(Grieks = lang haar dragende ster) is een hemellichaam dat zich onderscheidt door een wazig uiterlijk en een meestal zeer langgerekte baan in het zonnestelsel. Deze lichamen worden kometen genoemd omdat zij dikwijls een lichtende staart vertonen, die zich bij zeer heldere kometen soms over de halve hemel uitstrekt.
In oude tijden meende men dat kometen verschijnselen in de aard-atmosfeer waren. In de 16de eeuw toonde de Deense astronoom Tycho Brahe echter aan, dat zij ver buiten de aarde bewegen. In alle tijden heeft de onverwachte komst van een heldere komeet grote indruk gemaakt. Veelal werd haar verschijnen als een voorteken beschouwd van rampen als oorlog, hongersnood, dood van een heerser, enz. hoewel zij ten tijde van grote veldslagen door de overwinnaars ook wel als gunstig omen geduid werden. Kometen kunnen bijzonder helder worden, soms zelfs zó dat men ze gemakkelijk in vol daglicht waar kan nemen. In de laatste eeuw was dit het geval met de kometen van 1843, 1882, 1910 en 1927. Deze grote helderheid duurt echter slechts enkele dagen, zolang zij zich dicht bij de zon bevinden. De grote meerderheid van de kometen is veel zwakker. Per jaar worden thans gemiddeld een tiental kometen ontdekt, de meeste hiervan zijn echter niet met ’t blote oog te zien. Zou men zich met grotere instrumenten speciaal op het ontdekken van kometen toeleggen, dan zou men ongetwijfeld het jaarlijkse aantal ontdekkingen gemakkelijk vertienvoudigen kunnen. Het totale aantal verschijningen van kometen,
De banen van de Aarde, Mars en Jupiter en van enige periodieke kometen waarover aantekeningen gevonden zijn, bedraagt ruim 1600.
De meeste kometen blijven slechts enkele maanden waarneembaar, hoewel zij in enkele gevallen tot enige jaren lang zijn waargenomen.
De kometen zijn gewoonlijk genoemd naar haar ontdekker, echter ook wel naar het jaar waarin ze verschenen, of meer precies: het jaar waarin zij door haar perihelium gingen (d.i. het dichtst bij de zon kwamen). De verschillende kometen van één jaar worden dan onderscheiden door achter het jaartal een Romeins cijfer te zetten dat de volgorde der perihelium-doorgangen aangeeft. De hierbij afgebeelde komeet van Gent wordt bijvoorbeeld ook wel aangeduid als 1941 VIII, d.w.z. dat het de 8ste komeet was die in 1941 haar perihelium passeerde.
De banen der kometen zijn als regel geheel anders dan die der planeten. Terwijl de laatste banen beschrijven die bijna cirkelvormig zijn, doorlopen de kometen gewoonlijk zéér langgerekte elliptische banen. Voor het grote merendeel zijn deze banen zó uitgestrekt dat de betrokken kometen nooit teruggezien zijn. Voor een aanzienlijk percentage moeten de omloopstijden zelfs op tientallen millioenen jaren geschat worden. Deze kometen komen van enorme afstanden, maximaal ongeveer 200 000 maal de afstand van de aarde tot de zon. Deze afstand is bijna even groot als die van de dichtst' bijzijnde vaste sterren (d.z. andere „zonnen”). Desalniettemin behoren zij zonder twijfel tot het zonnestelsel. De kometen schijnen dus een wolk van zeer grote afmeting te vormen om het planetenstelsel. Deze wolk is ongeveer bolvormig. Uit de aantallen kometen die jaarlijks voldoende nabij zon en aarde komen om waargenomen te worden, kan men schatten hoeveel kometen van waarneembare grootte er in totaal in de wolk moeten zijn. Dit is van de orde van honderd duizend millioen.
De wolk is vermoedelijk zeer lang geleden ontstaan als gevolg van de storende krachten van de grote planeten en van de vaste sterren op kleine lichamen in het planetenstelsel waarvan de oorspronkelijke banen tamelijk sterk van cirkels verschilden.
