Kuyruklu yıldız sayfasının kaynağını görüntüle

{{çoklu resim |perrow=2 |total_width=350
 |image1=Deep Impact HRI.jpeg |alt1=Comet Tempel collides with Deep Impact's impactor |image2=Comet 67P on 19 September 2014 NavCam mosaic.jpg |alt2=Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko orbited by Rosetta
 |image3=17pHolmes 071104 eder vga.jpg |alt3=Comet 17P/Holmes and its blue ionized tail |image4=Comet Wild2.jpg |alt4=Comet Wild 2 visited by Stardust probe
 |image5=Comet-Hale-Bopp-29-03-1997 hires adj.jpg |alt5=Hale–Bopp seen from Croatia in 1997 |image6=Iss030e015472 Edit.jpg |alt6=Comet Lovejoy seen from orbit
 |footer=Kuyruklu yıldızlar – [[Kuyruklu yıldız çekirdeği|çekirdek]], [[Koma (kuyruklu yıldız)|koma]] ve [[Kuyruklu yıldız kuyruğu|kuyruk]]:
* Üstte: [[9P/Tempel]] (impactor çarpışması: ''[[Deep Impact (uzay aracı)|Deep Impact]]'') ve [[67P/Churyumov–Gerasimenko]] (''[[Rosetta (uzay aracı)|Rosetta]]'')
* Ortada: [[17P/Holmes]] ve onun mavi iyonize kuyruğu ve ''[[Stardust (uzay aracı)|Stardust]]'' tarafından ziyaret edilen [[81P/Wild]]
* Altta: 1997 yılında Dünya'dan görülen [[Hale-Bopp kuyruklu yıldızı|Hale–Bopp]] ve Dünya yörüngesinden görüntülenen  [[C/2011 W3 (Lovejoy)]]
}}

[[Dosya:Halebopp031197.jpg|küçükresim|sağ|upright=1.09]]
[[Dosya:Comet-Hale-Bopp-29-03-1997 hires adj.jpg|küçükresim|upright=1.09|Hale Bopp kuyruklu yıldızı]]

'''Kuyruklu yıldız''' ya da '''kirlikartopu''', [[Güneş]]’in yakınından geçerken ısınarak gaz açığa çıkarmaya başlayan, buzlu, küçük Güneş Sistemi [[Astronomik cisim|cisimleridir]]. Bu gaz çıkışı, görünür bir atmosfer veya [[Koma (kuyruklu yıldız)|koma]] ve bazen de bir [[Kuyruklu yıldız kuyruğu|kuyruk]] oluşturur. Bu fenomenler, kuyruklu yıldızın çekirdeğine etki eden [[güneş radyasyonu]] ve [[güneş rüzgarı]] etkilerinden kaynaklanır. 
[[Kuyruklu yıldız çekirdeği|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.

İsimlerinde yer almasına rağmen yıldız değildirler.

[[Güneş sistemi|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 ==
[[Dosya:Comet Physical Structure.svg|küçükresim|upright=1.36|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 ===
[[Dosya:Comet Hartley 2.jpg|küçükresim|Uzay aracı uçuşunda görüntülenen [[103P/Hartley]] çekirdeği. Çekirdeğin uzunluğu yaklaşık 2&nbsp;km'dir.]]

Kuyruklu yıldızın katı, çekirdek yapısı çekirdek olarak bilinir. Kuyruklu yıldız çekirdekleri [[kaya]], toz, [[buz|su buzu]] ve donmuş [[karbon dioksit]], [[karbon monoksit]], [[metan]] ve [[amonyak]] karışımından oluşur.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |bibcode=1998A&A...330..375G |başlık=Making a comet nucleus |soyadı1=Greenberg |ad1=J. Mayo |cilt=330 |tarih=1998 |sayfalar=375|dergi=Astronomy & Astrophysics}}</ref> Bu nedenle, [[Fred Whipple]]'ın modelinden sonra halk arasında "kirli kartopu" olarak tanımlanırlar.<ref>{{Web kaynağı |url=http://starryskies.com/solar_system/Comet/dirty_snowballs.html |başlık=Dirty Snowballs in Space |yayıncı=Starryskies |erişimtarihi=15 Ağustos 2013 |ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20130129035627/http://starryskies.com/solar_system/Comet/dirty_snowballs.html |arşivtarihi=29 Ocak 2013}}</ref> Daha çok tozlu kuyruklu yıldızlara "buzlu kir topları" denir.<ref>{{Haber kaynağı |url=http://www.timeshighereducation.co.uk/news/evidence-from-esas-rosetta-spacecraft-suggests-that-comets-are-more-icy-dirtball-than-dirty-snowball/199168.article |başlık=Evidence from ESA's Rosetta Spacecraft Suggests that Comets are more "Icy Dirtball" than "Dirty Snowball" |tarih=21 Ekim 2005 |iş=Times Higher Education |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20131014172656/http://www.timeshighereducation.co.uk/news/evidence-from-esas-rosetta-spacecraft-suggests-that-comets-are-more-icy-dirtball-than-dirty-snowball/199168.article |arşivtarihi=14 Ekim 2013 |ölüurl=hayır }}</ref> "Buzlu kir topları" terimi, Temmuz 2005'te [[Deep Impact (uzay aracı)|NASA Deep Impact]] misyonu tarafından gönderilen "çarpıcı" sonda ile [[Tempel 1|Comet 9P/Tempel 1]] çarpışmasının gözlemlenmesinden sonra ortaya çıktı. 2014 yılında yapılan araştırmalar, kuyruklu yıldızların "[[Kızarmış dondurma|derin yağda kızartılmış dondurma]]" gibi olduklarını yani yüzeylerinin [[organik bileşik]]'lerle karıştırılmış yoğun kristal buzdan oluştuğunu, iç kısmındaki buzunsa daha soğuk ve daha az yoğun olduğunu ortaya koyar.<ref name="NASA-20150210">{{Web kaynağı | soyadı = Clavin | ad = Whitney | başlık = Why Comets Are Like Deep Fried Ice Cream | url = http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4480 | tarih = 10 Şubat 2015 | yayıncı = [[NASA]] | erişimtarihi = 10 Şubat 2015 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150211052726/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4480 | arşivtarihi = 11 Şubat 2015}}</ref>

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 [[hidrokarbon]]lar ve [[amino asit]]leri gibi daha karmaşık molekülleri olan çeşitli organik bileşikler içerir.<ref>{{Web kaynağı | soyadı = Meech | ad = M. | başlık = 1997 Apparition of Comet Hale–Bopp: What We Can Learn from Bright Comets | url = http://www.psrd.hawaii.edu/Feb97/Bright.html | yayıncı = Planetary Science Research Discoveries | tarih = 24 Mart 1997 | erişimtarihi = 30 Nisan 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20010422180046/http://www.psrd.hawaii.edu/Feb97/Bright.html | arşivtarihi = 22 Nisan 2001}}</ref><ref>{{Web kaynağı | başlık = Stardust Findings Suggest Comets More Complex Than Thought | url = http://stardust.jpl.nasa.gov/news/news110.html | yayıncı = NASA | tarih = 14 Aralık 2006 | erişimtarihi = 31 Temmuz 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20061221094822/http://stardust.jpl.nasa.gov/news/news110.html | arşivtarihi = 21 Aralık 2006}}</ref> 2009 yılında NASA'nın [[Stardust (uzay aracı)|Stardust görevi]] tarafından alınmış kuyruklu yıldız tozunda amino asidin [[glisin]] bulunduğu doğrulandı.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1111/j.1945-5100.2009.tb01224.x |başlık=Cometary glycine detected in samples returned by Stardust |tarih=2009 |soyadı1=Elsila |ad1=Jamie E. |soyadı2=Glavin |ad2=Daniel P. |soyadı3=Dworkin |ad3=Jason P. |yazarlarıgöster=1 |dergi=Meteoritics & Planetary Science |cilt=44 |sayı=9 |sayfalar=1323|bibcode=2009M&PS...44.1323E}}</ref> Ağustos 2011'de [[NASA]] çalışmalarına göre Dünya'daki [[meteorit]]lerin [[DNA]] ve [[RNA]] bileşenlerin ([[adenin]], [[guanin]] ve ilgili organik moleküller) [[asteroid]]'ler ve kuyruklu yıldızlar üzerinde oluşmuş olabileceğine dair bir rapor yayınlandı.<ref name="Callahan">{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1073/pnas.1106493108 |başlık=Carbonaceous meteorites contain a wide range of extraterrestrial nucleobases |tarih=2011 |soyadı1=Callahan |ad1=M. P. |soyadı2=Smith |ad2=K. E. |soyadı3=Cleaves |ad3=H. J. |soyadı4=Ruzicka |ad4=J. |soyadı5=Stern |ad5=J. C. |soyadı6=Glavin |ad6=D. P. |soyadı7=House |ad7=C. H. |soyadı8=Dworkin |ad8=J. P. |yazarlarıgöster=1 |dergi=Proceedings of the National Academy of Sciences |cilt=108 |sayı=34 |sayfalar=13995-8|bibcode=2011PNAS..10813995C |pmid=21836052 |pmc=3161613}}</ref><ref name="Steigerwald">{{Web kaynağı | soyadı = Steigerwald | ad = John | başlık = NASA Researchers: DNA Building Blocks Can Be Made in Space | url = http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/dna-meteorites.html | yayıncı = NASA | tarih = 8 Ağustos 2011 | erişimtarihi = 31 Temmuz 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110813052853/http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/dna-meteorites.html | arşivtarihi = 13 Ağustos 2011}}</ref>

