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
35. ^ ^{a b} Combi, Michael R.; Harris, Walter M.; Smyth, William H. (2004). "Gas dynamics and kinetics in the cometary coma: Theory and observations" (PDF). Comets II: 523. Bibcode:2004come.book..523C. doi:10.2307/j.ctv1v7zdq5.34. 29 Aralık 2018 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
36. ^ Morris, Charles S. . Michael Gallagher. 22 Eylül 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Ağustos 2013. 
37. ^ Lallement, Rosine; Bertaux, Jean-Loup; Szegö, Karöly; Nemeth, Szilvia (2002). "The Shadow of Comet Hale–Bopp in Lyman-Alpha". Earth, Moon, and Planets. 90 (1): 67-76. Bibcode:2002EM&P...90...67L. doi:10.1023/A:1021512317744. 
38. ^ ^{a b} . . University of Hawaii. 28 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ağustos 2013. 
39. ^ ^{a b c} Kronk, Gary W. . Gary W. Kronk's Cometography. 17 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ağustos 2013. 
40. ^ ^{a b} Brinkworth, Carolyn; Thomas, Claire. . University of Leicester. 13 Mayıs 2003 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
41. ^ Pasachoff, Jay M (2000). A field guide to the stars and planets. s. 75. ISBN . 26 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
42. ^ Jewitt, David. . Institute for Astronomy at the University of Hawaii. 28 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
43. ^ Lisse, C. M.; Dennerl, K.; Englhauser, J.; Harden, M.; Marshall, F. E.; Mumma, M. J.; Petre, R.; Pye, J. P.; Ricketts, M. J.; Schmitt, J.; Trumper, J.; West, R. G. (1996). "Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2". Science. 274 (5285): 205. Bibcode:1996Sci...274..205L. doi:10.1126/science.274.5285.205. 26 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
44. ^ Lisse, C. M.; Christian, D. J.; Dennerl, K.; Meech, K. J.; Petre, R.; Weaver, H. A.; Wolk, S. J. (2001). "Charge Exchange-Induced X-Ray Emission from Comet C/1999 S4 (LINEAR)". Science. 292 (5520): 1343-8. Bibcode:2001Sci...292.1343L. doi:10.1126/science.292.5520.1343. (PMID) 11359004. 
45. ^ Jones, D. E.; Smith, E. J.; Slavin, J. A.; Tsurutani, B. T.; Siscoe, G. L.; Mendis, D. A. (March 1986). "The Bow wave of Comet Giacobini-Zinner – ICE magnetic field observations". Geophysical Research Letters. 13 (3): 243-246. Bibcode:1986GeoRL..13..243J. doi:10.1029/GL013i003p00243. 
46. ^ Gringauz, K. I.; Gombosi, T. I.; Remizov, A. P.; Szemerey, I.; Verigin, M. I.; L. I., Denchikova; A. V., Dyachkov; E., Keppler; I. N., Klimenko; A. K., Richter; A. J., Somogyi; K., Szego; S., Szendro; M., Tatrallyay; A., Varga; G. A., Vladimirova (15 Mayıs 1986). "First in situ plasma and neutral gas measurements at comet Halley". Nature. 321: 282-285. Bibcode:1986Natur.321..282G. doi:10.1038/321282a0. 
47. ^ Neubauer, F. M.; Marschall, H.; Pohl, M.; Glassmeier, K.-H.; Musmann, G.; Mariani, F.; Acuna, M. H.; Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Wallis, M. K.; Schmidt, H. U.; Ungstrup, E. (February 1993). "First results from the Giotto magnetometer experiment during the P/Grigg-Skjellerup encounter". Astronomy & Astrophysics. 268 (2): L5-L8. Bibcode:1993A&A...268L...5N. 
48. ^ Gunell, H.; Goetz, C.; Simon Wedlund, C.; Lindkvist, J.; Hamrin, M.; Nilsson, H.; LLera, K.; Eriksson, A.; Holmström, M. (November 2018). "The infant bow shock: a new frontier at a weak activity comet" (PDF). Astronomy & Astrophysics. L2. 619. Bibcode:2018A&A...619L...2G. doi:10.1051/0004-6361/201834225. 30 Nisan 2019 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
49. ^ Cochran, Anita L.; Levison, Harold F.; Stern, S. Alan; Duncan, Martin J. (1995). "The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using the Hubble Space Telescope". The Astrophysical Journal. 455: 342. arXiv:astro-ph/9509100 $2. Bibcode:1995ApJ...455..342C. doi:10.1086/176581. 