Het is waarschijnlijk dat alle kometen die wij waarnemen afkomstig zijn uit deze grote wolk. Zij worden uit de wolk naar ons toegestuurd door de invloed der omliggende sterren. Door de aantrekkingskracht der planeten en wel vnl. door die van de zwaarste planeet Jupiter, kunnen haar oorspronkelijk tot in de verre wolk reikende banen omgevormd worden in minder uitgestrekte banen, af en toe zelfs in banen die zich niet verder uitstrekken dan tot de baan van Jupiter. Deze noemt men wel kort-periodieke kometen. Voor zover zij dicht bij de baan van Jupiter komen, worden zij gerekend tot de zgn. Jupiter-familie van kometen. De laatste hebben omloopstijden tussen 3 en 8 jaar. Haar banen zijn, in tegenstelling tot die der langperiodieke kometen, die geheel willekeurig in de ruimte verdeeld liggen, slechts weinig geheld ten opzichte van het vlak van de aardbaan. De banen van enige dezer kort-periodieke kometen zijn afgebeeld in bijgaande figuur, waarin tevens, met stippellijnen, de banen van de planeten Aarde, Mars en Jupiter aangegeven zijn. De kometen waarvan de banen afgebeeld zijn behoren alle tot de Jupiter-familie, behalve de komeet van Halley welker baan zich tot ver buiten de figuur uitstrekt en die een gemiddelde omlooptijd van 77 jaar heeft. Deze laatste, in vele opzichten de meest beroemde komeet, is genoemd naar de astronoom Edmond Halley, die na de verschijning van 1682 haar baan berekende en daarmee bewees dat dezelfde komeet ook in 1607 en in 1531 verschenen was. Latere astronomen hebben in de kronieken verslagen gevonden van ieder der 27 keren dat deze bijzonder heldere komeet sedert 87 voor Chr. in de buurt van de zon teruggekeerd is. De laatste terugkeer vond plaats in 1910.
Over de samenstelling der kometen en de processen die haar uiterlijk bepalen en die aanleiding geven tot de vorming der staarten, is nog slechts weinig met zekerheid bekend. Als een komeet op enige astronomische eenheden (een „astronomische eenheid” is een afstand gelijk aan de gemiddelde afstand aarde - zon) zichtbaar wordt, vertoont zij zich als een wazig vlekje met een doorsnede tussen enkele tienduizenden en enkele honderdduizenden km. Het nevelachtige vlekje, de zgn. kop, of coma, bestaat uit een ijle en doorzichtige zwerm van lichtende gassen en stofdeeltjes. Bij verdere nadering tot de zon ontwikkelen de kometen dan dikwijls een staart van lichtende materie die ongeveer van de zon afgericht is en vaak een zeer ingewikkelde structuur vertoont (zie de afbeeldingen). Dikwijls is de staart achteruitgebogen, d.w.z. dat de verder van de kop gelegen gedeelten achter schijnen te blijven bij de beweging der komeet. De staarten kunnen zeer lang worden, in enkele gevallen tot honderd millioen km. Het licht van de kop is behalve aan op de stofdeeltjes gereflecteerd zonlicht vnl. te danken aan door eveneens door de zonnestraling tot lichten gebrachte koolstof- en cyaanmoleculen; daarnaast zijn echter nog talrijke andere moleculen aangetoond. In de staarten treedt CO+ (geïoniseerd koolmonoxyde) op de voorgrond.