[[Dosya:Comet borrelly.jpg|küçükresim|sol|[[19P/Borrelly|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 aracı)|Giotto]] [[uzay sondası]], [[Halley Kuyruklu Yıldızı]] (1P/Halley) çekirdeğinin üzerine düşen ışığın yaklaşık yüzde dördünü yansıttığını buldu,<ref name="dark">{{Akademik dergi kaynağı |başlık=The Activity and Size of the Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1) |dergi=Science |soyadı1=Weaver |ad1=H. A. |soyadı2=Feldman |ad2=P. D. |soyadı3=a'Hearn |ad3=M. F. |soyadı4=Arpigny |ad4=C. |soyadı5=Brandt |ad5=J. C. |soyadı6=Festou |ad6=M. C. |soyadı7=Haken |ad7=M. |soyadı8=McPhate |ad8=J. B. |soyadı9=Stern |ad9=S. A. |soyadı10=Tozzi |ad10=G. P. |yazarlarıgöster=1 |cilt=275 |sayı=5308 |sayfalar=1900-1904|tarih=1997 |pmid=9072959 |doi=10.1126/science.275.5308.1900 |bibcode=1997Sci...275.1900W|s2cid=25489175 }}</ref> ve [[Deep Space 1]], [[19P/Borrelly|Borrelly kuyruklu yıldızı]]'nın yüzeyinin %3.0'dan daha az yansıttığını keşfetti;<ref name="dark" /> karşılaştırıldığında, [[asfalt]] bile ışığın yüzde yedisini yansıtır. Çekirdeğin karanlık yüzey malzemesi karmaşık organik bileşiklerden oluşabilir. Güneş enerjisiyle ısıtma daha hafif [[Uçucular (gezegen bilimi)|uçucu]] [[Kimyasal bileşik|bileşikler]]i uzaklaştırarak geride [[katran]] veya [[petrol|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.<ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=PRqVqQKao9QC&pg=PA91 |sayfa=91 |başlık=Habitability and Cosmic Catastrophes |isbn=978-3-540-76945-3 |soyadı1=Hanslmeier |ad1=Arnold |tarih=2008 |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211026084739/https://books.google.com/books?id=PRqVqQKao9QC&pg=PA91 |arşivtarihi=26 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref>
Yarıçapları {{dönüştürme|30|km|mi|sp=us}}'ye kadar olan kuyruklu yıldız çekirdekleri gözlemlendi<ref>{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1023/A:1021545031431 |başlık=The Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1): Size and Activity |tarih=2000 |soyadı1=Fernández |ad1=Yanga R. |dergi=Earth, Moon, and Planets |cilt=89 |sayfalar=3-25|bibcode=2002EM&P...89....3F|s2cid=189899565 }}</ref> ancak tam boyutlarını belirlemek zordur.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/nucleus.html | başlık = The Cometary Nucleus | yayıncı = Department of Earth and Space Sciences, UCLA | tarih = April 2003 | erişimtarihi = 31 Temmuz 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20100511032848/http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/nucleus.html | arşivtarihi = 11 Mayıs 2010}}</ref> [[322P/SOHO]]'nun çekirdeği muhtemelen yalnızca 100–200&nbsp;m çapındadır.<ref name=soho1>{{Web kaynağı | başlık = SOHO's new catch: its first officially periodic comet | yayıncı = European Space Agency | url = http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/SOHO_s_new_catch_its_first_officially_periodic_comet | erişimtarihi = 16 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20131203042241/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/SOHO_s_new_catch_its_first_officially_periodic_comet | arşivtarihi = 3 Aralık 2013}}</ref> Aletlerin artan hassasiyetine rağmen tespit edilen daha küçük kuyruklu yıldızların olmaması, bazılarının 100&nbsp;m çapından daha küçük kuyruklu yıldızların gerçek bir eksikliği olduğunu öne sürmesine neden oldu.<ref>{{harvnb|Sagan|Druyan|1997|p=137}}</ref> Bilinen kuyruklu yıldızların ortalama yoğunluğunun {{dönüştürme|0,6|g/cm3|oz/cuin|abbr=on}} olduğu tahmin edilmektedir.<ref name=Britt2006>{{Akademik dergi kaynağı |bibcode=2006LPI....37.2214B |başlık=Small Body Density and Porosity: New Data, New Insights |soyadı1=Britt |ad1=D. T. |soyadı2=Consolmagno |ad2=G. J. |soyadı3=Merline |ad3=W. J. |yazarlarıgöster=1 |cilt=37 |tarih=2006 |sayfalar=2214|dergi=37th Annual Lunar and Planetary Science Conference |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/2214.pdf |erişimtarihi=25 Ağustos 2013 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20081217064607/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/2214.pdf |arşivtarihi=17 Aralık 2008 |ölüurl=evet}}</ref> Az kütleleri nedeniyle kuyruklu yıldız çekirdekleri kendi [[Kütleçekim|yerçekimleri]] nedeniyle [[Kütleçekimsel çökme|küresel hale gelmez]] ve bu nedenle düzensiz şekillidirler.<ref>{{Web kaynağı | url = https://history.nasa.gov/SP-467/ch7.htm | başlık = The Geology of Small Bodies | yayıncı = NASA | erişimtarihi = 15 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20021028023045/https://history.nasa.gov/SP-467/ch7.htm | arşivtarihi = 28 Ekim 2002}}</ref>

[[Dosya:Comet wild 2.jpg|küçükresim|upright=1|[[81P/Wild]] Kuyruklu yıldızı aydınlık ve karanlık tarafta jetler, keskin bir boşalma sergiler ve kurudur.]]

[[Dünya'ya yakın cisim|Dünyaya yakın asteroit]]'lerin yaklaşık yüzde altısının [[14827 Hypnos]] ve [[3552 Don Kişot]] dahil artık gaz çıkışı yaşamayan [[Soyu tükenmiş kuyruklu yıldız|soyu tükenmiş kuyruklu yıldız çekirdekleri]] olduğu düşünülür.<ref name=dormant>{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1016/j.icarus.2006.02.016 |arxiv=astro-ph/0603106v2 |tarih=2006 |başlık=The size–frequency distribution of dormant Jupiter family comets |soyadı1=Whitman |ad1=K. |soyadı2=Morbidelli |ad2=A. |soyadı3=Jedicke |ad3=R. |yazarlarıgöster=1 |dergi=Icarus |cilt=183 |sayı=1 |sayfalar=101-114|bibcode=2006Icar..183..101W|s2cid=14026673 }}</ref>

[[Rosetta (uzay aracı)|''Rosetta'']] ve [[Philae (uzay aracı)|''Philae'']] uzay araçlarında elde edilen sonuçlar [[67P/Churyumov–Gerasimenko]] çekirdeğinin manyetik olmadığını gösterir. Bu, manyetizmanın [[gezegenimsi]]'lerin erken oluşumunda bir rol oynamamış olabileceğini düşündürür.<ref name="esa20150414">{{Haber kaynağı |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_and_Philae_find_comet_not_magnetised |başlık=Rosetta and Philae Find Comet Not Magnetised |yayıncı=European Space Agency |ad=Markus |soyadı=Bauer |tarih=14 Nisan 2015 |erişimtarihi=14 Nisan 2015 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20171207054405/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_and_Philae_find_comet_not_magnetised |arşivtarihi=7 Aralık 2017 |ölüurl=hayır }}</ref><ref name="nature20150414">{{Akademik dergi kaynağı |başlık=Rosetta's comet has no magnetic field |dergi=[[Nature (dergi)|Nature]] |ad=Quirin |soyadı=Schiermeier |tarih=14 Nisan 2015 |doi=10.1038/nature.2015.17327|s2cid=123964604 }}</ref> Ayrıca ''Rosetta'' üzerindeki [[Rosetta (uzay aracı)#Instruments|ALICE spektrografı]], daha önce düşünüldüğü gibi Güneş'ten gelen [[foton]]ların değil, su moleküllerinin [[Güneş ışığı|güneş radyasyonu]] ile [[fotoiyonizasyon]]undan üretilen [[elektron]]ların ([[kuyruklu yıldız çekirdeği]]nin 1&nbsp;km (0.62&nbsp;mi) üzerinde) suyun bozulmasından ve kuyruklu yıldızın çekirdeğinden komaya salınan [[karbondioksit]] [[molekül]]lerinden sorumlu olduğunu belirledi.<ref name="NASA-20150602">{{Web kaynağı | url = http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4609 | başlık = NASA Instrument on Rosetta Makes Comet Atmosphere Discovery | erişimtarihi = 2 Haziran 2015 | tarih = 2 Haziran 2015 | yazarlarıgöster = 1 | yayıncı = [[NASA]] | soyadı1 = Agle | ad1 = D. C. | soyadı2 = Brown | ad2 = Dwayne | soyadı3 = Fohn | ad3 = Joe | soyadı4 = Bauer | ad4 = Markus | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150603131624/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4609 | arşivtarihi = 3 Haziran 2015}}</ref><ref name="AA-20150602">{{Akademik dergi kaynağı|url=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/forth/aa25925-15.pdf|başlık=Measurements of the near-nucleus coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko with the Alice far-ultraviolet spectrograph on Rosetta|erişimtarihi=3 Haziran 2015|tarih=2 Haziran 2015|yazarlarıgöster=1|sayfalar=A8|dergi=Astronomy & Astrophysics|cilt=583|doi=10.1051/0004-6361/201525925|soyadı1=Feldman|soyadı10=Sierks|bibcode=2015A&A...583A...8F|arxiv=1506.01203|ad11=Jean-Baptiste|soyadı11=Vincent|ad10=Holger|ad9=Harold A.|ad1=Paul D.|soyadı5=Parker|soyadı2=A'Hearn|ad2=Michael F.|soyadı3=Bertaux|ad3=Jean-Loup|soyadı4=Feaga|ad4=Lori M.|ad5=Joel Wm.|soyadı9=Weaver|soyadı6=Schindhelm|ad6=Eric|soyadı7=Steiffl|ad7=Andrew J.|soyadı8=Stern|ad8=S. Alan|s2cid=119104807|arşivurl=https://web.archive.org/web/20170707152513/https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/forth/aa25925-15.pdf|arşivtarihi=7 Temmuz 2017|ölüurl=hayır}}</ref>

"''Philae''" uzay aracındaki aletler, kuyruklu yıldızın yüzeyinde en az on altı organik bileşik buldu, bunlardan dördü ([[asetamid]], [[aseton]], [[metil izosiyanat]] ve [[propionaldehit]]) İlk defa bir kuyruklu yıldızda belirlendi.<ref name="wapo20150730">{{Haber kaynağı |url=https://www.washingtonpost.com/world/philae-probe-finds-evidence-that-comets-can-be-cosmic-labs/2015/07/30/63a2fc0e-36e5-11e5-ab7b-6416d97c73c2_story.html |arşivurl=https://web.archive.org/web/20181223235109/https://www.washingtonpost.com/world/philae-probe-finds-evidence-that-comets-can-be-cosmic-labs/2015/07/30/63a2fc0e-36e5-11e5-ab7b-6416d97c73c2_story.html |ölüurl=evet|arşivtarihi=23 Aralık 2018 |başlık=Philae probe finds evidence that comets can be cosmic labs |iş=The Washington Post |ajans=Associated Press |ad=Frank |soyadı=Jordans |tarih=30 Temmuz 2015 |erişimtarihi=30 Temmuz 2015}}</ref><ref name="esa20150730">{{Web kaynağı | url = http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Science_on_the_surface_of_a_comet | başlık = Science on the Surface of a Comet | yayıncı = European Space Agency | tarih = 30 Temmuz 2015 | erişimtarihi = 30 Temmuz 2015 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150802005802/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Science_on_the_surface_of_a_comet | arşivtarihi = 2 Ağustos 2015}}</ref><ref name="SCI-20150731">{{Akademik dergi kaynağı |soyadı1=Bibring |ad1=J.-P. |soyadı2=Taylor |ad2=M.G.G.T. |soyadı3=Alexander |ad3=C. |soyadı4=Auster |ad4=U. |soyadı5=Biele |ad5=J. |soyadı6=Finzi |ad6=A. Ercoli |soyadı7=Goesmann |ad7=F. |soyadı8=Klingehoefer |ad8=G. |soyadı9=Kofman |ad9=W. |soyadı10=Mottola |ad10=S. |soyadı11=Seidenstiker |ad11=K.J. |soyadı12=Spohn |ad12=T. |soyadı13=Wright |ad13=I. |yazarlarıgöster=1 |başlık=Philae's First Days on the Comet – Introduction to Special Issue |tarih=31 Temmuz 2015 |dergi=[[Science (dergi)|Science]] |cilt=349 |sayı=6247 |sayfa=493 |doi=10.1126/science.aac5116 |bibcode=2015Sci...349..493B |pmid=26228139 }}</ref>