50. ^ Cochran, Anita L.; Levison, Harold F.; Tamblyn, Peter; Stern, S. Alan; Duncan, Martin J. (1998). "The Calibration of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search:Setting the Record Straight". The Astrophysical Journal. 503 (1): L89. arXiv:astro-ph/9806210 $2. Bibcode:1998ApJ...503L..89C. doi:10.1086/311515. 
51. ^ Brown, Michael E.; Kulkarni, Shrinivas R.; Liggett, Timothy J. (1997). "An Analysis of the Statistics of the \ITAL Hubble Space Telescope\/ITAL] Kuiper Belt Object Search". The Astrophysical Journal. 490 (1): L119-L122. Bibcode:1997ApJ...490L.119B. doi:10.1086/311009. 
52. ^ Jewitt, David; Luu, Jane; Chen, Jun (1996). "The Mauna Kea-Cerro-Tololo (MKCT) Kuiper Belt and Centaur Survey". The Astronomical Journal. 112: 1225. Bibcode:1996AJ....112.1225J. doi:10.1086/118093. 
53. ^ Lang, Kenneth R. (2011). The Cambridge Guide to the Solar System. s. 422. ISBN . 26 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
54. ^ Nemiroff, R.; Bonnell, J., (Ed.) (29 Haziran 2013). "PanSTARRS: The Anti Tail Comet". Astronomy Picture of the Day. NASA. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. Arşivlenmesi gereken bağlantıya sahip kaynak şablonu içeren maddeler ()
55. ^ Biermann, L. (1963). "The plasma tails of comets and the interplanetary plasma". Space Science Reviews. 1 (3): 553. Bibcode:1963SSRv....1..553B. doi:10.1007/BF00225271. 
56. ^ ^{a b} Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (1996). An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley. ss. 864-874. ISBN . 
57. ^ Eyles, C. J.; Harrison, R. A.; Davis, C. J.; Waltham, N. R.; Shaughnessy, B. M.; Mapson-Menard, H. C. A.; Bewsher, D.; Crothers, S. R.; Davies, J. A.; Simnett, G. M.; Howard, R. A.; Moses, J. D.; Newmark, J. S.; Socker, D. G.; Halain, J.-P.; Defise, J.-M.; Mazy, E.; Rochus, P. (2008). "The Heliospheric Imagers Onboard the STEREO Mission" (PDF). Solar Physics. 254 (2): 387. Bibcode:2009SoPh..254..387E. doi:10.1007/s11207-008-9299-0. hdl:2268/15675. 25 Şubat 2021 tarihinde kaynağından (PDF). Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
58. ^ . European Space Agency. 29 Ocak 2013. 31 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ağustos 2013. 
59. ^ Kramer, Miriam (30 Ocak 2013). . Space.com. 2 Şubat 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ağustos 2013. 
60. ^ ^{a b} . Hubblesite.org. 12 Kasım 2013. 16 Aralık 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
61. ^ Baldwin, Emily (11 Kasım 2010). . Astronomy Now. 17 Aralık 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
62. ^ Chang, Kenneth (18 Kasım 2010). "Comet Hartley 2 Is Spewing Ice, NASA Photos Show". The New York Times. 1 Şubat 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 26 Ekim 2021. 
63. ^ . University of St Andrews. 31 Ocak 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Eylül 2013. 
64. ^ Duncan, Martin; Quinn, Thomas; Tremaine, Scott (May 1988). "The origin of short-period comets". The Astrophysical Journal Letters. 328: L69-L73. Bibcode:1988ApJ...328L..69D. doi:10.1086/185162. 
65. ^ Delsemme, Armand H. (2001). Our Cosmic Origins: From the Big Bang to the Emergence of Life and Intelligence. s. 117. ISBN . 27 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Ekim 2021. 
66. ^ Wilson, H. C. (1909). "The Comet Families of Saturn, Uranus and Neptune". Popular Astronomy. 17: 629-633. Bibcode:1909PA.....17..629W. 
