[→Gr. komètès, haarster], v./m. (eten), (ook: staartster), nevelachtig hemellichaam dat maar gedurende korte tijd zichtbaar blijft.
(e) Kometen komen in het zicht als kleine, zwakke nevels. Het essentiële deel is de nevelachtige kop (koma), die dikwijls een min of meer scherp be grensde kern bezit. Uit de koma ontwikkelt zich vaak een staart, die altijd van de zon afgekeerd is en zich over tientallen graden uit kan strekken. De staart ontwikkelt zich pas als de komeet dichter bij de zon komt, in het bijzonder als het perihelium van haar baan gepasseerd is. Hoewel kometen enorme af metingen hebben, staarten van ca. 100 mln. km lengte komen voor, is hun massa zeer klein, geschat wordt ca. 10”5 maal de massa van de aarde. De staart is dan ook duizenden malen ijler dan het best bereikbare vacuüm op aarde.
De kern van een komeet heeft een middellijn van 1—100 km en bestaat vermoedelijk uit een groot aantal stenen, gruis en stof, bijeengehouden door bevroren gassen, zoals waterstof, water, methaan, ammoniak en kooldioxide. Als de komeet de zon nadert, verdampt dit ‘vuil ijs’ en het verdampte gas vormt de koma om de kern. Tevens verliest de komeet een deel van de stenen en het gruis; dit afval zal op den duur de baan voor en achter de komeet vullen en bij ontmoeting met de aarde waargeno men kunnen worden als meteoren en meteorieten. Spectroscopisch blijkt de aanwezigheid van H2, CH2, OH en CH nabij de kern, H2, CN, NH, NH2 en C2 in de koma. Het H2 strekt zich uit in een wolk die aanzienlijk groter is dan de koma zelf. De staart bevat geïoniseerde moleculen zoals CH+, CO+ en N2+. Deze radicalen, die slechts dank zij de ijlheid van het gas kunnen blijven bestaan, ontstaan door de ioniserende werking van de ultraviolette straling van de zon.
De lange rechte staarten ontstaan doordat elektro nen en ionen, die voortdurend door de zon in alle richtingen worden af geschoten, elektronen en ionen van het komeetgas meesleuren. De meer diffuse ge bogen staarten, die zich minder ver van de kern ver wijderen, bestaan uit stofdeeltjes die door de stra lingsdruk van de zon worden af gestoten. De kort periodieke kometen vertonen vaak nog maar gerin ge staartvorming, doordat zij reeds vaak aan de wer king van de zonnestralen blootgesteld zijn geweest. Men neemt aan dat kometen tot het planetenstelsel behoren. Er zijn ca. 450 kometenbanen voldoende nauwkeurig bekend. Een moeilijkheid bij het bepa len van de banen is dat dicht bij hun top (dus binnen de aardbaan) vrijwel niet uit te maken valt of er Sprake is van een ellips, parabool of hyperbool.
De elementen van de banen vertonen zeer grote ver scheidenheid: de excentriciteit loopt van 0,40—1,0 (parabool) of iets meer (hyperbool); de helling heeft alle waarden van 0°180°. Is de helling kleiner dan 90°, dan spreekt men van de rechtlopende komeet, omdat de beweging dan gelijk gericht is met die van alle planeten; kometen met een helling groter dan 90° heten teruglopend. Kometen in zeer langgerekte elliptische banen hebben een zeer grote omlooptijd, die duizenden en zelfs miljoenen jaren kan bedra gen. Onder degene met een korte omlooptijd (klei ner dan 80 jaar), ca. 60 in aantal, is bijzonder inte ressant de groep kometen van de →Jupiterfamilie met omloopstijden van 59 jaar. In de eigenlijke zin van het woord periodiek zijn (bekend) de kometen van Halley, Olbers, PonsBrooks, WestphalDela van, BrorsenMetcalf, MéchainTuttle en een 20 tal Jupiterkometen, w.o. die van Biela en Encke. Er bestaan ook kometengroepen die elkaar in vrij wel dezelfde baan soms met kleine tussenruimte nalopen en die mogelijkerwijs door splitsing van één komeet ontstaan zijn.
Zo heeft men de kern van de komeet 1882 II zich in ettelijke delen zien splitsen. Tot de kometengroep van deze komeet horen o.a. de kometen van 1668, 1843, 1880, 1887, 1947 XII en de in 1965 verschenen komeet van IkeyaSecchi. Al deze kometen hadden als bijzonderheid dat ze op een afstand van slechts enkele honderdduizen den km langs het zonsoppervlak trokken. Het is niet ónmogelijk dat de verstorende invloed van de zon de oorzaak is geweest van het uiteenvallen van één oerkomeet. De omlooptijd van de leden van deze groep wordt geschat op 1000 jaar.
Telkens gaan er kometen voor het planetenstelsel verloren, die door de storingen van Jupiter in een hyperboolbaan worden geworpen. Anderzijds ver hezen de kernen geleidelijk hun gasvoorraad en ge ven steeds minder licht. Na een mln. jaar zouden er geen kometen meer zichtbaar zijn, indien er niet voortdurend nieuwe ontstonden. Dit ontstaan is nog onduidelijk. Het is niet ónmogelijk dat ze zijn ont staan door het samenklonteren van bevroren gas en stof aan de periferie van het planetenstelsel, mis schien nog verder van de zon dan de baan van Neptunus of Pluto. Door een of andere oorzaak (storingen van Pluto?) zouden ze dan in hun tegen woordige banen zijn gekomen.
Kometen hebben van oudsher op de verbeelding van de mensen gewerkt; ze werden veelal als voor boden van rampen beschouwd. De geschiedenis meldt een 500tal kometen, waargenomen vóór de uitvinding van kijkers. In Europa zijn de eerste komeetwaarnemingen afkomstig van Toscanelli (1456) en Regiomontanus (1472). Langzamerhand vond de mening ingang, dat zij in parabolen om de zon lopen. Newton bewees, dat parabolische banen, even goed als Keplers elliptische planetenbanen, gevolg waren van de wet der algemene aantrek kingskracht. Hij gaf bovendien een rekenwijze aan, die in staat stelde, om uit de schijnbare baan, die de komeet tussen de sterren door aflegt, haar werkelijke parabolische baan om de zon af te leiden.
Zijn leerling E. →Halley ontdekte dat de komeet van 1531 (door Apianus waargenomen), die van 1607 (door Kepler waargenomen) en die van 1682 (door hem zelf ontdekt) in nagenoeg identieke banen om de zon hepen, en hij sprak de stelling uit, dat dit verschijningen zouden zijn van een en hetzelfde hemellichaam, dat in ca. 76 jaren in een zeer lang gerekte elliptische baan om de zon loopt, en zo doende telkens maar korte tijd voor ons zichtbaar wordt. Hij voorspelde de terugkomst tegen het jaar 1758, hetgeen uitkwam.
Beroemde kometen zijn die van →Biela, van Dona ti, van Halley, van Lexell, de komeet van 1680, die een staart van 80° lengte vertoonde en die de aanlei ding was voor de theorie van Newton; de komeet van 1744, die bij volle dag zichtbaar was en een zes voudige waaiervormige staart had; de schitterende komeet 1811 I, die in kijkers 17 maanden lang zicht baar is geweest en 1843 I, die bij volle dag vlak bij de zon gezien kon worden; de komeet 1882 II (overdag gemakkelijk zichtbaar) met die van 1811 en de komeet van Donati, de schitterendste van de 19e eeuw. Recent is de komeet →Kohoutek bekend, die door haar vroege ontdekking zeer intensief bestudeerd kon worden.