{| class="wikitable sortable mw-collapsible center" style="text-align: center; width: 530px; margin: 0.1em auto;"
|+Bazı kuyruklu yıldızların özellikleri
|-
! en="120" | Ad
! en="120" | Ölçüler<br />(km)
! en="120" | Yoğunluk<br />([[Gram|g]]/cm<sup>3</sup>)
! en="120" | kütle<br />([[Kilogram|kg]])!<ref name="mass">
Halley: Using the volume of an ellipsoid of 15×8×8&nbsp;km * a rubble pile density of 0.6&nbsp;g/cm<sup>3</sup> yields a mass (m=d*v) of 3.02E+14&nbsp;kg.<br />
Tempel 1: Using a spherical diameter of 6.25&nbsp;km; volume of a sphere * a density of 0.62&nbsp;g/cm<sup>3</sup> yields a mass of 7.9E+13&nbsp;kg.<br />
19P/Borrelly: Using the volume of an ellipsoid of 8x4x4km * a density of 0.3&nbsp;g/cm<sup>3</sup> yields a mass of 2.0E+13&nbsp;kg.<br />
81P/Wild: Using the volume of an ellipsoid of 5.5x4.0x3.3&nbsp;km * a density of 0.6&nbsp;g/cm<sup>3</sup> yields a mass of 2.28E+13&nbsp;kg.</ref> Kaynaklar
|-
| align="left" | [[Halley kuyruklu yıldızı]]
| 15 × 8 × 8
| 0.6
| 3{{e|14}}
|<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.astrosociety.org/edu/publications/tnl/06/06.html | başlık = What Have We Learned About Halley's Comet? | tarih = 1986 | yayıncı = Astronomical Society of the Pacific | erişimtarihi = 4 Ekim 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20121203045751/http://www.astrosociety.org/edu/publications/tnl/06/06.html | arşivtarihi = 3 Aralık 2012}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=Is the nucleus of Comet Halley a low density body? |dergi=Nature |soyadı1=Sagdeev |ad1=R. Z. |soyadı2=Elyasberg |ad2=P. E. |soyadı3=Moroz |ad3=V. I. |yazarlarıgöster=1 |cilt=331 |sayı=6153 |sayfalar=240|tarih=1988 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/331240a0 |bibcode=1988Natur.331..240S|s2cid=4335780 }}</ref>
|-
| align="left" | [[Tempel 1]]
| 7.6 × 4.9
| 0.62
| 7.9{{e|13}}
|<ref name="Britt2006" /><ref>{{Web kaynağı | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=9P | başlık = 9P/Tempel 1 | yayıncı = JPL | erişimtarihi = 16 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20060908040328/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=9P | arşivtarihi = 8 Eylül 2006}}</ref>
|-
| align="left" | [[19P/Borrelly]]
| 8 × 4 × 4
| 0.3
| 2.0{{e|13}}
|<ref name="Britt2006" />
|-
| align="left" | [[81P/Wild]]
| 5.5 × 4.0 × 3.3
| 0.6
| 2.3{{e|13}}
|<ref name="Britt2006" /><ref name="wild2">{{Web kaynağı |başlık=Comet 81P/Wild 2 |yayıncı=The Planetary Society |url=http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/wild2.html |erişimtarihi=20 Kasım 2007 |ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20090106004009/http://planetary.org./explore/topics/asteroids_and_comets/wild2.html |arşivtarihi=6 Ocak 2009 }}</ref>
|-
| align="left" | [[67P/Churyumov–Gerasimenko]]
| 4.1 × 3.3 × 1.8
| 0.47
| 1.0{{e|13}}
|<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/01/Comet_vital_statistics | başlık = Comet vital statistics | yayıncı = European Space Agency | tarih = 22 Ocak 2015 | erişimtarihi = 24 Ocak 2015 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20150125231248/http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/01/Comet_vital_statistics | arşivtarihi = 25 Ocak 2015}}</ref><ref>{{Web kaynağı | url = http://blogs.esa.int/rosetta/2014/08/21/determining-the-mass-of-comet-67pc-g/ | başlık = Determining the mass of comet 67P/C-G | yayıncı = European Space Agency | ad = Emily | soyadı = Baldwin | tarih = 21 Ağustos 2014 | erişimtarihi = 21 Ağustos 2014 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20140823015713/http://blogs.esa.int/rosetta/2014/08/21/determining-the-mass-of-comet-67pc-g/ | arşivtarihi = 23 Ağustos 2014}}</ref>
|}

=== Kuyruklu yıldız saçı (Koma) ===

[[Dosya:Hubble's Last Look at Comet ISON Before Perihelion.jpg|küçükresim|[[Hubble Uzay Teleskobu|Hubble]] [[ISON kuyruklu yıldızı]]'nın [[günberi]]sinden kısa süre önceki görüntüsü.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.spacetelescope.org/images/opo1347a/ | başlık = Hubble's Last Look at Comet ISON Before Perihelion | yayıncı = European Space Agency | tarih = 19 Kasım 2013 | erişimtarihi = 20 Kasım 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20131122130615/http://www.spacetelescope.org/images/opo1347a/ | arşivtarihi = 22 Kasım 2013}}</ref>]]

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.<ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=4zjv84hHNPcC&pg=PA66 |başlık=A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations |soyadı1=Clay Sherrod |ad1=P. Clay |soyadı2=Koed |ad2=Thomas L. |name-list-style=amp |sayfa=66 |tarih=2003 |isbn=978-0-486-15216-5 |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211026084738/https://books.google.com/books?id=4zjv84hHNPcC&pg=PA66 |arşivtarihi=26 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref>
Koma genellikle su ve tozdan ve kuyruklu yıldız Güneş'e 3 ila 4 [[astronomik birim]] (450,000,000 ila 600,000,000&nbsp;km; 280,000,000 ila 370,000,000&nbsp;mi) uzaklıktayken çekirdekten dışarı akan [[Uçucular (gezegen bilimi)|uçucuların]] %90'ını oluşturan sudan oluşur.<ref name=Combi2004>{{Akademik dergi kaynağı |url=http://www.lpi.usra.edu/books/CometsII/7023.pdf |başlık=Gas dynamics and kinetics in the cometary coma: Theory and observations |dergi=Comets II |soyadı1=Combi |ad1=Michael R. |soyadı2=Harris |ad2=Walter M. |soyadı3=Smyth |ad3=William H. |yazarlarıgöster=1 |sayfalar=523|tarih=2004 |doi=10.2307/j.ctv1v7zdq5.34 |bibcode=2004come.book..523C |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20181229102643/https://www.lpi.usra.edu/books/CometsII/7023.pdf |arşivtarihi=29 Aralık 2018 |ölüurl=hayır }}</ref> H<sub>2</sub>O 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.<ref name=Combi2004/> Daha büyük toz parçacıkları kuyruklu yıldızın yörüngesi boyunca bırakılırken daha küçük parçacıklar [[radyasyon basıncı|ışık basıncı]] ile Güneş'ten kuyruklu yıldızın kuyruğuna doğru itilir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://migall.fastmail.fm/astronomy/solar_system/small_bodies/hale_bop/jpl/define.htm | başlık = Comet Definitions | yayıncı = Michael Gallagher | soyadı = Morris | ad = Charles S. | erişimtarihi = 31 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20130922181455/http://migall.fastmail.fm/astronomy/solar_system/small_bodies/hale_bop/jpl/define.htm | arşivtarihi = 22 Eylül 2013}}</ref>

Kuyruklu yıldızların katı çekirdeği genellikle {{dönüştürme|60|km|mi|sp=us}} çapından daha az olmasına rağmen, koma binlerce hatta milyonlarca kilometre boyunda olabilir ve bazen Güneş'ten de daha büyüktür.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1023/A:1021512317744 |bibcode=2002EM&P...90...67L |tarih=2002 |ad1=Rosine |soyadı1=Lallement |soyadı2=Bertaux |ad2=Jean-Loup |soyadı3=Szegö |ad3=Karöly |soyadı4=Nemeth |ad4=Szilvia |yazarlarıgöster=1 |dergi=Earth, Moon, and Planets |cilt=90 |sayfalar=67-76|başlık=The Shadow of Comet Hale–Bopp in Lyman-Alpha|sayı=1 |s2cid=118200399 }}</ref> 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.<ref name=atmosphere2>{{Web kaynağı | yazarbağı = David C. Jewitt | soyadı = Jewitt | ad = David | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/holmes.html | başlık = The Splintering of Comet 17P/Holmes During a Mega-Outburst | yayıncı = University of Hawaii | erişimtarihi = 30 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20090828074937/http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/holmes.html | arşivtarihi = 28 Ağustos 2009}}</ref> [[1811 Büyük Kuyruklu Yıldızı]] da kabaca Güneş'in çapı kadar bir komaya sahipti.<ref name="primer">{{Web kaynağı |başlık=The Comet Primer |iş=Gary W. Kronk's Cometography |soyadı=Kronk |ad=Gary W. |url=http://cometography.com/educate/comintro.html |erişimtarihi=30 Ağustos 2013 |ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20110517043903/http://cometography.com/educate/comintro.html |arşivtarihi=17 Mayıs 2011 }}</ref> Koma oldukça büyük olabilse de Güneş'ten {{dönüştürme|1.5|AU}} civarındaki [[Mars]] yörüngesini geçtiği zaman boyutu küçülebilir.<ref name="primer"/> Bu mesafede güneş rüzgarı, gaz ve tozu komadan uzaklaştıracak kadar güçlenir ve bunu yaparken kuyruğu genişletir.<ref name="primer"/> İyon kuyruklarının bir astronomik birimi (150&nbsp;milyon km) veya daha fazla uzattığı gözlemlenmiştir.<ref name=atmosphere2/>