67. ^ Dutch, Steven. . Natural and Applied Sciences, University of Wisconsin. 29 Temmuz 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
68. ^ . Department of Terrestrial Magnetism Carnegie Institution of Washington. 8 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ağustos 2013. 
69. ^ ^{a b} . British Astronomical Association. 6 Kasım 2012. 5 Ağustos 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ağustos 2013. 
70. ^ ^{a b c} Duncan, Martin J. (2008). "Dynamical Origin of Comets and Their Reservoirs". Space Science Reviews. 138 (1–4): 109-126. Bibcode:2008SSRv..138..109D. doi:10.1007/s11214-008-9405-5. 
71. ^ Jewitt, David C. (2002). "From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter". The Astronomical Journal. 123 (2): 1039-1049. Bibcode:2002AJ....123.1039J. doi:10.1086/338692. 
72. ^ "Constraints: comets and orbital class (JFc)". JPL Small-Body Database. NASA. 28 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 6 Mayıs 2020. 
73. ^ "Constraints: orbital class (HTC)". JPL Small-Body Database. NASA. 28 Temmuz 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 6 Mayıs 2020. 
74. ^ Reddy, Francis (3 Nisan 2006). . Astronomy. 24 Mayıs 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
75. ^ . The Pennsylvania State University. 24 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ağustos 2013. 
76. ^ Sagan & Druyan 1997, ss. 102–104
77. ^ Koupelis, Theo (2010). In Quest of the Solar System. s. 246. ISBN . 27 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Ekim 2021. 
78. ^ Davidsson, Björn J. R. (2008). "Comets – Relics from the birth of the Solar System". Uppsala University. 19 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Temmuz 2013. 
79. ^ Oort, J. H. (1950). "The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 11: 91. Bibcode:1950BAN....11...91O. 
80. ^ Hanslmeier, Arnold (2008). Habitability and Cosmic Catastrophes. s. 152. ISBN . 27 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Ekim 2021. 
81. ^ Rocheleau, Jake (12 Eylül 2011). . Planet Facts (İngilizce). 9 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Aralık 2019. 
82. ^ ^{a b c} . NASA/JPL. 29 Ekim 2008. 5 Nisan 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ağustos 2013. 
83. ^ Elenin, Leonid (7 Mart 2011). . 14 Mart 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ağustos 2013. 
84. ^ Joardar, S.; Bhattacharya, A. B.; Bhattacharya, R. (2008). Astronomy and Astrophysics. s. 21. ISBN . 27 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Ekim 2021. 
85. ^ Chebotarev, G. A. (1964). "Gravitational Spheres of the Major Planets, Moon and Sun". Soviet Astronomy. 7: 618. Bibcode:1964SvA.....7..618C. 
86. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: e > 1". JPL. 30 Nisan 2013 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 13 Ağustos 2013. 
87. ^ Gohd, Chelsea (27 Haziran 2018). "Interstellar Visitor 'Oumuamua Is a Comet After All". Space.com. 27 Eylül 2018 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Eylül 2018. 
88. ^ Grossman, Lisa (12 Eylül 2019). "Astronomers have spotted a second interstellar object". Science News. 23 Nisan 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 16 Eylül 2019. 
89. ^ Strickland, Ashley (27 Eylül 2019). "2nd interstellar visitor to our solar system confirmed and named". CNN. 27 Ekim 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 27 Ekim 2021. 
90. ^ . JPL Small-Body Database (1986-12-02 last obs). 12 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ağustos 2013. 
91. ^ "Comet". Encyclopædia Britannica Online. 16 Haziran 2008 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 13 Ağustos 2013. 
92. ^ McGlynn, Thomas A.; Chapman, Robert D. (1989). "On the nondetection of extrasolar comets". The Astrophysical Journal. L105. 346. Bibcode:1989ApJ...346L.105M. doi:10.1086/185590. 
93. ^ "JPL Small-Body Database Search Engine: e > 1 (sorted by name)". JPL. 12 Haziran 2021 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 7 Aralık 2020. 
94. ^ ^{a b} Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). "Comet Populations and Cometary Dynamics". McFadden, Lucy-Ann Adams; Johnson, Torrence V.; Weissman, Paul Robert (Ed.). Encyclopedia of the Solar System (2. bas.). Academic Press. ss. 575-588. ISBN . 