De totale in deze ijle zwermen vervatte massa is slechts gering. De hoofdmassa van de komeet moet gezocht worden in een betrekkelijk kleine kern, die ofwel uit een compacte zwerm van grotere blokken, of, en dit lijkt het meest waarschijnlijke, uit één massief blok bestaat. In ’t laatste geval moet dit blok een diameter hebben die varieert van ca 20 km voor de grootste tot enige honderden meters voor de kleinste bekende kometen. Deze kleine kern is het enige permanente deel van een komeet. De materie in de coma en de staart verdwijnt voortdurend in de ruimte. Zij wordt aangevuld door as en stof dat door de zonnestraling uit de vaste ern losgemaakt wordt. Tot voor kort werd vrij algemeen aangenomen dat de kernen van kometen nauw verwant waren met meteoorstenen, zoals men die in kleiner formaat op de aarde aantreft. Door de Amerikaanse astronoom Whipple is kort geleden de onderstelling geuit dat de kometen veeleer grotendeels uit massa’s van bevroren gassen zouden bestaan, vermengd met stofdeeltjes en kleine meteoorsteentjes. Hoewel er allerlei is dat voor deze voorstelling pleit, is het nog niet mogelijk een beslissing tussen beide genoemde modellen te geven
Het is waarschijnlijk dat zich reeds op zeer grote afstanden van de zon, door losmaking van zeer vluchtige gassen uit de kern, de grote stofwolk vormt die men waarneemt als de komeet voor ’t eerst gezien wordt. Bij de nadering tot de zon wordt deze ontwikkeling van gas en stofdeeltjes sterker, in het bijzonder aan de naar de zon toegekeerde zijde van de kern. Daarbij worden door de lichtdruk de kleinste vaste deeltjes en gasmoleculen van de zon weggedreven en geven aanleiding tot de vorming van de staart. De in de staart waargenomen vormen en bewegingen wijzen er echter op dat daarin behalve de lichtdruk ook nog andere krachten een uiterst belangrijke rol moeten spelen. Over de aard en het ontstaan dezer andere krachten is echter nog niets bekend.
Soms komt het voor dat zich een komeet gedurende de tijd dat zij betrekkelijk dicht bij de zon is in twee of meer stukken splitst. Een dergelijke splitsing eindigt dan dikwijls in een totaal uiteenvallen en verdwijnen van de komeet. Een bekend voorbeeld van dit laatste was de komeet van Biela. Deze komeet, die een omloopstijd van ca 6 jaar had, bleek bij haar terugkeer in 1845 in tweeën gesplitst te zijn. De twee stukken werden bij haar volgende terugkeer in 1852 weer gezien. Daarna is de komeet nooit meer teruggevonden. Men neemt aan dat zij geheel in kleine stukken gedesintegreerd is.
Uit de verschijnselen die in de kop van een komeet waargenomen worden is duidelijk geworden dat hier dikwijls vrij heftig verlopende processen optreden, die soms doen denken aan ontploffingen. Het schijnt dat niet alleen gassen en fijne stofdeeltjes uit de kern gestoten worden, maar ook grovere vaste deeltjes met afmetingen van enige mm of zelfs cm. Deze vaste deeltjes verspreiden zich na hun afstoting geleidelijk langs de kometenbaan in een steeds langer wordende zwerm. Op de lange duur verspreidt de zwerm zich meer en meer. Wanneer nu de aarde de baan van zo’n komeet snijdt dringen deze deeltjes in de aardatmosfeer. Door de grote snelheid waarmee dit geschiedt worden zij tot gloeien gebracht en zichtbaar als zgn. vallende sterren. Is de van een komeet afkomstige zwerm niet te lang geleden gevormd cn dus nog min of meer compact, dan kan men wanneer de aarde zo’n zwerm ontmoet een ware regen van vallende sterren te zien krijgen. Dit was bijv. het geval toen de aarde op 27 Nov. 1872 en op dezelfde datum in 1885 door de uit de komeet van Biela gevormde zwerm heenbewoog. Op de laatstgenoemde datum telde men meer dan 1000 vallende sterren per minuut. In 1933 en 1946 heeft men op 10 Oct. mooie sterrenregens kunnen waarnemen afkomstig van de komeet van Giacobini-Zinner. Het is zeer wel mogelijk dat alle vallende sterren van kometen afkomstig zijn.
PROF. DR J. H. OORT
Lit.: H. Groot, Kometen en vallende sterren (1950); Ch. P. Olivier, Cornets (Baltimore 1930); F. G. Watson, Between the Planets (Philadelphia 1941). Oudere werken: G. F. Chambers, The Story of the Cornets (Oxford 1910); Mary Proctor, The Romance of Cornets (London - New York 1926). Geschiedkundig overzicht over oude kometen o.a. bij A. Pingré, Cométographie, ou Traité historique et théorique des comètes (1783). Catalogus van kometenbanen: A. S. Yamamoto, Preliminary General Catalogue of Cornets (Publ. Kwasan Observatory, Vol. I, No. 4, Kyoto 1936).