[[Dosya:PIA20119-CometChristensen-C2006W3-CO2-WISE-20100420.jpg|küçükresim|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 [[iyon]]izasyondan parlarken toz güneş ışığını doğrudan yansıtır.<ref name="le">{{Web kaynağı | url = http://www.le.ac.uk/ph/faulkes/web/planets/r_pl_comets.html | başlık = Comets | yayıncı = University of Leicester | soyadı1 = Brinkworth | ad1 = Carolyn | soyadı2 = Thomas | ad2 = Claire | name-list-style = amp | erişimtarihi = 31 Temmuz 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20030513053245/http://www.le.ac.uk/ph/faulkes/web/planets/r_pl_comets.html | arşivtarihi = 13 Mayıs 2003}}</ref> Kuyruklu yıldızların çoğu [[teleskop]] yardımı olmadan görülemeyecek kadar soluktur ancak her on yılda bir birkaç tanesi çıplak gözle görülebilecek kadar parlaklaşır.<ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=caYpAQAAMAAJ |sayfa=75 |başlık=A field guide to the stars and planets |isbn=978-0-395-93432-6 |soyadı=Pasachoff |ad=Jay M |tarih=2000 |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211026084741/https://books.google.com/books?id=caYpAQAAMAAJ |arşivtarihi=26 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref> 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 [[17P/Holmes|Holmes kuyruklu yıldızı]]'na oldu.<ref name=atmosphere1>{{Web kaynağı | soyadı = Jewitt | ad = David | url = http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/holmes.html | başlık = Comet Holmes Bigger Than The Sun | yayıncı = Institute for Astronomy at the University of Hawaii | erişimtarihi = 31 Temmuz 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20090828074937/http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/holmes.html | arşivtarihi = 28 Ağustos 2009}}</ref>

1996'da kuyruklu yıldızların [[X-ışını|X-ışın]]'ları yaydıkları bulundu.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1126/science.274.5285.205 |başlık=Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2 |tarih=1996 |soyadı1=Lisse |ad1=C. M. |soyadı2=Dennerl |ad2=K. |soyadı3=Englhauser |ad3=J. |soyadı4=Harden |ad4=M. |soyadı5=Marshall |ad5=F. E. |soyadı6=Mumma |ad6=M. J. |soyadı7=Petre |ad7=R. |soyadı8=Pye |ad8=J. P. |soyadı9=Ricketts |ad9=M. J. |yazarlarıgöster=1 |dergi=Science |cilt=274 |sayı=5285 |sayfalar=205|soyadı10=Schmitt |ad10=J. |soyadı11=Trumper |ad11=J. |soyadı12=West |ad12=R. G. |bibcode=1996Sci...274..205L |s2cid=122700701 |url=https://zenodo.org/record/1231082 |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211026084738/https://zenodo.org/record/1231082 |arşivtarihi=26 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref> Bu, gök bilimcileri büyük ölçüde şaşırttı çünkü X-ışını emisyonu genellikle çok [[kara cisim ışıması|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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=Charge Exchange-Induced X-Ray Emission from Comet C/1999 S4 (LINEAR) |dergi=Science |soyadı1=Lisse |ad1=C. M. |soyadı2=Christian |ad2=D. J. |soyadı3=Dennerl |ad3=K. |soyadı4=Meech |ad4=K. J. |soyadı5=Petre |ad5=R. |soyadı6=Weaver |ad6=H. A. |soyadı7=Wolk |ad7=S. J. |yazarlarıgöster=1 |cilt=292 |sayı=5520 |sayfalar=1343-8|tarih=2001 |doi=10.1126/science.292.5520.1343 |bibcode=2001Sci...292.1343L |pmid=11359004}}</ref>

===Yay şoku===
[[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]],<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=The Bow wave of Comet Giacobini-Zinner – ICE magnetic field observations |dergi=Geophysical Research Letters |soyadı1=Jones |ad1=D. E. |soyadı2=Smith |ad2=E. J. |soyadı3=Slavin |ad3=J. A. |soyadı4=Tsurutani |ad4=B. T. |soyadı5=Siscoe |ad5=G. L. |soyadı6=Mendis |ad6=D. A. |yazarlarıgöster=1 |cilt=13 |sayı=3 |sayfalar=243-246|tarih=March 1986 |bibcode=1986GeoRL..13..243J |doi=10.1029/GL013i003p00243}}</ref> 1P/Halley,<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=First in situ plasma and neutral gas measurements at comet Halley |dergi=Nature |soyadı1=Gringauz |ad1=K. I. |soyadı2=Gombosi |ad2=T. I. |soyadı3=Remizov |ad3=A. P. |soyadı4=Szemerey |ad4=I. |soyadı5=Verigin |ad5=M. I. |soyadı6=L. I. |ad6=Denchikova |soyadı7=A. V. |ad7=Dyachkov |soyadı8=E. |ad8=Keppler |soyadı9=I. N. |ad9=Klimenko |soyadı10=A. K. |ad10=Richter |soyadı11=A. J. |ad11=Somogyi |soyadı12=K. |ad12=Szego |soyadı13=S. |ad13=Szendro |soyadı14=M. |ad14=Tatrallyay |soyadı15=A. |ad15=Varga |soyadı16=G. A. |ad16=Vladimirova |yazarlarıgöster=1 |cilt=321 |sayfalar=282-285|tarih=15 Mayıs 1986 |bibcode=1986Natur.321..282G |doi=10.1038/321282a0|s2cid=117920356 }}</ref> ve [[26P/Grigg–Skjellerup]] tarafından uçarken yapıldı.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=First results from the Giotto magnetometer experiment during the P/Grigg-Skjellerup encounter |dergi=Astronomy & Astrophysics |ad1=F. M. |soyadı1=Neubauer |ad2=H. |soyadı2=Marschall |ad3=M. |soyadı3=Pohl |ad4=K.-H. |soyadı4=Glassmeier |ad5=G. |soyadı5=Musmann |ad6=F. |soyadı6=Mariani |ad7=M. H. |soyadı7=Acuna |ad8=L. F. |soyadı8=Burlaga |ad9=N. F. |soyadı9=Ness |ad10=M. K. |soyadı10=Wallis |ad11=H. U. |soyadı11=Schmidt |ad12=E. |soyadı12=Ungstrup |yazarlarıgöster=1 |cilt=268 |sayı=2 |sayfalar=L5-L8|tarih=February 1993 |bibcode=1993A&A...268L...5N}}</ref> 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)|''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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=The infant bow shock: a new frontier at a weak activity comet |dergi=Astronomy & Astrophysics |soyadı1=Gunell |ad1=H. |soyadı2=Goetz |ad2=C. |soyadı3=Simon Wedlund |ad3=C. |soyadı4=Lindkvist |ad4=J. |soyadı5=Hamrin |ad5=M. |soyadı6=Nilsson |ad6=H. |soyadı7=LLera |ad7=K. |soyadı8=Eriksson |ad8=A. |soyadı9=Holmström |ad9=M. |yazarlarıgöster=1 |cilt=619 |yer=L2 |tarih=November 2018 |doi=10.1051/0004-6361/201834225 |bibcode=2018A&A...619L...2G |url=https://www.duo.uio.no/bitstream/10852/67125/1/aa34225-18.pdf |erişim-tarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20190430061032/https://www.duo.uio.no/bitstream/10852/67125/1/aa34225-18.pdf |arşivtarihi=30 Nisan 2019 |ölüurl=hayır }}</ref>

=== Kuyruklar ===

[[Dosya:Cometorbit01.svg|küçükresim|sol|upright=1.27|Güneş'e yakın bir kuyruklu yıldızın yörüngesi sırasında tipik kuyruk yönü]]
Dış [[Güneş Sistemi]]nde 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]]<ref name="Cochran1995">{{Akademik dergi kaynağı |bibcode=1995ApJ...455..342C |başlık=The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using the Hubble Space Telescope |soyadı1=Cochran |ad1=Anita L. |soyadı2=Levison |ad2=Harold F. |soyadı3=Stern |ad3=S. Alan |soyadı4=Duncan |ad4=Martin J. |yazarlarıgöster=1 |cilt=455 |tarih=1995 |sayfalar=342|dergi=The Astrophysical Journal |doi=10.1086/176581 |arxiv=astro-ph/9509100|s2cid=118159645 }}</ref><ref name="Cochran1998">{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1086/311515 |başlık=The Calibration of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search:Setting the Record Straight |tarih=1998 |soyadı1=Cochran |ad1=Anita L. |soyadı2=Levison |ad2=Harold F. |soyadı3=Tamblyn |ad3=Peter |soyadı4=Stern |ad4=S. Alan |soyadı5=Duncan |ad5=Martin J. |yazarlarıgöster=1 |dergi=The Astrophysical Journal |cilt=503 |sayı=1 |sayfalar=L89|arxiv=astro-ph/9806210 |bibcode=1998ApJ...503L..89C|s2cid=18215327 }}</ref> tarafından yapılan gözlemlerden bildirilmiştir ancak bu tespitler sorgulanmıştır.<ref name="Brown1997">{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1086/311009 |başlık=An Analysis of the Statistics of the \ITAL Hubble Space Telescope\/ITAL] Kuiper Belt Object Search |tarih=1997 |soyadı1=Brown |ad1=Michael E. |soyadı2=Kulkarni |ad2=Shrinivas R. |soyadı3=Liggett |ad3=Timothy J. |yazarlarıgöster=1 |dergi=The Astrophysical Journal |cilt=490 |sayı=1 |sayfalar=L119-L122|bibcode=1997ApJ...490L.119B }}</ref><ref name="Jewitt1996">{{Akademik dergi kaynağı |bibcode=1996AJ....112.1225J |başlık=The Mauna Kea-Cerro-Tololo (MKCT) Kuiper Belt and Centaur Survey |soyadı1=Jewitt |ad1=David |soyadı2=Luu |ad2=Jane |soyadı3=Chen |ad3=Jun |yazarlarıgöster=1 |cilt=112 |tarih=1996 |sayfalar=1225|dergi=The Astronomical Journal |doi=10.1086/118093}}</ref> 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.<ref name="le"/> 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.<ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=S4xDhVCxAQIC&pg=PA422 |sayfa=422 |başlık=The Cambridge Guide to the Solar System |isbn=978-1-139-49417-5 |soyadı=Lang |ad=Kenneth R. |tarih=2011 |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211026084738/https://books.google.com/books?id=S4xDhVCxAQIC&pg=PA422 |arşivtarihi=26 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref> Bazı durumlarda, örneğin Dünya bir kuyruklu yıldızın yörünge düzleminden geçtiğinde, iyon ve toz kuyruklarının tersi yönü gösteren [[karşıkuyruk]] görülebilir.<ref>{{Cite APOD |title=PanSTARRS: The Anti Tail Comet |date=29 Haziran 2013 |access-date=31 Temmuz 2013}}</ref>