95. ^ . NASA Solar System Exploration. 24 Ağustos 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Aralık 2019. 
96. ^ Randall, Lisa (2015). Dark matter and the dinosaurs: The astounding interconnectedness of the universe. Harper Collins Publishers. ss. 115. ISBN . 
97. ^ ^{a b} Jack G. Hills (1981). "Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud". The Astronomical Journal. 86: 1730-1740. Bibcode:1981AJ.....86.1730H. doi:10.1086/113058. 
98. ^ Levison, Harold F.; Dones, Luke; Duncan, Martin J. (2001). "The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud". The Astronomical Journal. 121 (4): 2253-2267. Bibcode:2001AJ....121.2253L. doi:10.1086/319943. 
99. ^ Thomas M. Donahue, (Ed.) (1991). Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.–U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences. Kathleen Kearney Trivers, and David M. Abramson. National Academy Press. s. 251. doi:10.17226/1790. ISBN . 9 Kasım 2014 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 18 Mart 2008. 
100. ^ Julio A. Fernéndez (1997). (PDF). Icarus. 219 (1): 106-119. Bibcode:1997Icar..129..106F. doi:10.1006/icar.1997.5754. 24 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Mart 2008. 
101. ^ ^{a b} Sanders, Robert (7 Ocak 2013). . UC Berkeley. 8 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Temmuz 2013. 
102. ^ ^{a b} . Space.com. 7 Ocak 2013. 16 Eylül 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 8 Ocak 2013. 
103. ^ Beust, H.; Lagrange-Henri, A.M.; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. (1990). "The Beta Pictoris circumstellar disk. X – Numerical simulations of infalling evaporating bodies". Astronomy & Astrophysics. 236: 202-216. Bibcode:1990A&A...236..202B. ISSN 0004-6361. 
104. ^ EDT, Meghan Bartels On 10/30/17 at 2:24 pm (30 Ekim 2017). . Newsweek (İngilizce). 2 Kasım 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Aralık 2019. 
105. ^ Rappaport, S.; Vanderburg, A.; Jacobs, T.; LaCourse, D.; Jenkins, J.; Kraus, A.; Rizzuto, A.; Latham, D. W.; Bieryla, A.; Lazarevic, M.; Schmitt, A. (21 Şubat 2018). "Likely transiting exocomets detected by Kepler". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 474 (2): 1453-1468. arXiv:1708.06069 $2. Bibcode:2018MNRAS.474.1453R. doi:10.1093/mnras/stx2735. ISSN 0035-8711. (PMC) 5943639 $2. (PMID) 29755143. 
106. ^ Wednesday, Jake Parks | Published; April 03; 2019. . Astronomy.com. 3 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Kasım 2019. 
107. ^ Zieba, S.; Zwintz, K.; Kenworthy, M. A.; Kennedy, G. M. (1 Mayıs 2019). "Transiting exocomets detected in broadband light by TESS in the β Pictoris system". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 625: L13. arXiv:1903.11071 $2. Bibcode:2019A&A...625L..13Z. doi:10.1051/0004-6361/201935552. ISSN 0004-6361. 
108. ^ Starr, Michelle. . ScienceAlert (İngilizce). 2 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 1 Aralık 2019. 
109. ^ Sagan & Druyan 1997, s. 235
110. ^ Lyzenga, Gregory A. (20 Eylül 1999). "What causes a meteor shower?". Scientific American. 24 Mart 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 21 Kasım 2019. 
111. ^ Jaggard, Victoria (7 Şubat 2019). "Meteor showers, explained". National Geographic. 24 Mart 2020 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 21 Kasım 2019. 
112. ^ . Meteor Showers Online. 24 Temmuz 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 31 Temmuz 2013. 
113. ^ "Meteors and Meteor Showers". United States National Weather Service. 11 Temmuz 2019 tarihinde kaynağından . Erişim tarihi: 21 Kasım 2019. 
114. ^ Axis Türkçe Ansiklopedi, Kuyruklu yıldızlar maddesi.

İlave kaynaklar

• Sagan, Carl; Druyan, Ann (1997). Comet. New York: Random House. ISBN .