[[Dosya:Comet Parts.svg|küçükresim|upright|[[Anti-kuyruk|Toz izi]], toz kuyruğu ve [[güneş rüzgarı]]nca oluşturulan iyon gazı kuyruğunu gösteren bir kuyruklu yıldız diyagramı.]]
Anti-kuyrukların gözlemlenmesi, güneş rüzgarının keşfine önemli ölçüde katkıda bulundu.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1007/BF00225271 |başlık=The plasma tails of comets and the interplanetary plasma |tarih=1963 |soyadı1=Biermann |ad1=L. |dergi=Space Science Reviews |cilt=1 |sayı=3 |sayfa=553 |bibcode=1963SSRv....1..553B|s2cid=120731934 }}</ref> 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".<ref name="pp 864">{{Kitap kaynağı |başlık=An Introduction to Modern Astrophysics |url=https://archive.org/details/introductiontomo0000carr_p4s9 |yayıncı=Addison-Wesley |soyadı1=Carroll |ad1=B. W. |soyadı2=Ostlie |ad2=D. A. |name-list-style=amp |sayfalar=[https://archive.org/details/introductiontomo0000carr_p4s9/page/864 864]-874|tarih=1996 |isbn=0-201-54730-9}}</ref>

İyon kuyruğu yüklemesi yeterliyse manyetik alan çizgileri, iyon kuyruğu boyunca belirli bir mesafede [[manyetik yeniden bağlantı]] oluştuğu noktaya kadar birlikte sıkıştırılır. Bu, bir "kuyruk kopukluk olayına" yol açar.<ref name="pp 864" /> Bu birkaç kez gözlendi, 20 Nisan 2007'de [[Encke Kuyruklu Yıldızı|Encke kuyruklu yıldızı]]'nın iyon kuyruğunda kayda değer bir olay kaydedildi. Kuyruklu yıldız [[taçküre kütle atımı]] içinden geçerken tamamen kopmuştu. Bu olay [[STEREO|STEREO uzay sondası]] tarafından gözlemlendi.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=The Heliospheric Imagers Onboard the STEREO Mission |dergi=Solar Physics |soyadı1=Eyles |ad1=C. J. |soyadı2=Harrison |ad2=R. A. |soyadı3=Davis |ad3=C. J. |soyadı4=Waltham |ad4=N. R. |soyadı5=Shaughnessy |ad5=B. M. |soyadı6=Mapson-Menard |ad6=H. C. A. |soyadı7=Bewsher |ad7=D. |soyadı8=Crothers |ad8=S. R. |soyadı9=Davies |ad9=J. A. |soyadı10=Simnett |ad10=G. M. |soyadı11=Howard |ad11=R. A. |soyadı12=Moses |ad12=J. D. |soyadı13=Newmark |ad13=J. S. |soyadı14=Socker |ad14=D. G. |soyadı15=Halain |ad15=J.-P. |soyadı16=Defise |ad16=J.-M. |soyadı17=Mazy |ad17=E. |soyadı18=Rochus |ad18=P. |yazarlarıgöster=1 |cilt=254 |sayı=2 |sayfalar=387|tarih=2008 |doi=10.1007/s11207-008-9299-0 |bibcode=2009SoPh..254..387E |hdl=2268/15675 |s2cid=54977854 |url=https://orbi.uliege.be/bitstream/2268/15675/1/The%20Heliospheric%20Imagers%20Onboard%20the%20STEREO.pdf |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20210225181821/https://orbi.uliege.be/bitstream/2268/15675/1/The%20Heliospheric%20Imagers%20Onboard%20the%20STEREO.pdf |arşivtarihi=25 Şubat 2021 |ölüurl=hayır }}</ref>

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."<ref name="ESA-20130129">{{Web kaynağı | başlık = When A Planet Behaves Like A Comet | url = http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet | tarih = 29 Ocak 2013 | yayıncı = European Space Agency | erişimtarihi = 30 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20130131073950/http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet | arşivtarihi = 31 Ocak 2013}}</ref><ref name="Space-20130130">{{Web kaynağı | soyadı = Kramer | ad = Miriam | başlık = Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere | url = http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html | tarih = 30 Ocak 2013 | yayıncı = Space.com | erişimtarihi = 30 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20130202175513/http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html | arşivtarihi = 2 Şubat 2013}}</ref>

=== Jetler ===
[[Dosya:Hartley2jets2 epoxi big.jpg|küçükresim|upright=0.77|[[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.<ref name=jets>{{Web kaynağı | url = http://hubblesite.org/hubble_discoveries/comet_ison/blogs/comets-and-jets | başlık = Comets and Jets | iş = Hubblesite.org | tarih = 12 Kasım 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20131216092836/http://hubblesite.org/hubble_discoveries/comet_ison/blogs/comets-and-jets | arşivtarihi = 16 Aralık 2013}}</ref> Bu gaz ve toz akışları çekirdeğin dönmesine ve hatta parçalanmasına neden olabilir.<ref name=jets/>

2010 yılında, [[kuru buz]]un (donmuş karbon dioksit) kuyruklu yıldız çekirdeğinden dışarı akan madde jetlerine güç sağlayabildiği ortaya çıktı.<ref>{{Haber kaynağı |url=http://www.astronomynow.com/news/n1011/11hartley/ |başlık=Dry ice fuels comet jets |iş=Astronomy Now |ad=Emily |soyadı=Baldwin |tarih=11 Kasım 2010 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20131217034053/http://www.astronomynow.com/news/n1011/11hartley/ |arşivtarihi=17 Aralık 2013}}</ref> Hartley&nbsp;2'nin kızılötesi görüntüsü, bu tür jetlerin çıktığını ve onunla birlikte toz tanelerini komaya taşıdığını gösterir.<ref>{{Haber kaynağı |url=https://www.nytimes.com/2010/11/19/science/space/19comet.html |başlık=Comet Hartley 2 Is Spewing Ice, NASA Photos Show |iş=The New York Times |soyadı1=Chang |ad1=Kenneth |tarih=18 Kasım 2010 |erişimtarihi=26 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20210201171331/https://www.nytimes.com/2010/11/19/science/space/19comet.html |arşivtarihi=1 Şubat 2021 |ölüurl=hayır }}</ref>

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 (gezegen)|Jüpiter]]'e yakın geçerlerse), Güneş Sistemi dışına atılmaları olasılığı vardır.

[[Dosya:Cometorbit.png|küçükresim|Bir kuyruklu yıldızın yörüngesi]]

Kuyruklu yıldızlar içinde en ünlüsü Halley kuyruklu yıldızıdır. Yakın geçmişte görülen kuyruklu yıldızlar, 1994 yazında [[Jüpiter (gezegen)|Jüpiter]]'e çarpan SL 9 ([[Shoemaker–Levy 9 kuyruklu yıldızı|Shoemaker-Levy]]) ve 1997 yılında çıplak gözle gözlemlenen [[Hale-Bopp kuyruklu yıldızı|Hale-Bopp]] ve 2002 yılında görülen [[İkeya seki kuyruklu yıldızı|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 yörünge]]leriyle [[Küçük Güneş Sistemi Cismi|küçük güneş sistemi cisimleri]]'dir.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.st-andrews.ac.uk/~bds2/ltsn/ljm/JAVA/COMETORB/COMET.HTM | başlık = The Orbit of a Comet | yayıncı = University of St Andrews | erişimtarihi = 1 Eylül 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20040131123910/http://www.st-andrews.ac.uk/~bds2/ltsn/ljm/JAVA/COMETORB/COMET.HTM | arşivtarihi = 31 Ocak 2004}}</ref> 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=The origin of short-period comets |dergi=The Astrophysical Journal Letters |ad1=Martin |soyadı1=Duncan |ad2=Thomas |soyadı2=Quinn |ad3=Scott |soyadı3=Tremaine |yazarlarıgöster=1 |cilt=328 |sayfalar=L69-L73|tarih=May 1988 |doi=10.1086/185162 |bibcode=1988ApJ...328L..69D}}</ref> Genellikle [[ekliptik]] düzleminde gezegenlerle aynı yönde daha büyük veya daha az yörüngede dönerler.<ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=Ox5hCOc9A2AC&pg=PA117 |sayfa=117 |başlık=Our Cosmic Origins: From the Big Bang to the Emergence of Life and Intelligence |isbn=978-0-521-79480-0 |soyadı=Delsemme |ad=Armand H. |tarih=2001 |erişimtarihi=27 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211027090104/https://books.google.com/books?id=Ox5hCOc9A2AC&pg=PA117 |arşivtarihi=27 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref> 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.<ref name=Wilson1909>{{Akademik dergi kaynağı |soyadı=Wilson |ad=H. C. |başlık=The Comet Families of Saturn, Uranus and Neptune |url=https://archive.org/details/sim_popular-astronomy_1909-12_17_10/page/629 |dergi=Popular Astronomy |cilt=17 |sayfalar=629-633|tarih=1909 |bibcode=1909PA.....17..629W}}</ref> Bu tür ailelerin eskiden uzun periyodlu kuyruklu yıldızları daha kısa yörüngelerde yakalayan gezegenden kaynaklandığı düşünülür.<ref>{{Web kaynağı |url=http://www.uwgb.edu/dutchs/PLANETS/Comets.HTM |başlık=Comets |ad=Steven |soyadı=Dutch |yayıncı=Natural and Applied Sciences, University of Wisconsin |erişimtarihi=31 Temmuz 2013 |ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20130729122906/http://www.uwgb.edu/dutchs/PLANETS/Comets.HTM |arşivtarihi=29 Temmuz 2013}}</ref>

En kısa yörünge periyodunda, [[Encke Kuyruklu Yıldızı|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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/jf.html | başlık = The Jupiter Family Comets | yayıncı = Department of Terrestrial Magnetism Carnegie Institution of Washington | erişimtarihi = 11 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20090608233940/http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/jf.html | arşivtarihi = 8 Haziran 2009}}</ref><ref name="britastro">{{Web kaynağı |url=http://www.britastro.org/projectalcock/Comets%20where%20are%20they.htm |başlık=Comets – where are they ? |tarih=6 Kasım 2012 |yayıncı=British Astronomical Association |erişimtarihi=11 Ağustos 2013 |ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20130805211248/http://www.britastro.org/projectalcock/Comets%20where%20are%20they.htm |arşivtarihi=5 Ağustos 2013}}</ref> 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.<ref name="Morbidelli2006">{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1007/s11214-008-9405-5 |başlık=Dynamical Origin of Comets and Their Reservoirs |tarih=2008 |soyadı1=Duncan |ad1=Martin J. |dergi=Space Science Reviews |cilt=138 |sayı=1–4 |sayfalar=109-126|bibcode=2008SSRv..138..109D|s2cid=121848873 }}</ref><ref name=jewitt2002>{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1086/338692 |başlık=From Kuiper Belt Object to Cometary Nucleus: The Missing Ultrared Matter |url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-02_123_2/page/1039 |tarih=2002 |soyadı1=Jewitt |ad1=David C. |dergi=The Astronomical Journal |cilt=123 |sayı=2 |sayfalar=1039-1049|bibcode=2002AJ....123.1039J}}</ref> {{As of|2020}}, 691 tanımlanmış JFC ile karşılaştırıldığında,<ref name=yfernandez>{{Web kaynağı | url = https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=com;obj_numbered=all;com_orbit_class=JFc;OBJ_field=0;ORB_field=Bh;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqChCk;c_sort=AcD;.cgifields=format_option;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=com_orbit_class&query=1 | başlık = Constraints: comets and orbital class (JFc) | iş = [[JPL Small-Body Database]] | yayıncı = NASA | erişimtarihi = 6 Mayıs 2020 | arşivengelli = evet |arşivurl= https://web.archive.org/web/20200728180048/https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=com;obj_numbered=all;com_orbit_class=JFc;OBJ_field=0;ORB_field=Bh;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqChCk;c_sort=AcD;.cgifields=format_option;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=com_orbit_class&query=1 |arşivtarihi= 28 Temmuz 2020 | ölüurl = hayır }}</ref> 91 HTC'ler gözlemlendi.<ref name="HTC JPL">{{Web kaynağı | url = https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;com_orbit_class=HTC;OBJ_field=0;ORB_field=0;c1_group=ORB;c1_item=Bg;c1_op=%3E%3D;c1_value=0;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqChCk;c_sort=AcD;.cgifields=format_option;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=com_orbit_class&query=1 | başlık = Constraints: orbital class (HTC) | erişimtarihi = 6 Mayıs 2020 | iş = [[JPL Small-Body Database]] | yayıncı = NASA | arşivengelli = evet |arşivurl= https://web.archive.org/web/20200728200451/https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;com_orbit_class=HTC;OBJ_field=0;ORB_field=0;c1_group=ORB;c1_item=Bg;c1_op=%3E%3D;c1_value=0;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqChCk;c_sort=AcD;.cgifields=format_option;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=com_orbit_class&query=1 |arşivtarihi= 28 Temmuz 2020 | ölüurl = hayır }}</ref>

Yakın zamanda keşfedilen [[Aktif asteroit|ana kuşak kuyruklu yıldızlar]], [[asteroit kuşağı]] içinde daha dairesel yörüngelerde dönen ayrı bir sınıf oluştururlar.<ref>
{{Web kaynağı | soyadı = Reddy | ad = Francis | başlık = New comet class in Earth's backyard | url = http://www.astronomy.com/sitecore/content/Home/News-Observing/News/2006/04/New%20comet%20class%20in%20Earths%20backyard.aspx?sc_lang=en | iş = Astronomy | tarih = 3 Nisan 2006 | erişimtarihi = 31 Temmuz 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20140524023305/http://www.astronomy.com/sitecore/content/Home/News-Observing/News/2006/04/New%20comet%20class%20in%20Earths%20backyard.aspx?sc_lang=en | arşivtarihi = 24 Mayıs 2014}}</ref>

Eliptik yörüngeleri onları sıklıkla dev gezegenlere yaklaştırdığı için kuyruklu yıldızlar daha çok [[Tedirginlik (astronomi)|yerçekimi pertürbasyonları]]'na maruz kalırlar.<ref>{{Web kaynağı | url = https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l11_p9.html | başlık = Comets | yayıncı = The Pennsylvania State University | erişimtarihi = 8 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20130524032408/https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l11_p9.html | arşivtarihi = 24 Mayıs 2013}}</ref> Kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar, afellerinin [[dev gezegen]]'in yarı ana ekseniyle çakışma eğilimine sahiptir ve JFC'ler en büyük gruptur.<ref name="britastro"/> [[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.<ref>{{harvnb|Sagan|Druyan|1997|pp=102–104}}</ref><ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=w7E_uwj0Lc8C&pg=PA246 |sayfa=246 |başlık=In Quest of the Solar System |isbn=978-0-7637-9477-4 |soyadı=Koupelis |ad=Theo |tarih=2010 |erişimtarihi=27 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211027090106/https://books.google.com/books?id=w7E_uwj0Lc8C&pg=PA246 |arşivtarihi=27 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref>

Yörünge özelliklerine dayanarak, kısa periyodlu kuyruklu yıldızların [[Centaur (küçük gezegen)|centaurlar]] ve Kuiper kuşağından/[[Dağınık disk|saçılmış disk]]<ref>{{Web kaynağı |soyadı=Davidsson |ad=Björn J. R. |başlık=Comets – Relics from the birth of the Solar System |url=http://www.astro.uu.se/~bjorn/eng_comet.html |yayıncı=Uppsala University |tarih=2008 |erişimtarihi=30 Temmuz 2013 |arşivurl=https://www.webcitation.org/6GjmsmyJk?url=http://www.astro.uu.se/~bjorn/eng_comet.html |arşivtarihi=19 Mayıs 2013 |ölüurl=evet}}</ref> [[Neptün ötesi gezegenler|Neptün-ötesi gezegendeki]] 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).<ref>{{Akademik dergi kaynağı |bibcode=1950BAN....11...91O |başlık=The structure of the cloud of comets surrounding the Solar System and a hypothesis concerning its origin |soyadı1=Oort |ad1=J. H. |cilt=11 |tarih=1950 |sayfalar=91|dergi=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands}}</ref> 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.<ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=PRqVqQKao9QC&pg=PA152 |sayfa=152 |başlık=Habitability and Cosmic Catastrophes |isbn=978-3-540-76945-3 |soyadı=Hanslmeier |ad=Arnold |tarih=2008 |erişimtarihi=27 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211027090107/https://books.google.com/books?id=PRqVqQKao9QC&pg=PA152 |arşivtarihi=27 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = http://planetfacts.org/short-period-comet/ | başlık = What is A Short Period Comet – Less than 200 Year Orbital Cycle | soyadı = Rocheleau | ad = Jake | tarih = 12 Eylül 2011 | website = Planet Facts | dil = İngilizce | erişimtarihi = 1 Aralık 2019 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20120109065858/http://planetfacts.org/short-period-comet/ | arşivtarihi = 9 Ocak 2012}}</ref>

=== Uzun periyot ===

[[Dosya:Comet Kohoutek orbit p391.svg|küçükresim|[[Kohoutek Kuyruklu Yıldızı]]‘nın (kırmızı) ve Dünya'nın (mavi) yörüngeleri, yörüngesinin yüksek [[Yörüngesel eksantriklik|eksantrikliği]]ni ve Güneş'e yakınken hızlı hareketini gösterir.]]

Uzun periyodlu kuyruklu yıldızların yüksek [[Yörüngesel eksantriklik|eksantrik]] yörüngeleri ve 200 yıldan binlerce hatta milyonlarca yıla kadar değişen periyotları vardır.<ref name="SBP"/> [[Günberi]]’ye (ingilizce: perihelion) yakınken 1'den büyük bir eksantriklik kuyruklu yıldızın Güneş Sistemi'nden ayrılacağı anlamına gelmez.<ref name=Elenin2011>{{Web kaynağı | url = http://spaceobs.org/en/2011/03/07/vliyanie-planet-gigantov-na-orbitu-komety-c2010-x1-elenin/ | başlık = Influence of giant planets on the orbit of comet C/2010 X1 | ad = Leonid | soyadı = Elenin | tarih = 7 Mart 2011 | erişimtarihi = 11 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110314194155/http://spaceobs.org/en/2011/03/07/vliyanie-planet-gigantov-na-orbitu-komety-c2010-x1-elenin/ | arşivtarihi = 14 Mart 2011}}</ref> Örneğin, [[C/2006 P1|McNaught Kuyruklu yıldızı]], Ocak 2007'de günberi geçidinin [[Çağ (astronomi)|çağ]] yakınında 1.000019'luk güneş merkezli oskülatör eksantrikliğine sahipti ancak kabaca 92,600 yıllık Güneş'e bağlı yörüngedir çünkü [[Yörüngesel eksantriklik|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 [[Çift merkezi|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 gezegen]]lerin 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. [[C/1999 F1]] ve [[C/2017 T2 (PANSTARRS)]] gibi uzun periyotlu kuyruklu yıldızlar 6&nbsp;milyon yıl civarında tahmin edilen yörüngeleriyle yaklaşık {{dönüştürme|70000|AU|pc ly|abbr=on}} 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 yörünge|parabolik]] veya hafif [[hiperbolik yörünge|hiperbolik]] yörüngelere sahiptir.<ref name="SBP">{{Web kaynağı | başlık = Small Bodies: Profile | url = http://pds.jpl.nasa.gov/planets/special/smbod.htm | yayıncı = NASA/JPL | tarih = 29 Ekim 2008 | erişimtarihi = 11 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20040405120632/http://pds.jpl.nasa.gov/planets/special/smbod.htm | arşivtarihi = 5 Nisan 2004}}</ref> 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.<ref>{{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=3K9Fhu2q-8gC&pg=PA21 |başlık=Astronomy and Astrophysics |soyadı1=Joardar |ad1=S. |soyadı2=Bhattacharya |ad2=A. B. |soyadı3=Bhattacharya |ad3=R. |yazarlarıgöster=1 |sayfa=21 |tarih=2008 |isbn=978-0-7637-7786-9 |erişimtarihi=27 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211027090108/https://books.google.com/books?id=3K9Fhu2q-8gC&pg=PA21 |arşivtarihi=27 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref> Güneş'in [[Hill küresi]]'nin {{dönüştürme|230000|AU|pc ly|abbr=on}} lik kararsız maksimum bir sınırı vardır.<ref name=Chebotarev1964>{{Akademik dergi kaynağı |bibcode=1964SvA.....7..618C |başlık=Gravitational Spheres of the Major Planets, Moon and Sun |soyadı1=Chebotarev |ad1=G. A. |cilt=7 |tarih=1964 |sayfalar=618|dergi=Soviet Astronomy}}</ref> Sadece birkaç yüz kuyruklu yıldızın günberiye yakın olduklarında hiperbolik bir yörüngeye (e > 1) ulaştığı görülmüştür,<ref name="e1">{{Web kaynağı | başlık = JPL Small-Body Database Search Engine: e > 1 | yayıncı = JPL | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;OBJ_field=0;ORB_field=0;c1_group=ORB;c1_item=Bg;c1_op=%3E;c1_value=1;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqChCk;.cgifields=format_option;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=com_orbit_class&query=1&c_sort=BgD | erişimtarihi = 13 Ağustos 2013 | arşivengelli = evet |arşivurl= https://web.archive.org/web/20130430114338/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;OBJ_field=0;ORB_field=0;c1_group=ORB;c1_item=Bg;c1_op=%3E;c1_value=1;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqChCk;.cgifields=format_option;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=com_orbit_class&query=1&c_sort=BgD |arşivtarihi= 30 Nisan 2013 | ölüurl = hayır }}</ref> bu da güneş merkezli pertürede olmayan [[İki cisim problemi|iki cisim]]'li [[eğri uydurma|en uygun]]'un Güneş Sistemi'nden kaçabileceklerini düşündürür.

2019 itibarıyla birden fazla [[Eksantriklik (matematik)|eksantriklik]] değerine sahip Güneş Sistemi dışında bir orjini gösteren yalnızca iki gök cismi [[ʻOumuamua|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.<ref name="Oumuamua">{{Haber kaynağı |url=https://www.space.com/41015-interstellar-visitor-oumuamua-comet-after-all.html |başlık=Interstellar Visitor 'Oumuamua Is a Comet After All |iş=Space.com |ad=Chelsea |soyadı=Gohd |tarih=27 Haziran 2018 |erişimtarihi=27 Eylül 2018 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20180927165117/https://www.space.com/41015-interstellar-visitor-oumuamua-comet-after-all.html |arşivtarihi=27 Eylül 2018 |ölüurl=hayır }}</ref> Öte yandan, tahmini eksantrikliği yaklaşık 3.36 olan 2I/Borisov'un kuyruklu yıldızların koma özelliğine sahip olduğu gözlemlendi ve ilk belirlenen [[yıldızlararası nesne|yıldızlararası kuyruklu yıldız]] olduğu kabul edilir.<ref>{{Haber kaynağı |url=https://www.sciencenews.org/article/astronomy-interstellar-comet-space |başlık=Astronomers have spotted a second interstellar object |iş=Science News |soyadı=Grossman |ad=Lisa |tarih=12 Eylül 2019 |erişimtarihi=16 Eylül 2019 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20200423201037/https://www.sciencenews.org/article/astronomy-interstellar-comet-space |arşivtarihi=23 Nisan 2020 |ölüurl=hayır }}</ref><ref name="cnn">{{Haber kaynağı |url=https://www.cnn.com/2019/09/24/world/second-interstellar-visitor-confirmed-scn-trnd/ |başlık=2nd interstellar visitor to our solar system confirmed and named |yayıncı=CNN |soyadı1=Strickland |ad1=Ashley |tarih=27 Eylül 2019 |erişimtarihi=27 Ekim 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20211027090104/https://www.cnn.com/2019/09/24/world/second-interstellar-visitor-confirmed-scn-trnd/ |arşivtarihi=27 Ekim 2021 |ölüurl=hayır }}</ref> Kuyruklu yıldız [[C/1980 E1]] 1982 günberi geçişinden önce kabaca 7.1&nbsp;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.<ref name="C/1980E1-jpl">{{Web kaynağı | url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1980E1 | başlık = C/1980 E1 (Bowell) | iş = [[JPL Small-Body Database]] | tür = 1986-12-02 last obs | erişimtarihi = 13 Ağustos 2013 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20110512172553/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=1980E1 | arşivtarihi = 12 Mayıs 2011}}</ref> İç Güneş Sistemine dönmesi beklenmeyen kuyruklu yıldızlar arasında [[C/1980 E1]], [[C/2000 U5]], [[C/2001 Q4 (NEAT)]], [[C/2009 R1]], [[C/1956 R1]] 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,<ref>{{Ansiklopedi kaynağı |başlık=Comet |url=http://www.britannica.com/eb/article-54344/comet |ansiklopedi=Encyclopædia Britannica Online |erişimtarihi=13 Ağustos 2013 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20080616150306/http://www.britannica.com/eb/article-54344/comet |arşivtarihi=16 Haziran 2008 |ölüurl=hayır }}</ref> diğerleri bunu yalnızca kısa periyotlu kuyruklu yıldızlar anlamında kullanır.<ref name="SBP"/> 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 ortam|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 [[özgül yörünge enerjisi]]'ne sahip olurlar ve bu da pozitif bir [[hiperbolik aşırı hız|sonsuzdaki hız]] (<math>v_{\infty}\!</math>) 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.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=On the nondetection of extrasolar comets |dergi=The Astrophysical Journal |soyadı1=McGlynn |ad1=Thomas A. |soyadı2=Chapman |ad2=Robert D. |name-list-style=amp |cilt=346 |yer=L105 |tarih=1989 |doi=10.1086/185590 |bibcode=1989ApJ...346L.105M}}</ref>

{| class="wikitable" style="width: 600px; text-align: center; font-size: 1em;  margin: 0.4em auto;"
|-
|+ [[Hyperbolik kuyruklu yıldızlar|Hiperbolik kuyruklu yıldız]] keşifleri<ref name="e1-name">{{Web kaynağı | başlık = JPL Small-Body Database Search Engine: e > 1 (sorted by name) | yayıncı = JPL | url = https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;OBJ_field=0;ORB_field=0;c1_group=ORB;c1_item=Bg;c1_op=%3E;c1_value=1;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqCiCkCn;.cgifields=format_option;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=com_orbit_class&query=1&c_sort=AcD | erişimtarihi = 7 Aralık 2020 | arşivengelli = evet |arşivurl= https://web.archive.org/web/20210612064407/https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;OBJ_field=0;ORB_field=0;c1_group=ORB;c1_item=Bg;c1_op=%3E;c1_value=1;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBgBiBjBqCiCkCn;.cgifields=format_option;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=com_orbit_class&query=1&c_sort=AcD |arşivtarihi= 12 Haziran 2021 | ölüurl = hayır }}</ref>
|-
! 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 ===
[[Dosya:Kuiper oort-en.svg|küçükresim|[[Oort bulutu]] 'nun Güneş Sistemini çevrelediğini düşünüldü.]]

Oort bulutunun {{dönüştürme|2000|AU|ly|2|abbr=on}}
ve {{dönüştürme|5000|AU|ly|2|abbr=on}}<ref name=book>{{Kitap kaynağı |bölüm=Comet Populations and Cometary Dynamics |başlık=Encyclopedia of the Solar System |yayıncı=Academic Press |ad1=Harold F. |soyadı1=Levison |ad2=Luke |soyadı2=Donnes |name-list-style=amp |editör1-ad=Lucy-Ann Adams |editör1-soyadı=McFadden |editör2-ad=Torrence V. |editör2-soyadı=Johnson |editör3-ad=Paul Robert |editör3-soyadı=Weissman |basım=2.|sayfalar=[https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 575-588]|tarih=2007 |isbn=978-0-12-088589-3 |bölümurl=https://archive.org/details/encyclopediaofso0000unse_u6d1/page/575 }}</ref> başlayan ve {{dönüştürme|50000|AU|ly|2|abbr=on}}<ref name=Morbidelli2006/> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/oort-cloud/in-depth | başlık = In Depth {{!}} Oort Cloud | website = NASA Solar System Exploration | erişimtarihi = 1 Aralık 2019 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20190824231455/https://solarsystem.nasa.gov/solar-system/oort-cloud/in-depth | arşivtarihi = 24 Ağustos 2019}}</ref> Bazı tahminler, dış kenarı {{dönüştürme|100000|and|200000|AU|ly|2|abbr=on}} arasına yerleştirir.<ref name= book /> Bölge, {{dönüştürme|20000|-|50000|AU|ly|2|abbr=on}}'luk küresel bir dış Oort bulutu ve halka şeklindeki bir iç bulut olan Hills bulutu, {{dönüştürme|2000|-|20000|AU|ly|2|abbr=on}} olarak alt bölümlere ayrılabilir.<ref>{{Kitap kaynağı |ad=Lisa |soyadı=Randall |başlık=Dark matter and the dinosaurs: The astounding interconnectedness of the universe |url=https://archive.org/details/darkmatterdinosa0000rand |tarih=2015 |yayıncı=Harper Collins Publishers |isbn=978-0-06-232847-2 |sayfalar=[https://archive.org/details/darkmatterdinosa0000rand/page/115 115]}}</ref> Dış bulut, Güneş'e yalnızca zayıf bir şekilde bağlıdır ve [[Neptün]] yörüngesinin içine düşen uzun dönemli (ve muhtemelen Halley tipi) kuyruklu yıldızları besler.<ref name=Morbidelli2006/> İç Oort bulutu, 1981'de varlığını öneren J. G. Hills'in adını taşıyan Hills bulutu olarak da bilinir.<ref name="hills1981" /> Modeller, iç bulutun, dış halenin onlarca veya yüzlerce katı kadar kuyruklu yıldız çekirdeğine sahip olması gerektiğini öngörür;<ref name="hills1981">{{Akademik dergi kaynağı |author=Jack G. Hills |tarih=1981 |başlık=Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort Cloud |dergi=The Astronomical Journal |cilt=86 |sayfalar=1730-1740|bibcode=1981AJ.....86.1730H |doi=10.1086/113058}}</ref><ref name="levison2001">{{Akademik dergi kaynağı |başlık=The Origin of Halley-Type Comets: Probing the Inner Oort Cloud |url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2001-04_121_4/page/2253 |dergi=The Astronomical Journal |ad1=Harold F. |soyadı1=Levison |ad2=Luke |soyadı2=Dones |ad3=Martin J. |soyadı3=Duncan |yazarlarıgöster=1 |cilt=121 |sayı=4 |sayfalar=2253-2267|tarih=2001 |bibcode=2001AJ....121.2253L |doi=10.1086/319943 }}</ref><ref name="Donahue1991">{{Kitap kaynağı |editör=Thomas M. Donahue |diğerleri=Kathleen Kearney Trivers, and David M. Abramson |tarih=1991 |başlık=Planetary Sciences: American and Soviet Research, Proceedings from the U.S.–U.S.S.R. Workshop on Planetary Sciences |url=http://books.nap.edu/openbook.php?record_id=1790&page=R1 |yayıncı=National Academy Press |sayfa=251 |isbn=0-309-04333-6 |erişimtarihi=18 Mart 2008 |doi=10.17226/1790 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20141109193236/http://books.nap.edu/openbook.php?record_id=1790&page=R1 |arşivtarihi=9 Kasım 2014 |ölüurl=hayır }}</ref> 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.<ref name="Julio1997">{{Akademik dergi kaynağı |author=Julio A. Fernéndez |tarih=1997 |başlık=The Formation of the Oort Cloud and the Primitive Galactic Environment |url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/oort.pdf |dergi=[[Icarus (dergi)|Icarus]] |cilt=219 |sayı=1 |sayfalar=106-119|erişimtarihi=18 Mart 2008 |bibcode=1997Icar..129..106F |doi=10.1006/icar.1997.5754 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20120724192955/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/oort.pdf |arşivtarihi=24 Temmuz 2012 |ölüurl=evet }}</ref>

=== Dış kuyruklu yıldızlar ===

Güneş Sistemi'nin ötesindeki [[dış kuyruklu yıldız]]lar da (Exocomet) tespit edildi ve bunlar [[Samanyolu]]'nda yaygın olabilir.<ref name="berk">{{Web kaynağı | başlık = Exocomets may be as common as exoplanets | url = http://newscenter.berkeley.edu/2013/01/07/exocomets-may-be-as-common-as-exoplanets/ | tarih = 7 Ocak 2013 | yayıncı = UC Berkeley | erişimtarihi = 30 Temmuz 2013 | soyadı = Sanders | ad = Robert | arşivurl = https://web.archive.org/web/20130108011149/http://newscenter.berkeley.edu/2013/01/07/exocomets-may-be-as-common-as-exoplanets/ | arşivtarihi = 8 Ocak 2013}}</ref> Tespit edilen ilk dış kuyruklu yıldız sistemi, 1987'de çok genç bir [[A-tipi ana kol yıldızı]] olan [[Beta Pictoris]] civarındaydı.<ref name="Space-20130107">{{Web kaynağı |başlık='Exocomets' Common Across Milky Way Galaxy |url=http://www.space.com/19156-exocomets-alien-solar-systems.html |tarih=7 Ocak 2013 |yayıncı=Space.com |erişimtarihi=8 Ocak 2013 |ölüurl=evet|arşivurl=https://web.archive.org/web/20140916085824/http://www.space.com/19156-exocomets-alien-solar-systems.html |arşivtarihi=16 Eylül 2014 }}</ref><ref name="Beust1990">{{Akademik dergi kaynağı |bibcode=1990A&A...236..202B |başlık=The Beta Pictoris circumstellar disk. X – Numerical simulations of infalling evaporating bodies |url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1990-09_236_1/page/202 |soyadı1=Beust |ad1=H. |soyadı2=Lagrange-Henri |ad2=A.M. |soyadı3=Vidal-Madjar |ad3=A. |soyadı4=Ferlet |ad4=R. |yazarlarıgöster=1 |cilt=236 |tarih=1990 |sayfalar=202-216|dergi=Astronomy & Astrophysics |issn=0004-6361}}</ref> Kuyruklu yıldızların, yıldızlarının yakınından geçerken yaydıkları büyük gaz bulutlarının neden olduğu [[Absorpsiyon spektroskopisi|absorpsiyon spektrumu]]nu kullanılarak, 2013'ten beri toplam 11 dış kuyruklu yıldız sistemi tanımlanmıştır.<ref name="berk"/><ref name="Space-20130107" /> 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 bilimi|vatandaş bilim adamlarından]] oluşan bir grup tarafından Şubat 2018'de bulundu.<ref>{{Web kaynağı | url = https://www.newsweek.com/comets-detected-outside-our-solar-system-first-time-696446 | başlık = Astronomers have detected comets outside our solar system for the first time ever | soyadı = EDT | ad = Meghan Bartels On 10/30/17 at 2:24&nbsp;pm | tarih = 30 Ekim 2017 | website = Newsweek | dil = İngilizce | erişimtarihi = 1 Aralık 2019 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20171102015413/https://www.newsweek.com/comets-detected-outside-our-solar-system-first-time-696446 | arşivtarihi = 2 Kasım 2017}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|soyadı1=Rappaport|ad1=S.|soyadı2=Vanderburg|ad2=A.|soyadı3=Jacobs|ad3=T.|soyadı4=LaCourse|ad4=D.|soyadı5=Jenkins|ad5=J.|soyadı6=Kraus|ad6=A.|soyadı7=Rizzuto|ad7=A.|soyadı8=Latham|ad8=D. W.|soyadı9=Bieryla|ad9=A.|soyadı10=Lazarevic|ad10=M.|soyadı11=Schmitt|ad11=A.|tarih=21 Şubat 2018|başlık=Likely transiting exocomets detected by Kepler|dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|dil=İngilizce|cilt=474|sayı=2|sayfalar=1453-1468|arxiv=1708.06069|doi=10.1093/mnras/stx2735|pmid=29755143|pmc=5943639|bibcode=2018MNRAS.474.1453R|issn=0035-8711}}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = https://astronomy.com/news/2019/04/tess-spots-its-first-exocomet-around-one-of-the-skys-brightest-stars | başlık = TESS spots its first exocomet around one of the sky's brightest stars | soyadı1 = Wednesday | ad1 = Jake Parks {{!}} Published | soyadı2 = April 03 | website = Astronomy.com | erişimtarihi = 25 Kasım 2019 | soyadı3 = 2019 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20190403235526/https://astronomy.com/news/2019/04/tess-spots-its-first-exocomet-around-one-of-the-skys-brightest-stars | arşivtarihi = 3 Nisan 2019}}</ref><ref>{{Akademik dergi kaynağı|soyadı1=Zieba|ad1=S.|soyadı2=Zwintz|ad2=K.|soyadı3=Kenworthy|ad3=M. A.|soyadı4=Kennedy|ad4=G. M.|tarih=1 Mayıs 2019|başlık=Transiting exocomets detected in broadband light by TESS in the β Pictoris system|dergi=Astronomy & Astrophysics|dil=İngilizce|cilt=625|sayfalar=L13|arxiv=1903.11071|doi=10.1051/0004-6361/201935552|bibcode=2019A&A...625L..13Z|s2cid=85529617|issn=0004-6361}}</ref> 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.<ref>{{Web kaynağı | url = https://www.sciencealert.com/nasa-s-new-planet-hunter-has-detected-its-first-exocomet-orbiting-an-alien-star | başlık = NASA's New Planet Hunter Has Detected an 'Exocomet' Orbiting an Alien Star | soyadı = Starr | ad = Michelle | website = ScienceAlert | dil = en-gb | erişimtarihi = 1 Aralık 2019 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20190402080444/https://www.sciencealert.com/nasa-s-new-planet-hunter-has-detected-its-first-exocomet-orbiting-an-alien-star | arşivtarihi = 2 Nisan 2019}}</ref>

== Kuyruklu yıldızların etkileri ==
=== Meteor yağmurları ile bağlantı ===
[[Dosya:PSM V18 D201 Shower of perseids sept 6 and 7.jpg|küçükresim|[[Perseid meteor yağmurları|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.<ref>{{harvnb|Sagan|Druyan|1997|p=235}}</ref> 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.<ref name="sciam19990920">{{Web kaynağı |url=https://www.scientificamerican.com/article/what-causes-a-meteor-show/ |başlık=What causes a meteor shower? |iş=[[Scientific American]] |ad=Gregory A. |soyadı=Lyzenga |tarih=20 Eylül 1999 |erişimtarihi=21 Kasım 2019 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20200324120724/https://www.scientificamerican.com/article/what-causes-a-meteor-show/ |arşivtarihi=24 Mart 2020 |ölüurl=hayır }}</ref><ref name="natgeo20190207">{{Web kaynağı |url=https://www.nationalgeographic.com/science/space/reference/meteor-showers/ |başlık=Meteor showers, explained |iş=[[National Geographic]] |ad=Victoria |soyadı=Jaggard |tarih=7 Şubat 2019 |erişimtarihi=21 Kasım 2019 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20200324120719/https://www.nationalgeographic.com/science/space/reference/meteor-showers/ |arşivtarihi=24 Mart 2020 |ölüurl=hayır }}</ref> Örneğin [[Perseid meteor yağmurları|perseid meteor yağmuru]], Dünya'nın [[109P/Swift-Tuttle|Swift-Tuttle Kuyruklu Yıldızı]]'nın yörüngesinden geçtiği her yıl 9 ila 13 Ağustos arasında meydana gelir. Ekim ayında görülen [[Orionid meteor yağmuru]]nun kaynağı ise [[Halley kuyruklu yıldızı]]dır.<ref name=showers>{{Web kaynağı |url=http://meteorshowersonline.com/major_meteor_showers.html |başlık=Major Meteor Showers |yayıncı=Meteor Showers Online |erişimtarihi=31 Temmuz 2013 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20130724111133/http://meteorshowersonline.com/major_meteor_showers.html |arşivtarihi=24 Temmuz 2013 |ölüurl=evet}}</ref><ref>{{Web kaynağı |url=https://www.weather.gov/fsd/meteor |başlık=Meteors and Meteor Showers |yayıncı=United States National Weather Service |erişimtarihi=21 Kasım 2019 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20190711033913/https://www.weather.gov/fsd/meteor |arşivtarihi=11 Temmuz 2019 |ölüurl=hayır }}</ref>

== 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 [[anizotrop]] 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; [[C/2021 A1 (Leonard)]]<!-- en:C/2021 A1 (Leonard) --> 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&nbsp;AB ile 2,5&nbsp;AB (1&nbsp;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&nbsp;AB uzaklıklar arasında [[Jüpiter]]'in yörüngesinin yakınındadır. En küçük yörünge periyoduna (yaklaşık 3 yıl 4 ay) sahip kuyruklu yıldız [[Encke Kuyruklu Yıldızı]]'dır.<ref>Axis Türkçe Ansiklopedi, Kuyruklu yıldızlar maddesi.</ref>

==Ayrıca bakınız==
* [[Yıldızlararası kuyruklu yıldız]]

== Kaynakça ==
{{kaynakça}}

== İlave kaynaklar ==
* {{Kitap kaynağı |url=https://books.google.com/books?id=LhkoowKFaTsC |başlık=Comet |yayıncı=Random House |yer=New York |ad1=Carl |soyadı1=Sagan |yazarbağı1=Carl Sagan |ad2=Ann |soyadı2=Druyan |yazarbağı2=Ann Druyan |name-list-style=amp |yıl=1997 |isbn=978-0-3078-0105-0 }}

{{Güneş sistemi}}{{Küçük Güneş sistemi cisimleri}}
{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Kuyruklu yıldız| ]]
[[Kategori:Astronomik cisimler]]